Astrophysique des étoiles et des nébuleuses

Tables des longueurs d'onde	Les spectres de planètes
Les types de spectres	Les spectres d'étoiles
Que montre un spectre ?	Les spectres de nébuleuses
Les classes spectrales d'étoiles	Grandeurs physiques atteignables

Trois types de spectres :

Type de spectre :	Spectre continu	Spectre d'émission	Spectre d'absorption
Conditions physiques à l'origine du spectre :
Spectre observable :
Profil de raie du spectre :
Phénomène physique à l'origine du spectre :	Un corps porté à haute température émet un spectre continu dont la radiation de maximum d'intensité est reliée à la température.	Un gaz basse pression (peu dense) à haute température émet une lumière constituée de radiations (raies) précises et reliées à la nature chimique du gaz.	Un gaz basse pression (peu dense) à basse température (inférieure à la source) qui est traversé par de la lumière blanche absorbe certaines radiations (raies) précises et reliées à la nature chimique du gaz.

Les classes spectrales des étoiles et leur évolution :

• Les principales classes spectrales de la classification de Harvard sont désignées par les lettres majuscules O, B, A, F, G, K, M, chaque classe étant subdivisée en dix types spectraux, par exemple de A0 à A9. Il y a une transition quasi continue entre les classes, ce qui est maintenant expliqué par des effets d'évolution. J'ai constitué un exemple complet de spectres de chaque type. Les caractères permettant de différencier les classes sont les suivants :

  
  ---- Température décroissante ---->

• Une classification spectrale haute en couleurs.
• Un tableau résumant la classification :

  Type spectral	Couleur	T (K)	Espèces chimiques dans le spectre	Exemple de spectre	Exemples d'étoile
  W (Wolf-Rayet)	bleu	50 000	nombreuses raies d'émission		WR1 Cas, WR135 Cyg, WR128 Cyg, WR128 Cyg
  O	bleu-blanc	30 000	peu de raies en absorption, raies d'émission : He(II), X(IV), H(I) très faible		Naos
  B	bleu-blanc	12 000-25 000	He(I), H		Rigel, Spica
  A	bleu-blanc	7 500-11 000	série H(I) intense, Mg(II), Si(II), Fe(II), K(II), Ca(II), métaux neutres.		Sirius, Vega
  F	blanc	6 000-7 500	H(I), raies de métaux ionisés		Canopus, Procyon
  G	blanc-jaune	5 000-6 000	Ca(II), métaux ionisés et neutres		Soleil, Capella
  K	jaune-orange	3 500-5 000	raies intenses des métaux neutres		Acturus, Aldébaran
  M	rouge	3 500	métaux neutres et molécules, oxyde de titane		Bételgeuse, Antarès

  Crédit photographique : O. Thizy, OHP 2004.

  En résumé, pour un repérage rapide sur vos images :

  • W (étoiles Wolf-Rayet) : le spectre présente de nombreuses raies d'émission ;
  • O : présence de raies de l'hélium ionisé ;
  • B : présence de raies de l'hélium neutre ;
  • A : prédominance des raies de l'hydrogène ;
  • F : présence de raies nombreuses de métaux ionisés ;
  • G : présence simultanée de raies de métaux neutres et de métaux ionisés ;
  • K : prédominance des raies de métaux neutres ;
  • M : présence des raies de l'oxyde de titane ;
  • C (étoiles carbonées, anciennement R et N) : a un spectre riche en raies d'absorption de molécules carbonées ;
  • S : un spectre riche en raies de l'oxyde de zirconium.

• Une autre classification, de plus en plus utilisée car elle nécessite des observations faciles à réaliser, se fonde sur les mesures spectrophotométriques UBV. On place généralement les étoiles sur un diagramme en portant en abscisse la quantité B-V (différence des magnitudes bleue et jaune) et en ordonnée U-B (ultraviolet et bleue).
• L'intérêt de ces différentes classifications est de mettre en évidence certains groupes d'étoiles et une certaine filiation entre ces groupes, ce qui permet ensuite d'aborder le problème de l'évolution des étoiles.
• Pour approdondir ses idées sur l'évolution stellaire, vous pouvez télécharger une conférence sur la vie et la mort des étoiles :
  • Le polycopié : evolstar.pdf (2,6Mo).
  • La présentation orale : evolstar_slide.pdf (3,8Mo).

  
  

Que montre un spectre pris à l'aide d'un spectroscope fixé au télescope ?

Le spectre de Saturne : montrant par effet DOPPLER sa rotation.

