Astronomie

Qu'est-ce que « g-98 » dans les tracés des spectres stellaires ?

Qu'est-ce que « g-98 » dans les tracés des spectres stellaires ?

Je cherchais des exemples de spectres d'étoiles à carbone et je suis tombé sur cette page du site Web de Harvard qui montre plusieurs tracés de spectres d'étoiles à carbone. L'axe horizontal est étiqueté comme longueur d'onde en ångströms, mais l'axe vertical semble être étiqueté avec "g-98" que je ne connais pas - une idée de quelle quantité il s'agit ?


Il semble que le "g-98" flottant ne soit qu'une extension de l'en-tête du tracé (réalisé par l'IRAF), qui s'est enroulé autour de l'image par manque de place sur le côté droit. En regardant le tracé N0, nous voyons que l'en-tête doit lire

NOAO/IRAF V2.10.4EXPORT [email protected] Lun 06:04:51 03-Aug-98

qui ne contient que des informations sur le logiciel, l'utilisateur et la date de création derrière l'intrigue.

(Un coup de chapeau à Pela pour avoir confirmé ma supposition !)


Qu'est-ce que &ldquog-98&rdquo dans les tracés de spectres stellaires ? - Astronomie

Dans notre laboratoire d'observation ces deux derniers semestres, nous avons eu deux missions principales relatives aux observations astronomiques. La première consistait à obtenir des spectres stellaires de divers types d'étoiles, et la seconde à construire une courbe de lumière pour un système binaire à éclipse. Pour ceux qui ne sont pas très familiers avec ces phénomènes, nous avons inclus un peu d'informations sur les images présentées ici.
Spectres stellaires

Qu'est-ce qu'un spectre stellaire ?

Pourquoi y a-t-il tant de lignes verticales dans les spectres ?

A quoi servent les spectres stellaires ?

S'il s'agit de couleurs différentes, pourquoi sont-elles en noir et blanc ?

Spectre de Regulus pris par Michael Dulude

Spectre d'Alpheratz pris par Jonathan Blair

Spectre de Bételgeuse pris par Jeremy Sepinsky

Spectre de Sirius pris par Tereasa Ferguson

Spectre solaire pris par John Bochanski

Spectre de Procyon pris par Alicia White

Un autre spectre de Sirius, par Winston Grier

Spectre d'Arcturus pris par Christopher Pilman

Courbe de lumière binaire à éclipse

Pour cette mission, nous avons utilisé une technique astronomique connue sous le nom de photométrie, plutôt que la spectrométrie. En photométrie, nous mesurons la luminosité de la lumière des étoiles à travers différents filtres colorés. Les mesures sont effectuées sur une longue période de temps, car nous nous intéressons à la quantité de lumière émise à différents moments. Pour la plupart, les étoiles émettent des quantités constantes de lumière. Ils ne s'éclaircissent pas ou ne s'atténuent pas régulièrement de manière significative. Cependant, il existe des exceptions, et lorsque le flux lumineux d'une étoile change au fil du temps, elle est connue sous le nom d'étoile variable.

Un type particulier d'étoile variable est un binaire à éclipse. On l'appelle binaire parce que ce que nous voyons comme une étoile est en fait deux étoiles en orbite l'une autour de l'autre. C'est ce qu'on appelle l'éclipse car lorsque les étoiles se déplacent d'avant en arrière, l'une se déplacera devant l'autre. Lorsqu'une étoile bloque son compagnon, l'autre étoile est dite éclipsée. Comme une partie de l'étoile éclipsée est obscurcie, moins de lumière nous parvient du système binaire qu'auparavant. Lorsque l'étoile est à nouveau déclipsée, la quantité de lumière qui nous parvient remonte. Cela continue avec une période régulière, et nous pouvons donc nous attendre à ce que le flux lumineux de l'étoile monte et descend de manière prévisible.

Cette image (appelée courbe de lumière) est un tracé composite des mesures des élèves de la puissance lumineuse d'une étoile particulière, W Ursa Majoris, affectueusement connue sous le nom de WUMa. WUMa a une période d'environ huit heures, et pendant ce temps il y a deux éclipses, une pour chaque étoile passant devant l'autre. En étudiant la forme de cette courbe, on peut déterminer beaucoup de choses sur les deux étoiles qui composent le système binaire. Les données du graphique ci-dessous ont été collectées avec deux filtres de couleur différents, indiqués par des symboles différents.


Qu'est-ce que &ldquog-98&rdquo dans les tracés de spectres stellaires ? - Astronomie

Un spectre (le pluriel est spectres) est un graphique de la quantité de lumière émise par quelque chose (la luminosité de l'objet) à différentes longueurs d'onde. Dans le spectre des étoiles, nous ne connaissons souvent pas les distances aux étoiles, donc le spectre d'une étoile montre à quel point elle apparaît brillante depuis la Terre.

Le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) mesure la longueur d'onde en unités de Ångstroms (symbole Å), 1 Ångstrom = 10 -10 mètres. Les longueurs d'onde des spectres SDSS vont d'environ 4000 Å (juste dans la lumière ultraviolette) à 9000 Å (juste dans la lumière infrarouge). L'échelle de la quantité de lumière est compliquée, mais les nombres plus élevés sont plus lumineux.

L'image ci-dessous montre un spectre SDSS typique avec quelques étiquettes pour souligner plusieurs caractéristiques. Étudiez l'image, le texte ci-dessous décrit certaines de ses caractéristiques.

