VARIATIONS SUR LES

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VARIATIONS SUR LES ÉTOILES VARIABLES

• Commission de cosmologie de la SAF
• 1er Décembre 2007
• Par Jean-Pierre MARTIN jpm_at_planetastronomy.com
• ASSOCIATION DASTRONOMIE VÉGA PLAISIR 78370
  http//www.planetastronomy.com

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PLAN

• Introduction
• La lumière des étoiles
• Les étoiles variables extrinsèques
• Les étoiles variables intrinsèques
• Remarque ce nest quune brève introduction au
  phénomène des étoiles variables et non pas un
  recueil technique de toutes ces étoiles.

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PLUSIEURS CLASSES

• Étoile variable étoile dont la luminosité varie
  relativement rapidement!
• Il y a principalement deux grandes classes
  détoiles variables
• Les étoiles variables extrinsèques ou
  géométriques dont la variation de luminosité est
  provoquée par un système d'étoiles doubles.
• Les étoiles variables intrinsèques qui peuvent
  être pulsantes ou cataclysmiques, dont la
  variation de luminosité, résulte de processus
  physiques au sein de l'étoile (par exemple des
  pulsations ).

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CLASSIFICATION
RR Lyrae CéphéidesLongue périodeIrrégulières
Tauri
Type I et II
PULSANTES
Mira
INTRINSÈQUES(phénomènes internes)
Novæ nainesNovaeSuper NovæWolf Rayet
ÉRUPTIVES/CATACLYSMIQUES
ÉTOILES VARIABLES
BINAIRES ÀÉCLIPSE
EXTRINSÈQUES(phénomènes externes)
TRANSIT PLANÉTAIRE
JPM 2007
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POURQUOI LES ÉTOILES VARIABLES SONT IMPORTANTES

• Parmi les différents types détoiles variables
• Binaires à éclipses calcul des masses, ainsi
  que les rayons respectifs des composantes, en
  utilisant les lois de Newton.
• Étoiles à transit planétaire domaine de la
  recherche actuelle en pleine explosion, qui a
  pour but, à long terme, de répondre à la question
  de lexistence de la vie dans lUnivers.
• Variables pulsantes observation déterminante au
  cours de lhistoire de lastronomie et importante
  de nos jours, pour la mesure des distances dans
  lunivers.
• Les céphéides possèdent une relation
   période-luminosité  caractéristique. Mesurer
  leur période de pulsation permet dobtenir leur
  magnitude absolue, qui au moyen dune formule la
  reliant à la magnitude apparente, donne la
  distance de létoile.
• Donc il faut étudier la lumière des étoiles, une
  des seules informations disponibles.

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LA LUMIÈRE DES ÉTOILES

• La lumière est le seul messager de ces corps
  lointains.
• Pour cela on va étudier leur spectre, c'est à
  dire la classification des émissions lumineuses
  en fonction de chaque fréquence leur spectre va
  devenir leur empreinte digitale!!!
• Cela va permettre aussi une classification des
  étoiles en fonction du type de lumière.
• On voit ici le spectre du Soleil

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• Ces lignes montrent que certaines longueurs
  donde sont absorbées par les gaz de latmosphère
  solaire
• Cest Kirchhoff et Bunsen (celui qui a du bec!)
  qui ont expliqué le pourquoi en étudiant le
  spectre de différents corps brûlant dans un bec
  (Ex Sodium 5890 Å jaune à faire dans sa
  cuisine sur le gaz)
• Les lignes émises par le soleil sont les mêmes
  que celles émises par des gaz chauffés
• Par contre lorsque de la lumière passe au travers
  de ce même gaz, le spectre produit des lignes
  dabsorption similaires voir figure

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LES DIFFÉRENTS TYPES
9
(No Transcript)
10
Les transitions dans latome dHydrogène

• Latome dH ne peut émettre ou absorber que des
  quantités déterminées dénergie correspondant à
  certains changements de niveau bien particuliers.
• Certains sont dans le visible (raies Balmer)

ERA University
11
ÉMISSION OU ABSORPTION SONT COMPLÉMENTAIRES
H
émission
absorption
12
La même chose en énergie
ERA University
13
IL FAUT SE SOUVENIR QUE POUR H

• La raie Ha est égale à 6563 Å soit656.3 nm
  (visible)
• Pourquoi lHydrogène est-il si important?
• Car lUnivers est composé en majorité dHydrogène
  
• On retrouve sa signature dans toutes les étoiles

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• Raies ADN de lobjet étudié, par exemple
• Si on observe les raies de la série Balmer de
  l'hydrogène dans le spectre d'une étoile, cela
  signifie qu'il y a très certainement de
  l'hydrogène dans cette étoile.
• (réciproque fausse!)
• Le spectre de raies d'une étoile, ou de tout
  autre astre, nous renseigne donc sur les divers
  éléments chimiques présents dans cet astre

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LE SPECTRE ÉLECTROMAGNÉTIQUE
16
NOTRE GALAXIE EN FONCTION DES LONGUEURS DONDE
l
ÉNERGIE
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BLACK IS BLACK

• On définit en physique un corps parfait qui émet
  des rayonnements le corps noirblack body en
  anglais
• Cest par exemple une enceinte fermée portée à
  une certaine température et percée dun petit
  trou qui laisse passer les radiations
• PLANCK a démontré que les radiations émises
  dépendaient de la température