La spectroscopie cométaire : exemple de la comète Machholtz.

Interprétation des spectres stellaires :

• Profil de raies d'absorption (H_α...) généralement recontré dans les étoiles :

  Dans le spectre d'une étoile, on rencontre en général les raies d'absorption des espèces chimiques présentes dans sa photosphère. (S. Rondi)	Explication du phénomène physique.

• Profil des bandes d'absorption (H₂O) atmosphériques (terrestre) :

  Raies repérables dans le rouge. Certaines radiations de la lumière venant des astres est abosrbée par les molécules d'eau de l'atmosphère. Crédit photo : S. Rondi	La majorité des raies de l'eau atmosphérique se trouve dans le proche infra-rouge. En pleine, un spectre contiendra plus de raies de l'eau qu'en montagne.

• Profil de raie type P Cygni :

  On remarque que les raies Hα et Hβ sont en émission et sont précédées d'un pic d'absorption.	P Cygni.Explication du phénomène physique.

• Profil de raie d'étoiles du type T Tauri :

  On peut constater que certaines raies d'émission possèdent un ventre.	Explication du phénomène physique.

• Profil de raie d'étoiles du type Be :

  Les étoiles Be sont par définition des étoiles possédant des raies d'émission dans leur spectre alors qu'en général, les spectres stellaires n'ont que des raies d'absorption, comme c'est le cas pour le Soleil, ou plus de 1 000 ont été répertoriées. Les raies les plus intenses sont celles de Balmer (raies de l'hydrogène : H_α , H_β ...) et celles de He I. Ceci explique le nom donné à ces étoiles de type B : on rajoute un "e" pour raie d'émission.

  Ces étoiles correspondent aux classes III et V et seulement 10% des géantes de type spectral B0 à B7 possèdent les caractéristiques des étoiles Be dont 5% sont de type O8-O9 et 1% sont de type A0-A1.

  Un aspect remarquable dans les étoiles Be est que leur spectre est variable surtout les raies H_α et H_β ! Les périodes de variations s'étalent de l'heure à l'année. Mais la question qui nous vient immédiateemnt à l'esprit est : d'ou vient cette "anomalie" ?

  L'origine de ces raies d'émission se trouve dans la présence d'un disque ou d'une enveloppe, voire les deux, de gaz et de poussières en rotation rapide autour de l'étoile. Souvent ces étoiles possèdent un intense champ magnétique et sont dotées d'un compagnon avec lequel elles opèrent un transfert de masse. La vitesse de rotation pouvant dépasser les 300 km.s , cela induira alors un élargissement des raies du à l'effet DOPPLER. On observera ainsi une large raie d'émission possédant un creux qui de son côté trahit l'effet absorbant de l'enveloppe gazeuse.

  Le spectre de Zeta Tauri montre une raie Hα en émission. Étrange pour une étoile. Ceci est un des particularité des étoiles Be, le "e" signifiant émission ! Crédit photos : C. Buil.

  
  

  • The Be stars's garden : un momento concis résumant les caractérisitiques des étoiles Be.
  • Liste des raies visibles dans les spectres d'étoiles Be et leur explication.
  • Interprétation physiques de quelques étoiles Be prises sur le vif !

  
  

• Profil de raie d'étoiles de Wolf-Rayet:

  	M. Gavin.
  Deux types d'étoiles de Wolf-Rayet : les étoiles azotés et les étoiles carbonées.	De nombreuses raies d'émission (raies de Balmer...) sont visibles sur WR1 Cassiopée, étoile de Wolf-Rayet chaude, dues à son énorme atmosphère.

  Les étoiles de type Wolf-Rayet se répartissent en trois sous-classes (van der Hucht 2001), définies en fonction des éléments responsables des raies d'émission dominantes : les WN, les WC et - d'introduction plus récente - les WO.

  Sous-classe	Raies dominantes	Longueur d'onde de quelques raies (Å)
  WN	He I, He II, N III, N IV et N V	N III 4634, 4640; N IV 4058; N V 4603, 4618
  WC	He I, He II, C II, C III, C IV, O III, O IV et O V	C III 5696, C IV 5801, 5812 et O III 5592
  WO	He II, C IV, O IV, O V et O VI	O IV 3400 et O VI 3811, 3834

  Par rapport à une composition de type solaire, les WN présentent des abondances fortement renforcées de l'hélium et de l'azote alors que leur abondance en carbone et oxygène est réduite. Dans les WC, par contre, c'est l'hélium, le carbone et l'oxygène qui apparaissent en grande abondance, alors qu'on n'y trouve aucune trace d'azote. L'hydrogène ne semble présent, en très faible proportion, que dans quelques rares WN. Cette absence d'hydrogène dans la quasi-totalité des WR constitue d'ailleurs une des caractéristiques notoires de ce type d'objet.

