DOSSIER EN PROVENANCE D'UN AUTRE SITE

Publié le par le-génie-du-spectre-lumineux

  Pour approfondir un peu pour le fun, on vous a copié une page d'un autre site dont voici l'adresse :
http://culturesciencesphysique.ens-lyon.fr/XML/db/csphysique/metadata/LOM_CSP_Spectre-temperature-etoile-chaude.xml
(et on l'a aussi un peu simplifiée ou expliquée ; les modifications sont en vert)
C'est à propos de la manière de calculer la température d'une étoile chaude ; en bref, ce dossier est réservé aux vrais mordus de spectres, même s'il peut se révéler intéressant même pour ceux qui ne sont pas tellement fou de fantômes ^^

Détermination de la température des étoiles chaudes

Marie-Christine Artru
Publié par
Catherine Simand

Résumé

Un article du dossier « La spectroscopie en astronomie »


On s'intéresse à des étoiles de la classe O qui sont les plus « bleues » et les plus « chaudes » selon la classification en type spectral O, B, A, F, G, H,...

Dans leurs spectres, il apparaît des raies d'absorption dues aux atomes d’hélium (spectre He I , selon la notation usuelle des spectroscopistes) et aux ions He+ (spectre He II).

Pour déterminer précisément la température effective (température produite, émise par l'étoile en gros ; en gros vous voyez le truc^^) de ces étoiles, on compare les raies spectrales observées aux raies calculées théoriquement.

On calcule un spectre théorique, dit « synthétique », grâce à des simulations numériques assez complexes. En effet le calcul doit combiner des processus physiques qui dépendent d’une part du modèle définissant les conditions de l’atmosphère de l’étoile à chaque couche superficielle (composition chimique, température, pression, vent...) et d’autre part des caractéristiques spectroscopiques des atomes, ions et molécules présents dans l'atmosphère stellaire (longueurs d’ondes des raies, probabilités d’absorption et d’ionisation, effet des collisions...).

Description de la figure :

Les graphes ci-dessous permettent de comparer l'intensité relative des raies de He I et de He II dans des spectres calculés pour des étoiles de différentes valeurs Teff de leur température effective.  

De haut en bas, la température Teff est de plus en plus élevée : 30 000 K, 35 000 K, 40 000 K, 45 000 K, 50 000 K.

Chacune des trois colonnes montre une partie du spectre calculé centrée sur une raie bleue importante : celle de l'atome d'hydrogène (raie Hγ de la série de Balmer), de l'atome d'hélium (He I) et de l'ion hélium (He II ). Leurs longueurs d'onde sont indiquées en Ångström (1Å = 0,1 nm).

Les courbes montrent la superposition de plusieurs profils, très proches, obtenus en variant certains paramètres du calcul.

Considérons seulement les profils en trait épais qui correspondent aux choix suivants : l'accélération de gravité à la surface de l'étoile est égale à g = 106 m.s-2 ( log10 g = 4, en CGS système d'unité usuel des astrophysiciens), l'abondance relative des différents éléments chimiques est identique à celle du soleil.

Figure 1. Spectres d'absorption de l'atome d'hydrogène (1ère colonne), de l'atome d'hélium He (2ème colonne), et de l'ion hélium He+ (3ème colonne), en fonction de la température (de 30 000 K à 50 000 K)

Spectres d'absorption de l'atome d'hydrogène (1ère colonne), de l'atome d'hélium He (2ème colonne), et de l'ion hélium He+ (3ème colonne), en fonction de la température (de 30 000 K à 50 000 K)
[...]
Interprétation :

La raie d'hydrogène est fortement élargie et son profil varie peu quand la température est augmentée. Elle ne peut pas servir de diagnostic de température. On sait qu'elle est plutôt sensible à la valeur de la gravité [...].On voit que pour une température effective de plus en plus élevée, la raie de l’ion He+ se creuse et devient prédominante. Au contraire celle de l’atome He diminue et disparaît presque pour Teff = 50 000 K. En effet le gaz d’hélium est d’autant plus ionisé que le milieu est chaud et il ne reste que très peu d'hélium sous forme d'atome neutre pour Teff = 50 000 K.
[...] Les raies sont peu modifiées par des changements de la composition chimique [...]. Ces spectres calculés constituent un outil de diagnostic des nouvelles étoiles O observées. On enregistre le spectre dans le même domaine spectral contenant les raies d'hélium neutre et ionisé. En comparant les raies observées aux profils calculés, on détermine la température effective de l'étoile.

Publié dans spectre

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