Certaines caractéristiques du spectre sont :

  • Pic du continuum - le sommet de la large "colline" du spectre
  • Ligne d'absorption - l'une des "vallées" étroites du spectre
  • Bruit - quelques petites fluctuations aléatoires dans le spectre le bruit est généralement beaucoup plus petit que les raies d'absorption

Le spectre d'une étoile est composé principalement de rayonnement thermique qui produit un spectre continu. L'étoile émet de la lumière sur tout le spectre électromagnétique, des rayons gamma aux ondes radio. Cependant, les étoiles n'émettent pas la même quantité d'énergie à toutes les longueurs d'onde.

Le pic d'émission de leur rayonnement thermique (le pic du continuum dans le spectre ci-dessus) vient à une longueur d'onde déterminée par la température de surface de l'étoile &mdash plus l'étoile est chaude, plus le pic du continuum est bleu.

Un spectre thermique idéal est montré sur la gauche ci-dessous. Un spectre d'une étoile réelle est montré sur la droite.

En plus du spectre continu, le spectre d'une étoile comprend un certain nombre de raies sombres (lignes d'absorption). Les raies d'absorption sont produites par des atomes dont les électrons absorbent la lumière à une longueur d'onde spécifique, faisant passer les électrons d'un niveau d'énergie inférieur à un niveau supérieur. Ce processus supprime une partie du continuum produit par l'étoile et entraîne des caractéristiques sombres dans le spectre.

Dans le spectre stellaire réel, montré ci-dessus à droite, remarquez comment la forme sous-jacente (le continuum) est une courbe de rayonnement thermique avec à peu près le même pic que le spectre de gauche. La grande différence entre les deux est qu'un spectre stellaire réel a des raies d'absorption et du bruit.


Contenu

Bien que les étoiles ne soient pas des corps noirs parfaits, au premier ordre les spectres de lumière émise par les étoiles se conforment étroitement à une courbe de rayonnement du corps noir, également appelée parfois courbe de rayonnement thermique. La forme globale d'une courbe de corps noir est uniquement déterminée par sa température, et la longueur d'onde de l'intensité maximale est inversement proportionnelle à la température, une relation connue sous le nom de loi de déplacement de Wien. Ainsi, l'observation d'un spectre stellaire permet de déterminer sa température effective. L'obtention de spectres complets d'étoiles par spectrométrie est bien plus complexe que la simple photométrie dans quelques bandes. Ainsi, en comparant la magnitude de l'étoile dans plusieurs indices de couleurs différentes, la température effective de l'étoile peut toujours être déterminée, car les différences de magnitude entre chaque couleur seront uniques pour cette température. En tant que tels, les diagrammes couleur-couleur peuvent être utilisés comme moyen de représenter la population stellaire, un peu comme un diagramme de Hertzsprung-Russell, et les étoiles de différentes classes spectrales habiteront différentes parties du diagramme. Cette caractéristique conduit à des applications dans diverses bandes de longueurs d'onde.

Dans le locus stellaire, les étoiles ont tendance à s'aligner en une caractéristique plus ou moins droite. Si les étoiles étaient des corps noirs parfaits, le lieu stellaire serait en effet une ligne droite pure. Les divergences avec la droite sont dues aux absorptions et aux raies d'émission dans les spectres stellaires. Ces divergences peuvent être plus ou moins marquées selon les filtres utilisés : des filtres étroits de longueur d'onde centrale situés dans des régions sans raies, produiront une réponse proche de celle du corps noir, et même des filtres centrés aux raies s'ils sont assez larges, peuvent donner un comportement raisonnable semblable à celui d'un corps noir.

Par conséquent, dans la plupart des cas, la caractéristique droite du locus stellaire peut être décrite par la formule de Ballesteros [2] déduite pour les corps noirs purs :

où A , B , C et D sont les magnitudes des étoiles mesurées à travers des filtres avec des fréquences centrales νune , νb , νc et ν respectivement, et k est une constante dépendant de la longueur d'onde centrale et de la largeur des filtres, donnée par :

Notez que la pente de la droite ne dépend que de la longueur d'onde effective, pas de la largeur du filtre.

Bien que cette formule ne puisse pas être directement utilisée pour calibrer des données, si l'on dispose de données bien calibrées pour deux filtres donnés, elle peut être utilisée pour calibrer des données dans d'autres filtres. Il peut également être utilisé pour mesurer le point médian de la longueur d'onde effective d'un filtre inconnu, en utilisant deux filtres bien connus. Cela peut être utile pour récupérer des informations sur les filtres utilisés pour le cas d'anciennes données, lorsque les journaux ne sont pas conservés et que les informations des filtres ont été perdues.

Calibrage photométrique Modifier

Le diagramme couleur-couleur des étoiles peut être utilisé pour calibrer directement ou pour tester les couleurs et les magnitudes dans les données d'imagerie optique et infrarouge. De telles méthodes tirent parti de la distribution fondamentale des couleurs stellaires dans notre galaxie à travers la grande majorité du ciel, et du fait que les couleurs stellaires observées (contrairement aux magnitudes apparentes) sont indépendantes de la distance aux étoiles. La régression de locus stellaire (SLR) [3] était une méthode développée pour éliminer le besoin d'observations d'étoiles standard dans les étalonnages photométriques, sauf très rarement (une fois par an ou moins) pour mesurer les termes de couleur. Le SLR a été utilisé dans un certain nombre d'initiatives de recherche. L'enquête NEWFIRM de la région NOAO Deep Wide-Field Survey l'a utilisée pour arriver à des couleurs plus précises que celles qui auraient autrement été réalisables par les méthodes d'étalonnage traditionnelles, et le télescope du pôle Sud a utilisé le SLR dans la mesure des décalages vers le rouge des amas de galaxies. [4] La méthode de la pointe bleue [5] est étroitement liée au SLR, mais a été principalement utilisée pour corriger les prédictions d'extinction galactique à partir des données IRAS. D'autres enquêtes ont utilisé le diagramme couleur-couleur stellaire principalement comme outil de diagnostic d'étalonnage, notamment The Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey [6] et Sloan Digital Sky Survey (SDSS). [7]

