photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total « aperçu local »

photosphère ~ 1 à 0.1 % rayon total

« aperçu local »

H et He

C

O

N

Fe

Photosphère

noyau

épaisseur ~ 0.01 rayon total

90 % d’Hydrogène (= X)

9 % d’Hélium (= Y)

1 % d’autres éléments = métallicité (= Z)

Formation du Continu

0.1 à 1 %

Absorptions

Emissions

Bilan ou

Paramètres associés aux spectres photosphériques:

Paramètres « photosphériques »

Température effective (Teff)Gravité superficielle (log g)1

Composition chimique

= permettent de prédire la forme des spectres

Variation de paramètres « locaux »

T()p()

1 Logarithme de l’accélération gravifique exprimée en unité c.g.s.

… également paramètres analogues aux paramètres stellaires fondamentaux

Masse, Température, Luminosité et composition chimique

Inte

nsi

té r

elat

ive

des

rai

es s

pec

tral

es

Type spectral

i.e. Température effective

Nb d’électrons

Complexité

Inte

nsi

té r

elat

ive

des

rai

es s

pec

tral

es

Type spectral

Type spectral : B8 V ~ 3 masses solaires

Type spectral : A7 V ~ 2 masses solaires

H

H

He I

H

H

He I

Type spectral : A7 V ~ 2 masses solaires

H H

H

CH

Type spectral : G5 V ~ 1 masse solaire

Inte

nsi

té r

elat

ive

des

rai

es s

pec

tral

es

Type spectral

Bon indicateur du type spectral et de la température effective !

Type spectral : B2 V

He I

H

Abondance plus grande = surface de raie plus grandelargeur équivalente plus grande

Les éléments les plus légers on également un profilde raie différent de celui des autres éléments

Hélium

L

arg

eur

équ

iva

len

te

Température effective

V

IIIII

Absorption de la lumière par un atome

Conditions « idéales »:Durée de vie infinie des niveaux d’énergieAtome au repos ( Température = 0 K )Atome isolé (pas de collisions = pression nulle)

H

Une absorption à une longueur d’onde donnée !

Quelles causes d’élargissement des raies spectrales …


Conditions réelles:

Atome en mouvement ( Température > 0 K )

H

Influence le corps de la raie

Forme « gaussienne »


H



Plusieurs atomes qui interagissent (pression non nulle)

H

Influence les ailes

Forme « lorentzienne »


H



Atome en mouvement ( Température > 0 K )Plusieurs atomes qui interagissent

(pression non nulle)

H

Profil réel d’une raie =convolution d’un profil gaussienet d’un profil lorentzien






Profil de Voigt =Profil réel d’une raie =convolution d’un profil gaussienet d’un profil lorentzien

Sensible à la pression

Sensible à la température

H

H






Profil de Voigt =Profil réel d’une raie =convolution d’un profil gaussienet d’un profil lorentzien

Sensible à la pression

Sensible à la température

H

H

Egalement sensible à la composition chimique


Naine A0 log g = 4.0

Naine A0 log g = 4.0Supergéante A0 log g = 2.5


L

arg

eur

équ

iva

len

te

V

IIII

Largeur équivalente d’une raie d’hydrogène

Pour Teff < 8500 K, les raies d’hydrogène sont sensibles à la TeffPour Teff > 8500 K, les raies d’hydrogène sont sensibles à la Teff et au log g

Hélium

L

arg

eur

équ

iva

len

te


V

IIIII

Principaux critères de température et de log g:

Etoiles O:

Etoiles B:

Apparition de l’He II notamment à = 4542, 4200 ADiminution des raies de l’He I et des raies d’Hydrogène

http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html

Raies de l’He I atteignent leur intensité maximale(p.ex. = 4471, 4388, 4026 A …)Raies d’Hydrogène

Etoiles A:

Raies d’hydrogène atteignent leur intensité maximaleRaies des métaux 1x ionisés

Principaux critères de température et de log g:

Etoiles F:

Etoiles G:

Les raies d’hydrogène diminuentApparition de la bande moléculaire G du CHRaies de métaux 1x ionisés


Les raies d’hydrogène continuent de disparaîtreBande moléculaire G du CH atteint son maximumApparition de raies de métaux neutres.