  Ces observations de la composition chimique sont en accord qualitatif avec les scénarios selon lesquels, dans les WR, nous observons les produits de réactions nucléaires qui ont eu lieu au coeur de l'étoile (combustion de l'H via le cycle CNO dans le cas des WN; combustion de l'He dans le cas des WC). Il est en effet maintenant généralement accepté que les étoiles de type WR représentent une étape de l'évolution des étoiles massives, essentiellement des étoiles de type O.

Interprétation des spectres nébulaire :

Images trichromiques de la NP M57 : différentes structures apparaissent selon le filtre trichromique utilisé. Mais les bandes passantes de ces filtres sont trés larges et ne permettent pas de sélectionner une longeur d'onde précise, donc une espèce chimique donnée. Crédit photo : B. Mauclaire.	Spectre de la NP NGC 6543 :  une multitude de raies d'émission sont visibles. Leur identification permet de connaître les espèces chimiques composant le gaz éjecté par l'étoile moribonde. La forme des raies est remarquables et donne une idée de la distribution de ces espèces. Crédit photo : B. Mauclaire.
M. Gavin
La raie vers 5000 Å est en fait un ensemble de deux raies : 4959 Å et 5007 Å de [OIII] indiscernables à cause de la résolution limitée du spectroscope. Vers 6600 Å, on trouve la raie Hα (6563 Å) et la raie interdite d'azote [NII] (6584 Å).	Origine des raies interdites en émission d'[OIII] : ces raies sont dites interdites car non reproductibles en laboratoire sur Terre : le vide n'est pas assez poussé (10-10 bars). Crédit photo : Acker/Masson

Ce sont des niveaux proches du niveau fondamental et ou une transition spontanée ne se fait qu'au bout d'une durée relativement longue de l'ordre de quelques secondes à quelques heures.

Origine des différents types de profils de raie :

• Conditions microscopiques (température, pression, magnétisme) :
  • Doppler thermique (agitation) : profil gaussien.
  • Collisions (électrons, microturbulence) : profil de Voigt (lorentzien).
  • Effet Zeeman (magnétisme) : éclatements d'une raie en 3 raies.

• Conditions macroscopiques (trajectoires, rotations) :
  • Décalage Doppler (vitesse radiale) : translation du centre de la raie.
  • Enveloppe Doppler (rotation, expansion) : diverses (élargissement, ...).

Quelques grandeurs physiques accessibles à partir des spectres :

Étude des nébuleuses	Étude des étoiles
Composition chimique Vitesse d'expension Température du gaz Température électronique Densité électronique Abondance des espèces chimiques Densité de colonne	Composition chimique Vitesse radiale Température du gaz Abondance des espèces chimiques Densité de colonne

• Simulateurs :
  Applet Java de J. KÖPPEN de Strasbourg pour le calcul des grandeurs physiques à partir de données professionnelles.

• La composition chimique :

  Une fois le spectre étalonné en longueur d'onde, il est possible de faire le rapprochement entre la longueur d'onde des raies visibles et les composés chimiques à l'origine de ces raies.

• La vitesse radiale de déplacement de l'objet et vitesse d'expansion (effet DOPPLER-FIZEAU dans le cas non relativiste) : 

  

  • Si la raie étudiée est décalée de Δλ par rapport à sa valeur tabulée λ, alors l'objet radiatif se rapproche (Vr<0) ou s'éloigne (Vr>0) de nous.
    
    
• Le vitesse d'expansion d'un atmosphèere stellaire ou d'une nébuleuse :
  • Si les raies possèdent une largeur dont l'origine peut-être due à l'expansion du gaz, alors en mesurant la largeur à mi-hauteur (ici Δλ=FWHM), on peut en déduire la vitesse d'expansion Vexp=Vr.
  • Une mesure simple consiste à mesurer la largeur à la base de la raie : Δλ=largeur à la base de la raie et Vexp=$\frac{1}{2}$Vr.
  • Pour les enveloppes circumstellaires, les raies se dédoublent de Δλ avec l'expansion et : Vexp=$\frac{1}{2}$Vr. ([6], p259)

• La température de la photosphère des étoiles (loi de WIEN) : 

  

  avec T en Kelvin, λ_max en nanomètre (longueur d'onde de la radiation la plus intense).