Valeurs aberrantes de couleur Modifier

L'analyse des données de grands relevés d'observation, tels que le SDSS ou le 2 Micron All Sky Survey (2MASS), peut être difficile en raison du grand nombre de données produites. Pour des enquêtes comme celles-ci, des diagrammes couleur-couleur ont été utilisés pour trouver les valeurs aberrantes de la population stellaire de la séquence principale. Une fois ces valeurs aberrantes identifiées, elles peuvent ensuite être étudiées plus en détail. Cette méthode a été utilisée pour identifier les sous-naines ultrafroides. [8] [9] Les étoiles binaires non résolues, qui apparaissent photométriquement comme des points, ont été identifiées en étudiant les valeurs aberrantes de couleur-couleur dans les cas où un membre est hors de la séquence principale. [10] Les étapes de l'évolution des étoiles le long de la branche géante asymptotique de l'étoile carbonée à la nébuleuse planétaire apparaissent sur des régions distinctes des diagrammes couleur-couleur. [11] Les quasars apparaissent également comme des valeurs aberrantes de couleur-couleur. [dix]

Formation d'étoiles Modifier

Les diagrammes couleur-couleur sont souvent utilisés en astronomie infrarouge pour étudier les régions de formation d'étoiles. Les étoiles se forment dans des nuages ​​de poussière. Au fur et à mesure que l'étoile continue de se contracter, un disque circumstellaire de poussière se forme, et cette poussière est chauffée par l'étoile à l'intérieur. La poussière elle-même commence alors à rayonner comme un corps noir, bien que beaucoup plus froid que l'étoile. En conséquence, un excès de rayonnement infrarouge est observé pour l'étoile. Même sans poussière circumstellaire, les régions en formation d'étoiles présentent des luminosités infrarouges élevées par rapport aux étoiles de la séquence principale. [12] Chacun de ces effets est distinct du rougissement de la lumière des étoiles qui se produit à la suite de la dispersion de la poussière dans le milieu interstellaire.

Les diagrammes couleur-couleur permettent d'isoler ces effets. Comme les relations couleur-couleur des étoiles de la séquence principale sont bien connues, une séquence principale théorique peut être tracée à titre de référence, comme c'est le cas avec la ligne noire continue dans l'exemple de droite. La diffusion de la poussière interstellaire est également bien comprise, permettant de tracer des bandes sur un diagramme couleur-couleur définissant la région dans laquelle les étoiles rougies par la poussière interstellaire devraient être observées, indiquée sur le diagramme couleur-couleur par des lignes pointillées. Les axes typiques des diagrammes couleur-couleur infrarouges ont (H-K) sur l'axe horizontal et (J-H) sur l'axe vertical (voir l'astronomie infrarouge pour plus d'informations sur les désignations de couleur de bande). Sur un diagramme avec ces axes, les étoiles qui tombent à droite de la séquence principale et les bandes rougissantes dessinées sont nettement plus brillantes dans la bande K que les étoiles de la séquence principale, y compris les étoiles de la séquence principale qui ont subi un rougissement dû à la poussière interstellaire. Parmi les bandes J, H et K, K est la longueur d'onde la plus longue, de sorte que les objets anormalement brillants dans la bande K présentent un excès d'infrarouge. Ces objets sont probablement de nature protostellaire, l'excès de rayonnement aux grandes longueurs d'onde étant causé par la suppression par la nébuleuse par réflexion dans laquelle les protoétoiles sont intégrées. [13] Les diagrammes couleur-couleur peuvent alors être utilisés comme moyen d'étudier la formation stellaire, car l'état d'une étoile dans sa formation peut être approximativement déterminé en regardant sa position sur le diagramme. [14]


Qu'est-ce que &ldquog-98&rdquo dans les tracés de spectres stellaires ? - Astronomie

Luminosité, distances et mouvements stellaires

1. Pluton a une magnitude d'environ 14 au maximum. Combien de fois est-elle plus faible que Vénus, qui peut dépasser la magnitude -4 ?

2. Pourquoi les planètes changent-elles de luminosité apparente ?

une. Ils n'ont pas un rendement énergétique constant.

b. La lumière du soleil réfléchie par eux change avec le temps.

c. La plupart ont des albédos variables.

ré. Leurs distances au soleil et à la terre changent radicalement avec le temps. *

3. Nous ne pouvons pas dire simplement en regardant dans le ciel que les étoiles d'une constellation donnée sont à des distances différentes, tandis que dans une pièce, nous pouvons facilement dire que les objets sont à des distances différentes de nous. Quelle est la différence entre les deux situations ?

une. Notre cerveau ne peut pas interpréter les petits angles de parallaxe comme une troisième dimension.

b. Les étoiles sont si éloignées qu'elles ne présentent pas de parallaxe discernable par nos yeux.

c. Dans une pièce, la séparation de nos yeux est suffisamment grande par rapport à la distance à un objet pour que nous puissions voir une parallaxe et la traduire dans une troisième dimension.