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DONC COULEUR TEMPÉRATURE
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ATTENTION

• En astronomie, attention, les couleurs cest
  linverse de la plomberie!!
• Le BLEU cest CHAUD (et jeune)Ex Rigel
  (20.000K)
• Le ROUGE cest FROID (et vieux)Ex Bételgeuse
  (3000K)
• Le Soleil (6000K) émet son max dans le vert là où
  lœil a son max de sensibilité, mais la quantité
  de lumière émise dans toutes les fréquences est
  suffisante pour quon le voit jaune

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LA TEMPÉRATURE EST DANS LE SPECTRE
T

• O
• B
• A
• F
• G
• K
• M

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TOUT CECI A DONNÉ DES IDÉES À CERTAINS

• Classer les étoiles en fonction de leur couleur
  et de leur température
• Cest Hertzsprung et Russel qui les premiers
  indépendamment lun de lautre ont eu cette idée,
  
• Depuis on lappelle le diagramme HR
• Il est FONDAMENTAL pour létude des étoiles

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H-R

• Classification des étoiles en fonction de leurs
  couleur/ température
• La plupart des étoiles 72 H25He 3 reste

O B A F G K M
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Forte masse
M ? ? P ?? T ? ? Fusion rapide? Luminosité ??
vie courte
Faible masse

• Destin des étoiles fonction de leur masse
  initiale

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• En plaçant une étoile dans ce diagramme, on a une
  indication sur son état évolutif ainsi que sur
  son âge.
• Le nombre détoiles qui se trouvent dans chaque
  région du diagramme est proportionnel au temps
  que chaque étoile y passe au cours de sa vie
  ainsi quà la distribution initiale des masses.
• Ce diagramme permet donc lélaboration ou la
  confirmation de modèles évolutifs  cest loutil
  de base de létude de lévolution stellaire

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• C'est un diagramme température (en horizontal)
  luminosité (en vertical), où notre Soleil occupe
  la place centrale en référence avec 1 pour la
  luminosité et 5500K pour sa température de
  surface.
• La plupart des étoiles (90) se placent sur le
  grand serpent traversant tout le graphe, appelé
  la séquence principale.
• Une étoile pendant toute sa vie va consommer de
  l'Hydrogène.
• À la fin de sa vie, lorsque H est épuisé, le
  destin des étoiles dépend de leur masse.
•         Une étoile de faible masse (comme le
  Soleil) va passer par l'étape géante rouge, puis
  naine blanche
•         Une étoile massive va elle devenir une
  Super Nova.

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DONC LE SPECTRE CARACTÉRISE LÉTOILE

• Oui mais, attention, tout bouge
• Les étoiles et galaxies séloignent de nous pour
  la plupart mais certaines se rapprochent de nous
  (par exemple M31 fonce vers nous à 200km/s)
  donnant naissance au phénomène de
• Décalage de fréquence due à leffet Doppler
• Analysons ce phénomène brièvement

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LE DÉCALAGE DU SPECTRE
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DONCÉtudier le spectre dune étoile ou dune
galaxie cest

• Déterminer sa composition (en partie)
• Déterminer sa température et donc le type
  détoile de la courbe HR
• Déterminer sa vitesse par rapport à nous et donc
  en gros sa distance car plus elles vont vite plus
  elle sont loin (loi de Hubble)

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• OBAFGKM
•  Oh Be A Fine Girl Kiss Me. 

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• Oh Be A Fine Girl Kiss Me

T
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VIE ET MORT DES ÉTOILES
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Masse
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LES ÉTOILES VARIABLES
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REPRENONS LA CLASSIFICATION

• Les étoiles variables dites géométriques
  (extrinsèques) (non traité ici, on nen dira que
  quelques mots)
• Les binaires à éclipses
• Les étoiles à transit planétaire
• Les étoiles variables intrinsèques
• Les variables pulsantes
• Les variables éruptives

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LES ÉTOILES BINAIRES À ÉCLIPSES

• Étoiles binaires dont la variation déclat au
  cours du temps est due à des paramètres
  géométriques, cest-à-dire respectivement à des
  éclipses successives de deux étoiles tournant
  lune autour de lautre, ou à un transit de
  planète devant une étoile Les éclipses ou le
  transit provoquant à intervalle régulier une
  diminution de léclat du couple, la différence
  principale réside dans la baisse dintensité
  lumineuse relative.
• Les étoiles binaires à éclipses font partie des
  étoiles doubles, cest-à-dire des étoiles étant
  assez proches pour avoir une influence
  gravitationnelle lune sur lautre
• Ne font pas partie de l'objet de cette
  présentation

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• Exemple Sirius A et B vues par Hubble
• Ou Algol etc..

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LES ÉTOILES À TRANSIT PLANÉTAIRE

• On peut dire que les étoiles à transit sont une
  sous catégorie des binaires à éclipses. Ce sont
  aussi des paramètres géométriques qui produisent
  les variations de leur courbe de luminosité.
• La seule différence est que ce ne sont pas deux
  étoiles qui tournent lune autour de lautre,
  mais une étoile et une planète. La baisse
  dintensité relative sera beaucoup plus faible
  lors dun transit planétaire, au point quil
  nexiste que très peu détoiles à planètes dont
  on peut détecter les transits photométriquement
• Sujet qui est traité dans les exoplanètes.