Etoiles K:

Raies de métaux neutresDisparition des métaux ionisésApparition de molécules plus complexes

Elargissement

surface = cste


+

1. Rotation axiale de l’étoile Ex: Angle d’inclinaison = 90 degrés

Véqu.

Véqu.

élargissement à surface constante


1. Rotation axiale de l’étoile Ex: Angle d’inclinaison = 45 degrés

élargissement à surface constante

+

Véqu. x sin (i) ~ 0.7 x Véqu.

Véqu. x sin (i) ~ 0.7 x Véqu.



H

He

Vitesse apparente (V sin i = 0 km/s)



H

He

Vitesse apparente (V sin i = 50 km/s)Si i = 90 ° :

Période de révolution ~ 3 jours

Ne pas oublier la résolution spectrale instrumentale !


Température effective (K)

Log g > 4.0

3.5 < Log g < 4.0

2.5 < Log g < 3.5

Log g < 2.5

Lien avec type spectralet classe de luminosité

Température et type spectral

http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1994AJ....107..742G&db_key=AST&link_type=ABSTRACT&high=40a3454dff13983


























Quelques liens:

• http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html Atlas spectral Voir également programme SPECTRUM

• http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/index.html Liste de raies spectrales

• http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html Page de liens vers des catalogues et des atlas de spectres calculés et observés

• http://nova.astro.umd.edu/Synspec43/synspec.html Programme SYNSPEC + spectres synthétiques


http://physics.nist.gov/PhysRefData/ASD/index.html









http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html

http://nova.astro.umd.edu/Synspec43/synspec.html

CDROM:Quelques spectres synthétiques en format pdf

Programme lhires (fortran) d’ajustement pour linux

Programme lhires (fortran) d’ajustement pour dos?

Spectres tests pour les ajustements (resolution spectrale: 12000)

Programme pour la correction des vitesses radialesPour le calcul de HJD voir http://www.physics.sfasu.edu/astro/javascript/hjd.html

CDROM:

Compilateurs

Répertoire contenant la grille de spectres synthétiquesUniquement utilisable entre 4000 et 4500 A !

Liste des paramètres utilisés pour le calcul de la grille (Teff, logg)

Répertoire de travail

Librairie minuit (minimisation par moindres carrés)

Lancer le fichier « make.bat » devrait construire la librairie minuit et compiler le programme lhires.fdans le répertoire de travail.

CDROM:

Fichier *.inp : introduction de données.Ajustement final sauvegardé dans « fit.out » (col. 1: longueurs d’onde; 2: Observations; 3: Ajustement)Paramètres finaux imprimés sur l’écran (ne pas tenir compte des erreurs affichées).

Contrôle des paramètres à ajuster

Spectre à ajuster

Régions spectrales à ajuster

Minuit.inp: Indice des paramètres à ajuster, ou pas

Nom des paramètres à ajuster, ou pas

Valeur initiale

Limites de validité

Erreur estimée sur la valeur initialeSi = 0, alors le paramètre n’est pas ajusté.

Demande la minimisation des paramètres libresSi la commande ne s’y trouve pas, alors le programmefourni un spectre synthétique calculé pour les valeurs indiquées.

A noter que si les longueurs d’onde n’ont pas été corrigées, RV est la vitesse radiale topocentrique.Elle doit être ramenée au barycentre du système solaire. (voir programme bcv.f )

http://users.skynet.be/yves.fremat/larochelle.htm

[email protected]

http://users.skynet.be/yves.fremat/larochelle.htm

mailto:[email protected]

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