4. La parallaxe d'une étoile proche serait-elle plus grande ou plus petite que la parallaxe d'une étoile plus éloignée ?

ré. La parallaxe ne peut pas être observée.

5. Une étoile a une parallaxe observée de 0,2 seconde d'arc. Une autre étoile a une parallaxe de 0,02 sec d'arc. À quelle distance est-il ?

6. Quelle est la signification de l'existence de la séquence principale ?

une. Pour une grande classe d'étoiles, la température et le rayon ont une relation simple.

b. Pour une grande classe d'étoiles, la masse et le rayon ont une relation simple.

c. Pour une grande classe d'étoiles, la masse et la température ont une relation simple.

ré. Pour une grande classe d'étoiles, la température et la luminosité ont une relation simple. *

7. Quelle est la différence d'observation entre une naine et une naine blanche ?

une. La seule différence est la couleur.

b. Une naine est une étoile ordinaire de la séquence principale et une naine blanche est une étoile dégénérée aux électrons. *

c. Une naine est une étoile ordinaire de la séquence principale et une naine blanche est une étoile dégénérée à neutrons.

ré. Une naine est une étoile ordinaire de la séquence principale et une naine blanche est une proto-étoile.

8. Deux étoiles ont la même magnitude apparente et sont du même type spectral. L'un est deux fois plus loin que l'autre. Quelle est la taille relative des deux étoiles ?

une. L'étoile la plus proche fait un quart de la taille de l'étoile la plus éloignée.

b. L'étoile la plus proche fait la moitié de la taille de l'étoile la plus éloignée. *

c. L'étoile la plus proche fait deux fois la taille de l'étoile la plus éloignée.

ré. L'étoile la plus proche est quatre fois plus grande que l'étoile la plus éloignée.

9. La position d'une étoile peut être mesurée par rapport à une autre étoile avec une précision de _______ secondes d'arc.

10. La détermination de la parallaxe stellaire est importante car elle permet la détermination directe de

11. La distance à l'étoile la plus proche (autre que le Soleil) est la plus proche de __________ parsec(s).

12. L'étoile la plus éloignée pour laquelle une parallaxe stellaire précise peut être mesurée est d'environ

13. La magnitude visuelle apparente d'une étoile est de trois magnitudes supérieure à celle d'une autre étoile. Par conséquent, la première étoile est d'environ _________ que la deuxième étoile ?

14. Si, un certain jour, le Soleil a une magnitude visuelle apparente de -26,5, alors que le soir la Lune a une magnitude apparente de -12,5, à quel point le Soleil est-il apparu plus brillant ce jour-là ?

15. Parmi les propositions suivantes, laquelle est la principale différence entre les spectres observés de la plupart des étoiles ?

une. la présence ou l'absence d'un spectre continu

b. les différentes forces et modèles des raies d'absorption *

c. les différentes forces et modèles des raies d'émission

ré. les spectres de toutes les étoiles ont approximativement la même apparence.

16. Les différences observées entre les spectres stellaires sont principalement causées par des différences de

17. Si un spectre stellaire montre de fortes raies produites par l'hélium ionisé, le type spectral de l'étoile est

18. Si le spectre d'un objet a des raies spectrales d'hélium et des raies fortes de métaux, l'objet est probablement

b. une étoile dont la température varie avec le temps

c. une étoile à fortes raies d'émission

19. Si une étoile est entourée d'une coquille de gaz chaud, le spectre de ce gaz chaud sera un (un) spectre ________.

20. Quel pourcentage d'étoiles dans le ciel sont considérés comme membres de systèmes binaires ?

une. énergie par seconde par unité de surface dans la région visuelle

b. énergie par seconde par unité de surface sur toutes les longueurs d'onde

c. un mot différent pour la grandeur

ré. énergie totale par seconde rayonnée sur toutes les longueurs d'onde. *

22. La luminosité d'une étoile ne dépend que de sa

b. température et distance.

ré. température et diamètre. *

23. La magnitude visuelle absolue est

une. la magnitude apparente d'une étoile observée depuis la Terre.

b. la luminosité d'une étoile observée à une distance de 1000 pc.

c. la magnitude apparente d'une étoile observée à une distance de 10 pc. *

ré. la luminosité d'une étoile observée depuis la Terre.

24. La raison pour laquelle les astronomes utilisent le concept de magnitude absolue est de

une. compliquez la vie des débutants en astronomie !

b. permettre aux étoiles d'être comparées aux effets de différentes distances supprimées *

c. permettre aux étoiles d'être comparées aux effets de différentes masses enlevées

ré. permettre aux étoiles d'être comparées aux effets de différentes températures supprimées

e. permettre aux étoiles d'être comparées aux effets de rayons différents supprimés.

25. Lequel des énoncés suivants n'est pas en soi utile pour déterminer la température stellaire ?

e. longueur d'onde d'intensité maximale du spectre sous-jacent.

26. Les méthodes de détermination de la température dont nous avons parlé nous donnent la température du

b. région juste en dessous de la photosphère

c. point à mi-chemin du centre

27. Les températures de surface stellaires varient de

28. Un diagramme H-R est un tracé de

b. luminosité en fonction du rayon

c. masse en fonction de la température

ré. luminosité en fonction de la température *

29. Sur le diagramme H-R, 90 pour cent de toutes les étoiles sont

b. dans la région des supergéantes.

30. La séquence principale s'étend de

une. haute luminosité, haute température à faible luminosité, basse température *

b. haute luminosité, basse température à faible luminosité, basse température

c. haute luminosité, basse température à faible luminosité, haute température

ré. haute luminosité, haute température à faible luminosité haute température.