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• Exemple de sonde utilisant cette méthode Corot

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LES ÉTOILES VARIABLES INTRINSÈQUES

• Les variables intrinsèques sont des étoiles dont
  léclat intrinsèque varie au cours du temps suite
  à un phénomène physique.
• Deux forces en présence,   pression radiative
  (du gaz de l'étoile qui tend à faire gonfler
  létoile), et gravitation, qui tend à la
  comprimer.
• Certaines étoiles trouvent leur équilibre,
  dautres pas, comme les étoiles variables
• La périodicité de la variation déclat est
  souvent très régulière.
• Différents types.

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• Utilisons une analogie.
• Une casserole/faitout pleine d'eau est mise sur
  le feu.
• On pose un couvercle lourd dessus. Au moment où
  on le dépose, la pression à l'intérieur de la
  casserole est égale à la pression extérieure.
• Le couvercle est comme l'atmosphère opaque de
  létoile, en empêchant l'évacuation de l'énergie
  le gaz est analogue aux réactions nucléaires du
  cœur de l'étoile.
• Leau arrive à ébullition, la pression augmente à
  l'intérieur. Tant que celle-ci est inférieure au
  poids du couvercle, la casserole restera fermée
  et la vapeur ne pourra pas s'en échapper.
• La pression augmente de plus en plus, à un moment
  elle est suffisante pour contre balancer le poids
  du couvercle.
• Le couvercle se soulève, la pression chute
  brutalement, le couvercle retombe, la pression
  dans la casserole est à nouveau égale à la
  pression extérieure.
• Le cycle recommence.

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(No Transcript)
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LES VARIABLES PULSANTES OU CÉPHÉIDES

• Certaines Étoiles se dilatent et se contractent
  menant à une variation de luminosité. (La
  première étoile variable que l'on découvrit fut
  une géante rouge appelée Mira Ceti, en 1596)
• La première étoile connue des temps modernes ,
  était située dans la constellation de Céphée
  (époux de Cassiopée, père dAndromède dans la
  mythologie), a donné son nom aux Étoiles
  présentant les mêmes caractéristiques.
• Les Céphéides ont une variation caractéristique
  et régulière, où laugmentation de brillance se
  fait très rapidement par rapport au déclin, avec
  des périodes allant de 1 à 60 jours.
• La variation du rayon dune Céphéide typique est
  de 10-20, la luminosité émise a une fluctuation
  denviron une magnitude ces étoiles présentent
  en outre des variations de température et de type
  spectral.

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• Ces variables pulsantes ont une enveloppe de gaz
  constituée par de lHélium partiellement ionisé
  et par des électrons.
• Cette ionisation augmente lorsque lÉtoile
  devenant géante rouge se contracte, et devient
  opaque aux radiations émises.
• Le rayonnement stocké exerce à un moment donné
  une pression suffisante pour pouvoir repousser
  les couches extérieures de létoile celles-ci
  vont alors se refroidir et devenir moins opaques,
  permettant au rayonnement emmagasiné de
  séchapper. Puis létoile va se contracter à
  nouveau et un autre cycle de dilatation et de
  contraction va commencer.
• Les cycles de pulsation vont se poursuivre tant
  que les conditions nécessaires à lintérieur de
  létoile seront favorables.
• On peut établir, pour chaque type de variable
  pulsante, une relation entre la période et la
  luminosité de létoile.

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• Le phénomène de pulsation des Céphéides

He ioniséOpacité diminue Le rayonnement séchappe
He ioniséGrande opacité
He ioniséGrande opacité
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• La lumière qu'on reçoit de létoile étant
  proportionnelle à la surface, et celle-ci variant
  avec la période, il est normal que la luminosité
  varie avec la période
• La durée de vie d'une Céphéide dans cet état
  d'oscillation est de l'ordre de quelques millions
  d'années.
• La plupart des étoiles entre 3 et 15 masses
  solaires passent par la phase Céphéides. Les
  étoiles les plus massives ont les périodes les
  plus longues ayant un rayon plus important,
  elles mettent plus de temps à se dilater.

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HENRIETTA ET LES CÉPHÉIDES

• Henrietta Leavitt était une jeune astronome
  américaine du début du XXème siècle qui
  s'intéressait aux étoiles variables des nuages de
  Magellan (pourquoi pas!!).
• Elle était sourde et avait du mal à se faire sa
  place dans un monde machiste
• Elle se tourne vers les étoiles
• On lui donne un job  de femme , étudier la
  magnitude des étoiles sur les plaques photo de
  lObservatoire de Harvard (Cambridge, Mass)
• Elle remarqua qu'une classe d'étoiles avait une
  magnitude variable dans le temps, bref elles
  pulsaient.
• Comme les premières étoiles de ce type furent
  découvertes dans la constellation de Céphée
  (entre le Cygne et Cassiopée), on appela ce genre
  d'étoiles variables des Céphéides.
• Elle découvrit plus de 2000 étoiles variables au
  cours de sa carrière!

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• Charles Pickering (de Harvard) Harem!!