• La température du gaz (plasma) d'une atmosphère stellaire ([2], p.47) : 

  

  • A : l'espèce chimique (raie [OIII] ou H_β),
  • M_A : la masse molaire de A en g/mol,
  • FWHM : largeur à mi-hauteur de la raie étudiée.
  • Expression valable en l'absence de turbulences (Vturb=0 m/s).
    

• La température T_e et la densité électronique N_e d'une nébuleuse :
  1. Méthode tirée de [1] p.98. Il faut résoudre le système à 2 équations et 2 inconnues :
     • Raies de [OIII] : 
     • Raies de [NII] : 

     La détemination de T_e et N_e peut s'effectuer grâce à une résolution numérique (équation non algébrique du type équation horaire de KEPLER) de proche en proche ou par une méthode graphique.

  2. Autre méthode ([2] p.88) où l'on se ramène à résoudre le système de 2 équations linéaires parmis les 3 disponibles, d'inconnues T_e et :
     • Raies de [OIII] : 
     • Raies de [NII] : 
     • Raies de [NeIII] : 

  3. Système d'équations encore plus facile à résoudre et proposé par Stephen F. TONKIN [3] p.164 :
     • Raies de [OIII] : 
     • Raies de [NII] : 
     • Si l'analyse porte sur une petite région de la nébuleuse, la densité électronique est la même dans les deux équations, d'où une résolution uniquement sur T_e : 

       

  4. Dans le cas des nébuleuses à faible densité électronique Sun KWOK ([4], p.36) donne l'approximation suivante : 

     

      

  5. Calculer la valeur théorique de Te et Ne grâce au moteur de J. KÖPPEN à Strasbourg ou ELCAT de la Nasa.

• Abondance des espèces chimiques :
  1. Dans les étoiles :
  2. Ions dans les nébuleuses à partir des raies d'émission ([5], p.8) :

     

     

     seulement pour des nébuleuses où les températures électroniques sont quasiment égales : 

• Densité de colonne N_nH, proportionnelle au nombre d'atomes absorbants τ₀ ([2] p.55) :
  • f_nm : force de l'oscillateur ([2] p.44) ; par exemple : f(H_α)=0,641 et f(H_β)=0,119.
  • ℵ_n notée aussi N_nH : densité de colonne en cm^-2.
  • W : largeur équivalente de la raie étudiée (surface de la raie rapportée au continu sous jacent) en Å ou en cm.
  • ΔV_D : largeur Doppler en km/s.
  1. Pour les petites valeurs de τ₀ (<1), le coeur Doppler de la raie domine : 
  2. Pour les grandes valeurs de τ₀, les ailes de Voigt de la raie dominent : 
  3. Pour les valeurs intermédiaires de τ₀ : 

  La mesure de ℵ_n permet de construire une courbe de croissance log(W/Δλ) en fonction de log(N_i) à partir des raies faibles et intenses. On peut alors estimer la vitesse de turbulence par comparaison avec les courbes de croissance théoriques.

Bibliographie :

[1] Astrophysique of Gazous nebulae, OSTERBROCK, CUP.
[2] Cours du DEA de Paris VI sur les rayonnements et la spectroscopie, Suzy COLLIN, Université Paris VI.
[3] Practical Amateur Spectroscopy, Stephen F. TONKIN, Springer.
[4] The Origin and Evolution fo Planetary Nebulae, Sun KWOK, CAPS.
[5] The abundance discrepancy - recombination line versus forbidden line abundances for a northern sample of galactic planetary nebulae, R. WESSON , X.-W. LIU , M.J. BARLOW ; Mon. Not. R. Astron. Soc., 5 May 2004.

Liens vers des sites sur l'analyse spectrale :

• Le monumental et incontournable site http://www.spektros.de de Guenter (anglais).
• Le site de Dale E. Mais dédié à l'art de la spectroscopie amateur !
• Le site de Ernst POLLMANN.
• Page sur les paramètres astrophysiques mesurables de C. BUIL.
• La page sur la caractérisation des profils de raies de C. BUIL.
• http://ggebhard.bene-net.de : les classes spectrales étudiées une par une.
• Le cfa d'Harvard : exemple de spectres et catalogues de chaque classe spectrale.
• Le bookmark spectroscopique de C. Buil.
• L'atlas photographique des étoiles particulières de C. Buil.