31. Nous savons que les étoiles géantes ont un diamètre plus grand que le soleil parce que

une. ils sont plus lumineux mais ont à peu près la même température. *

b. ils sont moins lumineux mais ont à peu près la même température.

c. ils sont plus chauds mais ont à peu près la même luminosité.

ré. elles sont plus froides mais ont à peu près la même luminosité.

e. ils ont une magnitude absolue plus grande que le soleil.

32. Les étoiles supergéantes rouges se trouvent dans quelle partie du diagramme H-R ?

une. haute luminosité, haute température

b. haute luminosité, basse température *

c. faible luminosité, basse température

ré. faible luminosité, haute température.

33. Le but de la parallaxe spectroscopique est de déterminer

34. Chaque fois que la magnitude absolue d'une étoile peut être déterminée, son ___________ peut également être déterminé si nous avons également observé la magnitude apparente de l'étoile.

35. La plus fondamentale de toutes les propriétés stellaires est la

36. Les masses stellaires sont plus facilement déterminées avec l'utilisation de

b. La deuxième loi de Newton modifiée par Kepler

ré. Troisième loi de Kepler modifiée par Newton *

37. Quand nous voyons la lumière d'une galaxie lointaine, quel genre d'étoiles voyons-nous principalement ?

38. Le spectre du soleil culmine à 5600 . Quelle est la longueur d'onde du pic d'une étoile dont la température est le double de celle du soleil ?

39. Comparez les courbes de Planck pour les étoiles des types spectraux O, G et M.

une. Les courbes de Planck pour les étoiles O sont plus élevées à toutes les longueurs d'onde et culminent plus loin vers le bleu que les courbes de Planck pour les étoiles G, la relation des courbes de Planck pour les étoiles G et les étoiles M est similaire à celle des étoiles O et G. *

b. Les courbes de Planck pour les étoiles O sont plus basses à toutes les longueurs d'onde et culminent plus loin vers le rouge que les courbes de Planck pour les étoiles G, la relation des courbes de Planck pour les étoiles G et les étoiles M est similaire à celle des étoiles O et G.

c. Les courbes de Planck pour les étoiles O sont plus élevées à toutes les longueurs d'onde et culminent plus loin vers le bleu que les courbes de Planck pour les étoiles G, les courbes de Planck pour les étoiles G sont plus basses à toutes les longueurs d'onde et culminent plus loin vers le rouge que les courbes de Planck pour les étoiles M.

ré. Les courbes de Planck pour les étoiles O sont plus basses à toutes les longueurs d'onde et culminent plus loin vers le rouge que les courbes de Planck pour les étoiles G, les courbes de Planck pour les étoiles G sont plus élevées à toutes les longueurs d'onde et culminent plus loin vers le bleu que les courbes de Planck pour les étoiles M.

40. Quel facteur principal détermine le type spectral d'une étoile ?

c. Composition atmosphérique.

41. Quels types spectraux ont les raies d'absorption d'hydrogène les plus fortes ?

42. Afin de déterminer la distance à une étoile en kilomètres par parallaxe héliocentrique (trigonométrique), un astronome doit savoir

ré. l'angle entre le Soleil et l'étoile

43. L'étoile A apparaît de couleur blanc bleuté, tandis que l'étoile B apparaît de couleur rougeâtre


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EXEMPLE D'EXAMEN 2 : POUR les chapitres 16, 17 et 18 à Chaisson

1. Les masses d'étoiles sur la séquence principale __________ du coin inférieur droit au coin supérieur gauche.
une. augmenter
b. diminuer
c. sont tous pareils
ré. sont distribués au hasard

2. La quantité fondamentale qui détermine la pression et la température centrales d'une étoile est sa
une. Masse.
b. luminosité.
c. température superficielle.
ré. composition chimique.
e. rayon.

3. La détermination de la parallaxe stellaire est importante car elle permet la détermination directe de
une. Masse.
b. distance.
c. diamètre.
ré. rapidité.

4. Les différences observées entre les spectres stellaires sont principalement causées par des différences de
une. luminosité.
b. composition chimique.
c. Température.
ré. mouvements.
e. emplacement dans l'espace.

5. Lequel des énoncés suivants est le bon ordre pour le système de classification spectrale ?
une. OBAFKGM
b. OBFAGKM
c. OBAFGKM
ré. ABFGKMO

6. Si un spectre stellaire montre de fortes raies produites par l'hélium ionisé, l'étoile est de type spectral
une. O.
b. B.
c. UNE.
ré. F.
e. M.

7. La raison pour laquelle les astronomes utilisent le concept de magnitude absolue est de
une. compliquez la vie des débutants en astronomie !
b. permettre aux étoiles d'être comparées aux effets de différentes distances supprimées
c. permettre aux étoiles d'être comparées aux effets de différentes masses enlevées
ré. permettre aux étoiles d'être comparées aux effets de différentes températures supprimées
e. permettre aux étoiles d'être comparées aux effets de rayons différents supprimés.

8. Lequel des énoncés suivants n'est PAS utile en soi pour déterminer la température stellaire ?
une. classe spectrale
b. indice de couleur
c. grandeur absolue
ré. degré d'ionisation
e. longueur d'onde d'intensité maximale du spectre sous-jacent

9. Le but de la technique de parallaxe spectroscopique est de déterminer
une. distance.
b. Température.
c. grandeur apparente.
ré. grandeur bolométrique.
e. indice de couleur.