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• Or notre Henrietta s'aperçut que dans ce nuage de
  Magellan, il y avait des Céphéides qui
  changeaient de magnitude apparente
  périodiquement, elles passaient de 7 à 4,6 en 5
  jours et 8 heures (voir figure).
• Plus la période était longue, plus l'éclat était
  important et donc plus la magnitude était faible.
• Elle les classa par période croissante, et
  remarqua que les luminosités augmentaient
  également. Or comme toutes ces étoiles se
  trouvaient dans la même galaxie, on pouvait les
  considérer comme étant globalement à la même
  distance.
• La luminosité nétait donc liée quà la période.
• Cétait une INTUITION GÉNIALE elle trouva donc
  une relation directe entre la magnitude apparente
  et la période de variation la magnitude
  apparente (du max de luminosité par exemple) ou
  la luminosité apparente était linéaire avec le
  log de la période.
• En effet supposons que l'on observe deux
  Céphéides qui ont une période qui diffèrent d'un
  rapport 2 par exemple, la luminosité de celle qui
  a la période la plus longue est approx. 2,5 fois
  plus lumineuse que celle de période la plus
  courte. Comme il est très facile de mesurer la
  période de ces étoiles variables, on peut ainsi
  déterminer la distance de galaxies lointaines (en
  relatif)

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• Par exemple, la luminosité moyenne des Céphéides
  est de
• 1000 fois celle du Soleil pour une période de
  quelques jours et de
• 10 000 fois cette valeur pour une période de
  plusieurs semaines.
• C'est cette relation qui fait des Céphéides l'un
  des outils de base de l'astrophysique en tant
  quélément pour apprécier les distances.

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RAPPEL MAGNITUDES

• Hipparque, l'astronome Grec du IIème siècle av JC
  avait effectué le classement d'un millier
  d'étoiles visibles en six catégories, qu'il
  appelait première magnitude pour les plus
  brillantes et 6ème magnitude pour les moins
  brillantes.
• Le terme magnitude est resté et on a pris
  l'habitude d'utiliser ce classement, en fait on
  appelle ce terme la MAGNITUDE APPARENTE (ou
  VISUELLE), car c'est ce que l'on voit, c'est
  l'intensité lumineuse mesurée, ce n'est pas
  l'intensité lumineuse émise.
• On s'aperçut que le classement originel couvrait
  approximativement une variation de luminosité
  d'un facteur 100 pour 5 intervalles de classes.
  Si donc une étoile de première magnitude avait
  une luminosité de 1, une étoile de magnitude 6
  avait une luminosité de 1/100.
• Par définition un écart de une magnitude
  correspond à une différence de luminosité de 2,5
  (en fait 2,512 car 2,512 5 100)
• Que l'on peut écrire en termes mathématiques de
  la façon suivante pour deux étoiles de magnitude
  m1 et m2 et de luminosité L1 et L2 (les log
  sont en base 10)
• m1 m2 2,512 log(L2/L1)

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• La MAGNITUDE ABSOLUE est la magnitude apparente
  CONVENTIONNELLE d'une étoile si sa distance était
  de 10 parsec (pourquoi 10? log10 1 donc plus
  facile dans les formules). Si d est sa distance
  en parsec, son éclat apparent serait de (d/10)2 ,
  on peut donc écrire si M est la magnitude absolue
  et d'après la formule précédente
• m -2,5logL C
• et pour la magnitude absolue (qui est aussi une
  magnitude apparente particulière )
• M -2,5log L (d/10)2 C on peut ainsi
  éliminer C
• m M 5 log10d - 5 d en parsec
• Qu'apprend on de cette formule, la magnitude est
  liée à la distance, si on connaît la distance et
  la magnitude apparente, on connaît la magnitude
  absolue, si on connaît la magnitude apparente et
  la magnitude absolue, on connaît la distance.
• Revenons à nos Céphéides.

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• Plus la période est faible, plus la luminosité
  est faible
• Les céphéides sont des étoiles très lumineuses et
  peuvent ainsi servir de chandelle standard pour
  la mesure de distances dans l'Univers.
• Le phénomène physique étant le même pour toutes
  les Céphéides, la période donne une indication de
  léclat absolu!
• La période donne l'éclat intrinsèque de létoile
  observée qui, comparé à la magnitude apparente de
  létoile, permet de déterminer sa distance

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(No Transcript)
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?
?

• Magnitude absolue M a b log10P
• Les coefficients a et b doivent être déterminés
  b est la pente de la courbe déterminée par les
  mesures mais a (l'ordonnée à l'origine) est
  inconnue.
• Cette courbe permet en fait calculer LA DISTANCE
  RELATIVE ENTRE DEUX CÉPHÉIDES, en faisant la
  supposition que toutes les Céphéides de l'Univers
  ont la même luminosité intrinsèque.

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• Par exemple, si deux Céphéides ont la même
  période mais que A est 4 fois plus brillante que
  B, cela veut dire que A est deux fois plus près
  que B.
• Mais nous n'avons toujours pas de distance
  absolue.
• Il nous faudrait UNE SEULE Céphéide de distance
  connue pour étalonner la courbe (déterminer le
  coefficient a)
• Et alors? Et alors?

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SHAPLEY EST ARRIVÉ

• Donc si on arrivait à mesurer la distance d'une
  seule Céphéide (Calibration de notre courbe) on
  aurait une échelle pour étalonner l'Univers, car
  on trouve des Céphéides partout et elles sont
  très brillantes (10.000 fois notre soleil en
  moyenne).
• Malheureusement, il n'y en a pas dans notre
  voisinage pour être mesurée par parallaxe et de
  toutes façons c'est une méthode extrêmement
  imprécise pour les objets très lointains, mais il
  n'y a rien d'autre.
• La plus proche est Polaris et elle est très loin
  aussi. 

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• Harlow Shapley, un jeune astronome va nous aider
  en fait, il est devenu astronome par hasard, il
  voulait être journaliste, mais l'école où il
  devait y apprendre son futur métier n'était pas
  fini de construire, il s'inscrivit alors aux
  cours d'astronomie qu'il choisit au hasard dans
  la liste des cours. Il devint astronome quelques
  années plus tard au célèbre Mont Wilson.
• Shapley donc en 1917, utilisa les informations de
  Henrietta et mit au point une méthode s'inspirant
  des parallaxes statistiques (non expliquée ici,
  car un peu "complexe", basée sur la combinaison
  de mouvement propre d'étoiles par rapport au
  Soleil et sur l'effet Doppler).

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• Cette méthode proche de la méthode des parallaxes
  séculaires lui permet de déterminer la distance
  d'étoiles variables de notre Galaxie similaires
  aux Céphéides (RR Lyrae).
• Il put ainsi étalonner la courbe relative en
  courbe de magnitude absolue fonction de la
  période. (voir figure)
• En d'autres mots, les Céphéides devenaient ainsi
  DES ÉTALONS DE LUMIÈRE.
• On put ainsi calculer la distance les nuages de
  Magellan 50.000 parsecs approx puis la distance
  à Andromède 2MAL .

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APPLICATION

• Il suffisait donc de mesurer la distance d'une de
  ces Céphéides pour obtenir une relation générale
  liant leur période et leur luminosité absolue, et
  mieux encore de déterminer la distance de
  n'importe quelle autre Céphéide, où qu'elle soit.
  
• Dans une galaxie lointaine, nous observons une
  Céphéide.
• Nous pouvons mesurer la période de variation P.
  Nous pouvons mesurer la magnitude apparente m
  (par exemple au moment du maximum). Avec P nous
  pouvons déduire la magnitude absolue M a.logP
  b (a et b étant deux constantes obtenues par
  l'étude des Céphéides dans notre Galaxie).
• Ayant m et M nous calculons le module de distance
  m - M qui nous donne accès à la distance, puisque
  m - M 5 logd - 5, quand d est exprimé en
  parsecs.

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• Mais ce n'était pas un long fleuve tranquille
  il y avait deux classes de Céphéides et des
  erreurs s'étaient glissées dans les calculs de
  Shapleybref, c'est une autre histoire qui
  nécessiterait plus de temps.
• En fait après beaucoup de tâtonnements, on montra
  que la courbe des magnitudes avait la forme
  suivante
• M -1,4 2,8 log10P
• Notre ami Shapley fut aussi célèbre pour ses
  études des amas globulaires et il fut le premier
  à déterminer la forme de notre Galaxie et à
  imaginer que le Soleil n'était pas au centre de
  la Galaxie (complexe anthropomorphique!).
• La méthode Leavitt-Shapley permit de mesurer des
  distances énormes jusqu'à approximativement 100
  Millions d'années lumière.

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DEUX TYPES DE CÉPHÉIDES

• Il y avait en fait deux types de Céphéides
• Type I classiques jeunes étoiles (pop I) à
  forte métallicité de luminosité très forte (delta
  Céphée) de période moyenne de 5 à 10 jours.
• Type II étoiles plus vieilles (pop II) de
  métallicité plus faible et de période moyenne 10
  à 30 jours. (Ex W Virginis)
• Leurs courbes de luminosité sont différentes

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(No Transcript)
63

• Les céphéides sont principalement situées sur la
  bande d'instabilité de la courbe HR

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• Une Céphéide dans M100

65

• La plus brillante et la plus proche Polaris!!
• 430 années lumière
• Variation très faible

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ET POUR COMPLIQUER LE TOUT

• Il y a aussi la catégorie RR Lyrae, plus vieilles
  que les Céphéides
• Plus petites que les Céphéides (masse plus faible
  que le Soleil) elles émettent moins de luminosité
  et ont une période plus courte (inférieure à un
  ou deux jours généralement).
• On les trouve dans les vieux amas détoiles les
  amas globulaires. (population II)
• Ce sont aussi des chandelles standard. (portée
  plus limitée)

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LES RR-LYRAE

• Étoiles variables de période courte (un ou deux
  jours maxi) appartenant à la population II
  (vieille)
• Faible masse (inférieure au Soleil) mais plus
  vieilles et plus chaudes. Plus forte densité que
  les Céphéides.
• Elles brûlent leur He en C (le Soleil brûle son H
  en He)
• Souvent présentes dans les amas globulaires.
• Similaires aux Céphéides avec dailleurs une
  relation période luminosité comparable (cela a
  aidé Shapley)
• Mais moins lumineuses que les Céphéides on ne les
  remarque que lorsquelles sont proches de nous.
  (Andromède Magellan)
• Servent aussi de chandelles standard

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(No Transcript)
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ÉTOILES VARIABLES IRRÉGULIÈRES

• Nous appelons variables irrégulières
  (anciennement éruptives) les étoiles dont l'éclat
  varie en raison de processus violents et de
  'flares' dans leur chromosphère et dans leur
  couronne.
• Les changements d'éclat sont d'habitude
  accompagnés par des éjections d'enveloppes ou de
  matière sous forme de vent stellaire d'intensité
  variable et/ou par interaction avec la matière
  interstellaire environnante.
• La classe comprend les types ci-après.