10. Un diagramme H-R est un tracé de
une. chaleur contre rayon.
b. luminosité en fonction du rayon.
c. masse en fonction de la température.
ré. luminosité en fonction de la température.
e. masse contre luminosité.

11. Des étoiles très lumineuses à basse température
une. ont de petits diamètres par rapport à celui du Soleil.
b. ont des diamètres comparables à celui du Soleil.
c. ont de grands diamètres par rapport à celui du Soleil.
ré. sont des naines blanches.

12. L'intérieur du Soleil est un
une. gaz.
b. liquide.
c. solide.

13. La température du centre du Soleil est approximativement
une. 10 000 K.
b. 100 000 K.
c. 1 000 000 K.
ré. 10 000 000 K.
e. 100 000 000 K.

14. Comment un photon gamma, produit dans le noyau du Soleil, émerge-t-il à la surface sous la forme d'un photon de lumière visible ?
une. il perd de l'énergie par absorptions et réémissions
b. il gagne de l'énergie par absorptions et réémissions
c. il ne change pas réellement, tous les photons de la surface du Soleil sont des photons gamma
ré. ce n'est pas un photon gamma, puisque tous les photons produits dans le noyau du Soleil sont des photons de lumière visible

15. Les deux éléments les plus abondants dans le Soleil, le plus abondant étant donné en premier, sont
une. carbone et oxygène.
b. fer et hydrogène.
c. l'hélium et l'azote.
ré. l'azote et l'hélium.
e. l'hydrogène et l'hélium.

16. L'équilibre hydrostatique est un équilibre entre
une. l'hydrogène et le carbone.
b. eau, hydrogène et oxygène.
c. gravité et pression vers l'extérieur.
ré. eau et charge électrique (statique).

17. La fusion dans le Soleil se produit entre
une. protons.
b. électrons et protons.
c. électrons et neutrons.
ré. neutrons et protons.
e. électrons.

18. Ce que nous voyons visuellement comme la surface du Soleil est la
une. photosphère.
b. chromosphère.
c. couronne.

19. La température de la couronne solaire est d'environ
une. 5 000 K.
b. 10 000 K.
c. 50 000 K.
ré. 100 000 K.
e. 1 000 000 K.

20. Le spectre des raies d'absorption du Soleil provient du
une. intérieur.
b. photosphère.
c. chromosphère.
ré. couronne.

21. Le vent solaire est principalement associé à
une. taches solaires.
b. proéminences.
c. trous coronaux.
ré. Le champ magnétique de Jupiter.

22. Une période complète du cycle du champ magnétique solaire (y compris la polarité) prend
une. un ans.
b. 11 ans.
c. 22 ans.
ré. 33 ans.
e. 44 ans.

23. Les oscillations solaires sont étudiées au moyen de
une. observer les changements périodiques de la taille angulaire du Soleil.
b. Observations par décalage Doppler.
c. observant de forts changements de couleur dans le Soleil.
ré. éclipses solaires.

24. Laquelle des affirmations suivantes concernant les neutrinos solaires est correcte ?
une. moins ont été observés que prévu
b. les nombres observés et prédits sont égaux
c. plus ont été observés que prévu

25. Les diamètres stellaires peuvent être déterminés à partir d'études d'étoiles __________.
une. binaire visuel
b. binaire astrométrique
c. binaire spectroscopique
ré. binaire à éclipse

26. En connaissant seulement la température et la luminosité d'une étoile, nous pouvons déterminer son
une. Masse.
b. rayon.
c. distance.
ré. période de rotation.
e. vitesse de rotation.

27. Les masses stellaires sont plus facilement déterminées avec l'utilisation de
une. Première loi de Newton.
b. Deuxième loi de Newton modifiée par Kepler.
c. Deuxième loi de Kepler.
ré. Troisième loi de Kepler modifiée par Newton.

28. La relation masse-luminosité pour les étoiles de la séquence principale dit :
une. grande masse, haute luminosité.
b. masse élevée, faible luminosité.
c. la luminosité est constante pour toutes les masses.
ré. la luminosité est indépendante de la masse.

29. Quelle est la température moyenne du gaz et de la poussière interstellaires ?
une. 3K
b. 100 K
c. 1 000 K
ré. 0 K

30. Quels sont les deux ingrédients nécessaires pour faire une nébuleuse en émission ou une région HII ?
une. Gaz et poussières interstellaires
b. Étoiles froides et poussière interstellaire
c. Étoiles chaudes et gaz interstellaire
ré. Étoiles froides et gaz interstellaire

RÉPONSES À L'EXAMEN PRATIQUE 2

1. un
2. un
3. b
4. c
5. c
6. un
7. b
8. c
9. un
10. d
11. c
12. un
13. d
14. un
15. e
16. c
17. un
18. un
19. e
20. b
21. c
22. c
23. b
24. un
25. d
26. b
27. d
28. un
29. b
30. c


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QU'EST-CE QU'UNE ÉCLIPSE SOLAIRE ?