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• Les étoiles de type T-Tauri étoiles jeunes (lt10
  Ma) avec variation brusque de leur luminosité.
• Ce sont des étoiles de type solaires de
  température 7000K.
• Après la phase de proto étoile.
• Disque daccrétion , tourne rapidement sur elle
  même.
• Origine des variations pas bien connue
  instabilité dans le disque daccrétion par
  exemple.
• Spectre H K Ca Fe et Li semblent
  caractéristiques.
• Rayonnement X très intense dû aux gaz piégés dans
  le champ magnétique.
• Il y a aussi les éruptives du type UV Ceti, naine
  rouge peu lumineuses mais avec dextrême
  variations brusque de luminosité. (Proxima
  Centauri)

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VARIABLES A LONGUE PÉRIODE

• Trois groupes étoiles M S et C dont la M Mira
  (la merveilleuse) découverte en 1596 et
  cataloguée Omicron Ceti par Johann Bayer. 333
  jours (mais pas très régulier) première variable
  découverte
• Géantes rouges (froides) pulsantes sur une durée
  de lordre de plusieurs dizaines de jours et même
  plus et dont la luminosité varie de plus de 100.
• Dernière étape de lévolution stellaire avant la
  nébuleuse planétaire.

72

• Mira étudiée depuis 1850

73

• Ce sont en principe les plus nombreuses parmi les
  variables.
• L'origine des variations de ces variables à
  longue période reste encore en partie (très)
  mystérieux.
• Similaires à notre Soleil
• L'hypothèse la plus communément admise dans les
  variations est que lorsque la température
  augmente (du fait des pulsations), les molécules
  d'oxyde de titane se cassent (ces molécules sont
  abondantes dans ce type d'étoiles), l'héliosphère
  devenant ainsi transparente au rayonnement
  photonique puis lorsque la température baisse,
  les molécules se reforment, créant une
  héliosphère quasi opaque au rayonnement
  photonique d'où la chute de magnitude
• Étoiles jeunes (pop I).

74
(No Transcript)
75

• Le système Mira (Omicron Ceti) est en fait un
  système double Mira A géante rouge et Mira B
  naine blanche séparée de 70 UA.
• Ces deux étoiles interagissent lune sur lautre.
• Vue en IR Gauche 9,8 µ droite 11,7 µ
• Et en X de Chandra

76
ÉTOILES VARIABLES CATACLYSMIQUES

• Les novæ
• Les super novæ
• Ce sont des des étoiles dont la luminosité
  augmente brutalement dans des proportions en
  général très importantes

77

• Les novæ la première baptisée ainsi par Tycho
  Brahé (nova stella)
• Ce sont des étoiles qui présentent des explosions
  dans leurs couches externes et dont la magnitude
  augmente de 10!!Flash de 10.000 soleils!
• Étoiles naines blanches mourantes appartenant à
  un système binaire
• Disque dacrétion dH, T augmente et fusion de H
  explosion

78

• Les variables de type U G. sont souvent appelées
  novae naines. Il s'agit de systèmes binaires
  serrés consistant en une naine ou sous-géante de
  type spectral K ou M remplissant le volume de son
  lobe de Roche interne, et d'une naine blanche
  entourée d'un disque d'accrétion.
• Les périodes orbitales vont de 0,05 à 0,5 jour.
  Au minimum, on n'observe que de petites
  fluctuations d'éclat, en général rapides, le
  'flickering'.

79

• Une super nova est une nova gigantesque dont
  lexplosion provient des couches profondes de
  létoile. (effondrement gravitationnel)
• Elle correspond à la fin de vie dune étoile
  massive.
• Le concept de super nova, a été inventé par Fritz
  Zwicky vers 1930 c'est lui qui organise un
  programme de recherche systématique des SN en
  effectuant la comparaison de photos prises à
  intervalles réguliers
• C'est aussi ce même Zwicky qui ajouta super au
  mot nova, il fit un malheur.
• En près de trente ans Zwicky et son équipe ont
  détecté plus de 300 supernova! C'est ce même
  Zwicky qui en 1938 eut l'inspiration géniale sur
  la genèse des SN ce serait l'effondrement du
  cœur d'une étoile par énergie gravitationnelle

80

• Fritz Zwicky, astrophysicien américano suisse, il
  ne laissait personne indifférent
• Caractère épouvantable.
• Il entre au Caltech et découvre un grand nombre
  de Super Novæ.
• Il prédit aussi lexistence de la matière noire
• Cest lui qui va débriefer Von Braun à son
  arrivée aux USA.
• Personnalité difficile et visionnaire, son injure
  favorite  spherical bastard , car de quelque
  côté que lon voyait cette personne cen était
  un!
• Bref un génie multiforme!

81

• La classification des SN vient de Rudolf Minkovki
  dans les années 1940. Il les décomposa en deux
  grandes familles les SN de type I et de type
  II.
• Les types I n'ont pas la raie d'Hydrogène (le
  composant le plus abondant de l'univers!) dans
  leur spectre, alors que les SN du groupe II les
  ont.
• Rien n'étant simple il existe aussi des sous
  classes
• Type Ia Présence des raies du silicium ionisé.
• Type Ib Absence des raies du silicium, présence
  de raies de l'hélium.
• Type Ic Absence des raies du silicium et de
  l'hélium.
• Type II normal Domination des raies de
  l'hydrogène, présence de raies de l'hélium
• Type IIb Présence dominante des raies de
  l'hélium.
• Étudions la vie et la mort des étoiles.

82
LA FIN DU SOLEIL

N Prantzos
83

• C'est un diagramme température (en horizontal)
  luminosité (en vertical), où notre Soleil occupe
  la place centrale en référence avec 1 pour la
  luminosité et 5500K pour sa température de
  surface.
• La plupart des étoiles (90) se placent sur le
  grand serpent traversant tout le graphe, appelé
  la séquence principale. (main sequence en
  anglais)
• Une étoile pendant toute sa vie va consommer de
  l'Hydrogène.
• À la fin de sa vie, lorsque H est épuisé, le
  destin des étoiles dépend de leur masse.
•         Une étoile de faible masse (comme le
  Soleil) va passer par l'étape géante rouge, puis
  naine blanche
•         Une étoile massive va elle devenir une
  Super Nova.

84
(No Transcript)
85
LA FIN DES ÉTOILES MASSIVES
86
(No Transcript)
87

• Quant à l'étoile massive, une fois H consommé,
  elle brûle en son centre des éléments de plus en
  plus lourds comme C, O, Si jusqu'au Fe élément le
  plus stable de l'Univers.
• L'étoile possède alors une structure en pelure
  d'oignon dont le cœur est du Fer pur.
• La nucléosynthèse sarrête, la gravitation
  augmente.
• La Température augmente en conséquence.
• La photodissociation du fer par émission de
  rayons gamma très puissants se produit 56Fe
  gt 13(4He) 4 neutrons
• Cette réaction nucléaire absorbe de la chaleur
  (endothermique).
• Ce "refroidissement" du cœur produit un
  effondrement gravitationnel.

88

• Et cest limplosion, les couches extérieures
  rebondissent sur le noyau en provoquant une onde
  de choc
• Une super nova est née!
• Cette explosion synthétise tous les corps
  manquants au delà du Fer en très petites
  quantités , ils vont être disséminés dans tout
  lespace ils deviendront ..Nous!
• Nous sommes les enfants de super novæ !!!
• Elle va briller d'une lumière extraordinaire,
  comme cent galaxies réunies, pendant une brève
  période, puis restera plus brillante qu'une
  galaxie pendant les trois à quatre premiers mois
  de son existence.
• Le cadavre restant sera soit un trou noir soit
  une étoile à neutrons.

89

• Un autre facteur important des SN est leur courbe
  de lumière (la luminosité observée de la SN quand
  elle se produit et son évolution dans le temps)
  qui elle aussi dépend du type de SN.
• Les SN Ia sont les plus brillantes, et le maximum
  est atteint au bout de quelques dizaines de
  jours.
• La décroissance est ensuite exponentielle. (voir
  courbe)
• Les courbes de lumière des SN Ia sont presque
  toutes assez semblables, (cela va avoir une
  conséquence très positive un peu plus tard). Par
  contre, les SN II ont une plus grande diversité
  dans leur courbe de lumière.
• À son maximum d'intensité une supernova brille
  comme un milliard de Soleils!
• Magnitude absolue remarquablement constante de
  lordre de 19!!

90

• Du LBL (Lawrence Berkeley Lab)
• Page suivante le clip vidéo

91
(No Transcript)
92
LA GENÈSE DES SUPERNOVA

• Les SN Ia sont présentes dans les galaxies
  elliptiques et spirales, et sont associées à la
  vieille population d'étoiles (population appelée
  III).
• Elles correspondent à l'explosion thermonucléaire
  d'une naine blanche qui a un compagnon plus
  massif qui l'alimente.
• Cette explosion apparaît quand la masse de cette
  naine blanche dépasse une certaine masse critique
  (dite de Chandrasekhar et égale à 1,4 la masse
  solaire).
• Il y a effondrement allumage des couches
  supérieures (Carbone) et destruction totale de
  l'étoile.
• La luminosité de l'étoile au moment de
  l'explosion correspondant au même phénomène
  physique (On suppose quelle expulse toujours la
  même quantité dénergie au moment de
  lexplosion), est donc similaire pour toute les
  Ia, ce qui les rend éligibles au titre de
  CHANDELLES STANDARD (standard candles en anglais)
  pour étalonner l'univers.
• Une lumière qui brille dans la nuit ne permet pas
  d'en connaître sa distance, mais si on sait qu'il
  s'agit d'un phare et non d'une bougie, on peut
  avoir une idée de sa distance.

93

• .
• Une supernova de type Ia ne se trouve que parmi
• les étoiles anciennes (Pop III)
• qui ont brûlé, H et He
• La SN est au départ une naine blanche,
• appartenant à un système double.
• Lorsque la compagne de la naine
• blanche arrive en fin de vie,
• elle devient une géante rouge,et gonfle.
• Lattraction de la naine blanche déforme la
  géante rouge
• Si cette matière dépasse le  lobe de Roche, la
  force
• de gravitation de la naine blanche lemporte sur
  celle de la géante rouge.