L'observatoire et le planétarium d'Armagh étaient sortis aujourd'hui (jeudi 10 juin) pour capturer&hellip

Météo en mai 2021 à Armagh

MAI LE PLUS HUMIDE DEPUIS 18 ANS, LE PLUS FROID DEPUIS SIX ANS, PLUS ENSOLEILLE QUE LA MOYENNE. PRINTEMPS et hellip

Engagez vos étudiants dans l'apprentissage STEM à travers la crainte et l'émerveillement de l'espace

L'observatoire et le planétarium d'Armagh sont une plaque tournante régionale pour l'éducation et la connaissance


LE DIAGRAMME DE HERTZSPRUNG-RUSSELL

  • La plupart des étoiles se trouvent le long de la Séquence principale allant des étoiles chaudes et lumineuses aux étoiles froides et faibles.
  • Il y a aussi Géant rouge étoiles, qui sont lumineuses et fraîches
  • Il y a supergéante étoiles qui sont très lumineuses, et ont une large gamme de températures
  • Et il y a Nain blanc étoiles qui sont chaudes, mais très faibles.

Si l'on considère le diagramme H-R, on peut noter que les étoiles d'une température donnée peuvent avoir une luminosité parmi plusieurs très différentes. C'est-à-dire, par exemple, une étoile avec une température de surface de 9000 K pourrait être une naine blanche, une étoile de la séquence principale ou une supergéante.

Est-il possible de distinguer ces différentes alternatives à partir d'un seul spectre d'étoiles ? Oui c'est le cas. On peut utiliser les propriétés détaillées observées des raies dans les spectres stellaires pour distinguer les Classe de luminosité d'une étoile.

En effet, les conditions dans les atmosphères stellaires des différentes classes d'étoiles sont très différentes. Ils ont la même température, mais des densités et des pressions très différentes.

Cela a conduit à la définition des classes de luminosité stellaire dans les années 1930. Le système de classification de luminosité fonctionne à partir des supergéantes (classes je et Ib) via les étoiles de la séquence principale (classe V).

Dans ce schéma, le Soleil a une classification de G2V.

Notez que cela signifie que l'on peut estimer la Luminosité d'une étoile JUSTE de son spectre !

On peut mesurer directement la luminosité apparente (à partir de la photométrie).

Ainsi, on peut déduire une estimation de la distance à l'étoile à partir de cette "parallaxe spectroscopique". Cette méthode d'estimation de distance peut donner des résultats précis au niveau de 10 à 20 %.

MASSE STELLAR

Il s'avère qu'il n'y a aucun moyen de mesurer la masse d'une étoile isolée. On ne peut mesurer la masse que par son effet gravitationnel sur autre chose. Heureusement la nature nous a donné un outil pour mesurer la masse stellaire :

Il s'avère que le Soleil EST inhabituel à certains égards. Le plus évident d'entre eux s'avère être que le Soleil ne fait pas partie d'un système d'étoiles multiples. La plupart des étoiles sont membres de tels groupes (binaires, triplets, etc.).

Les observations d'étoiles binaires nous en disent BEAUCOUP sur les propriétés des étoiles.

Tout d'abord, un mot d'avertissement : un binaire est une paire d'étoiles qui sont liées gravitationnellement l'une à l'autre et orbitent donc autour d'un centre de masse commun. Il existe également des "doubles optiques", qui sont des étoiles non apparentées à des distances très différentes, qui apparaissent proches les unes des autres dans le ciel par projection fortuite.

Binaires visuels sont des systèmes dans lesquels nous pouvons voir les deux étoiles, et les voir en orbite l'une autour de l'autre.

Les propriétés orbitales de Visual Binaries peuvent être utilisées pour mesurer les masses des étoiles dans le binaire. Cela découle d'une généralisation de la "troisième loi de Kepler":

Où le M's sont les masses des deux étoiles, une est le demi-grand axe de l'orbite, et P est la période de l'orbite.

On peut mesurer P si l'on est patient. On peut aussi mesurer le demi-grand axe angulaire. Mais il y a deux problèmes. Premièrement, pour convertir cela en un véritable demi-grand axe physique, vous devez connaître la distance. Deuxièmement, nous ne faisons même pas vraiment mesurer le demi-grand axe angulaire. Nous mesurons la projection de cette quantité le long de notre ligne de mire. Ainsi, ce que nous mesurons peut être inférieur au véritable demi-grand axe angulaire.

Il existe des moyens de régler ce problème, du moins dans certains cas. Et, en supposant que ce soit le cas, nous avons un moyen de mesurer la somme des masses des deux étoiles.

Dans un système binaire, les deux étoiles orbitent autour d'un centre de masse commun. L'étoile la plus massive bouge moins et est plus proche du centre de masse. Poussé à ses limites, nous avons le cas d'une minuscule planète en orbite autour d'une étoile, et de deux étoiles de masse égale en orbite l'une autour de l'autre.

The relative sizes of the orbits of the two stars tell us

(Don't sweat the details on this one). If one can determine both the sum of the masses and the ratio of the masses, then one can solve for both masses.

  • Strong Balmer absorption lines (from the A star)
  • AND strong metal absorption lines (from the K star)
  • AND the two sets of lines would be Doppler shifting with respect to one another

Such a system is a Spectroscopic Binary. It turns out to be quite possible to take real data on the velocities of stars in spectroscopic binaries that can be well-fit by the sort of smooth curves shown in the cartoon figure.

Eclipsing Binaries are systems in which the orientation of the orbit is such that the orbital axis is perpendicular to our line of sight. So the stars one another. In this case, ignoring the properties of the spectrum entirely, one can see the eclipses by monitoring the apparent brightness of the binary, thus measuring the light curve of the system. Note that this can tell you the relative brightness and sizes of the two stars in the system.

If you are so lucky as to find a genuine, gold-plated Double-Lined Spectroscopic Eclipsing Binary, then you can determine L, M, R, T for both stars in the system. This is pretty rare, but such systems are the fundamental calibrators (other than the Sun) for the basic physical parameters of stars.