Crédit NASA
94

• SN 1572 Tycho la naine blanche avale son
  compagnon (géante rouge) jusquà atteindre la
  limite de Chandrasekhar, là elle explose en SN

Lattraction de la naine blanche déforme la
géante rouge Si cette matière dépasse le  lobe de
Roche, la force de gravitation de la naine
blanche lemporte sur celle de la géante rouge.
La naine blanche devient instable, car cet
apport de matière lui fait franchir la limite de
Chandrasekhar (1.4 masse solaire). Elle explose
en une supernova de Type Ia, qui est une des
chandelles standard
95

• Cassiopée (SN 1572 Tycho) avec plus de détails

http//chandra.harvard.edu/resources/animations/sn
r.html
96

• Quand les deux étoiles sont très proches l'une de
  l'autre, dans un tel système binaire, le champ de
  gravitation résulte de la somme des attractions
  exercées par chacune des deux étoiles.
• Le mathématicien français Edouard Roche a étudié
  ces systèmes.
• Chacun des  Lobes de Roche  entoure une étoile
  et détermine la région où son champ
  gravitationnel est prédominant

97

• Les SN II et Ibc sont absentes des galaxies
  elliptiques et sont associées, elles aux régions
  d'étoiles en formation.
• Elles sont le résultat de l'explosion d'étoiles
  très massives (10 masses solaires au moins) qui
  deviennent soit des étoiles à neutrons soit des
  trous noirs.
• Ces étoiles ont une structure en pelure d'oignon,
  où chaque élément à sa place bien précise, le Fer
  élément ultime étant bien entendu au cœur,
  contrairement à la Terre comme le fait remarquer
  l'orateur, les éléments les plus jeunes sont au
  centre et non pas en surface.
• En brûlant, le cœur s'effondre à une vitesse
  énorme et en un temps très court (1/10 sec), sa
  masse dépasse la masse limite et il se produit
  alors un rebond super élastique du noyau de Fer
  vers les couches extérieures.
• Ce rebond peut être imagé à l'aide de deux balles
  en caoutchouc l'une beaucoup plus petite que
  l'autre qui rebondissent par terre. La grosse
  balle en touchant le sol communique toute son
  énergie à la petite qui rebondit très fortement.
• L'énergie libérée par une SN est pharamineuse de
  l'ordre de 1046 Joules! Oui je sais que cela ne
  vous parle pas beaucoup, disons que c'est
  approximativement 100 fois ce que va rayonner
  notre Soleil pendant ses 10 milliard d'années de
  vie!!!!
• Cette énergie libérée l'est principalement sous
  forme de quantités énormes de neutrinos qui sont
  émises au moment de l'explosion.

98
(No Transcript)
99

• La SN de Tycho de 1572
• Un bel exemple de SN Ia

100

• Différentes SN Ia

101
Supernova 1994D in Galaxy NGC 4526, May 25, 1999,
HST Key Project
102

• Les SN et la cosmologie, elles servent à
  déterminer
• Lage de lUnivers et Ho
• Les densités de matière
• La densité dénergie noire
• Etc..

103

• Les SN sont très lumineuses et donc visibles de
  très grande distance mais ces phénomènes sont
  rares
• une par siècle et par galaxie en moyenne,
• aléatoires où faut-il regarder?
• et éphémères il ne faut pas les louper!.
• Mais cest un étalon de lumière pour évaluer les
  distances cosmologiques.

104
MAIS..

• Il semble depuis quelques temps que les SN Ia ne
  soient pas des chandelles standard aussi
   constantes  quon le souhaiterait
• Elle varieraient de quelques dizaines de
  suivant la SN
• cela pourrait être dû au lieu de lexplosion
  au cœur ou à la périphérie
• Les courbes de lumière varient aussi un peu
• De même les SN des galaxies elliptiques seraient
  moins lumineuses que celles des spirales.
  Pourquoi??
• Mais ce sont quand même de bons indicateurs de
  distance.
• Bref à suivre

105
LES WOLF RAYET

• Les variables type  Wolf Rayet .
• Ce seraient des étoiles massives en fin de vie.
• Découvertes en 1867 à lObservatoire de Paris par
  Charles Wolf et Georges Rayet, ce sont des
  étoiles massives (20 à 40 Ms) de la séquence
  principale, mais qui ont une composition
   exotique  forte en He (au lieu de H) et des
  fortes raies démissions dHe de N (WN) et de C
  (WC).
• Température de surface extrême 50.000K.
• La surface émet un puisant vent stellaire très
  dense qui séjecte dans lespace.
• Changements de luminosité irréguliers, période de
  quelques heures à quelques jours.
• Une WR serait létape ultime avant la SN.

106

• Spectre de l'étoile Wolf-Rayet WR137, de type
  spectral WC7. Spectre réalisé au T60 du Pic du
  Midi

107
LES OBSERVATEURS

• l'AFOEV (L'Association Française des Observateurs
  d'Étoiles Variables ) http//cdsweb.u-strasbg.fr/a
  foev/
• Le GEOS (Groupe Européen d'Observation Stellaire
  ) www.upv.es/geos  
• LAAVSO (American Association of Variable Star
  Observers ) http//www.aavso.org/

108
UN MAILLON IMPORTANT DANS LA MESURE DES DISTANCES
COSMIQUES

• Certaines étoiles variables jouent un rôle
  important dans le détermination des grandes
  distances cosmiques.
• Ce sont les Céphéides et les SN Ia
• Mais cela cest une autre histoire dont on
  parlera peut être un jour.

109
(No Transcript)
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