The study of nearby binaries has shown us that a Mass-Luminosity relationship exists for Main Sequence stars.

  • The range of stellar masses covers 3-4 orders of magnitude from about a tenth of a Solar mass up to about 100 Solar masses
  • Low-mass stars are faint
  • High-mass stars are luminous

And here's another one of those bits of information to stick in your back pocket for future reference:

So, for instance, a star that is twice the mass of the Sun will have about ten times the Luminosity of the Sun.

So, for instance, a star that is twice the mass of the Sun will have about ten times the Luminosity of the Sun.

One result that emerges from the study of the fundamental properties of stars is that most stars are fainter than the Sun. Of the 34 stars within 4pc, only 3 are more luminous than the Sun. And a plot of the 34 optically brightest stars in the sky contains almost none of the list of closest stars. Instead, they are mainly truly luminous stars that are very far away. This study of Stellar Luminosity Functions is one of the key observations that help us figure out the basics of how stars form (One could say that the Stellar Luminosity Function forms a "boundary condition" for a model of how stars form).


TOOLS FOR WORKING WITH INTERESTING APOGEE SUBSAMPLES

This codebase contains tools to characterize the properties of different subsamples of the APOGEE data using stellar-evolution models. In particular, it contains methods to reproduce the selection of red clump (RC) stars as in Bovy et al. 2014 <http://adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ. 790..127B> __, to calculate the mean K :sub: s magnitude along the RC as a function of metallity and color (Fig. 3 in that paper). The code also allows the average RC mass, the amount of stellar-population mass represented by each RC star, and the age distribution (Figs. 12, 13, and 14 in the above paper) to be computed. The tools in this package are kept general such that they can also be useful in defining other subsamples in APOGEE.

The RC catalog is constructed by inspecting the properties of stellar isochrones computed by stellar-evolution codes and finding the region in surface-gravity--effective-temperature--color--metallicity space in which the absolute magnitude distribution is extremely narrow (allowing precise distances to be derived). le apogée toolbox can load different stellar-isochrone models and compute their properties. This is implemented in a general apogee.samples.isomodel class the code particular to the RC lives in apogee.samples.rc, with rcmodel being the equivalent of the more general isomodel. This code requires the isodist <http://github.com/jobovy/isodist> __ library with accompanying data files see the isodist website for info on how to obtain this.

The actual code used to generate the APOGEE-RC catalog from the general APOGEE catalog is included as this script <https://github.com/jobovy/apogee/blob/master/apogee/samples/make_rcsample.py> __.

For example, we can load near-solar metallicity isochrones from the PARSEC <http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd> __ library for the RC using::

This command will take about a minute to execute. We can then plot the isochrones, similar to Fig. 2 in the APOGEE-RC paper::

We can also calculate properties of the absolute magnitude distribution as a function of color::

rc.mode(0.65) -1.659 rc.sigmafwhm(0.65) 0.086539636654887273

and we can make the same plot as above, but including the model, full-width, half-maximum, and the cuts that isolate the narrow part of the luminosity distribution::

(this takes a while) which shows

We can also compute the average mass of an RC star, the fraction of a stellar population's mass is present in the RC, and the amount of stellar population mass per RC star. These are all calculated as a function of log10(age), so a grid of those needs to be specified::

For convenience, the data in Figs. 3, 13, 14, and 15 in Bovy et al. 2014 <http://adsabs.harvard.edu/abs/2014ApJ. 790..127B> __ has been stored as functions in this codebase. For example, we can calculate distances as follows::

from apogee.samples.rc import rcdist rcd= rcdist() rcd(0.65,0.02,11.) array([ 3.3412256])

where the inputs to rcd sont J-K :sub: s color, metallicity Z (converted from [Fe/H]), and the apparant K :sub: s magnitude.

We can also get the data from Figs. 13, 14, and 15. This can be achieved as follows::

which sets up all of the required data. We can then get the average mass etc.

gives the bottom panel of Fig. 14. We can also calculate the age distribution::

which returns a function that evaluates the age PDF for the solar-neighborhood metallicity distribution assumed in the paper. We can also directly plot it::

which gives Fig. 15. More info on all of these functions is available in the docstrings.


The Solar Flux Spectrum

The integrated light of the sun, also termed the solar flux, is essential for comparison with stellar spectra and very useful in comparing with model spectra. As recently emphasized by Kurucz (2009), solar flux spectra taken from above the earth’s atmosphere, clear of terrestrial absorption, would be perfect for such purpose but are lacking.
Corrections for Ground-based Spectra

Terrestrial and satellite spectroscopic equipment is built to operate with the object in focus with the result that there are no solar flux satellite spectra. However, the McMath-Pierce solar telescope on Kitt Peak, on rare occasions, has been operated with the image-forming mirror replaced by a flat to obtain solar flux spectra.

One set of McMath-Pierce flux spectra has been reported on by Kurucz et al (1984) for the spectral band 296 to 1300 nm, not corrected for terrestrial absorption. The region 296 to 540 is essentially clear of terrestrial lines. Proceeding to the infrared, weak H2O lines begin to appear, then O2 bands beyond 579 nm and others in the infrared.

We have searched through the archives of the Fourier Transform Spectrometer (FTS) at the McMath-Pierce and found two runs of flux spectra: the first taken in 1981 by Brault and Testerman and used by Kurucz et al (1984) and the second in 1989 by Mitchell and Plymate.

Since H2O is highly variable, the best observational material for correcting for it is a set of spectra showing the variation due to change in slant path as the sun rises or sets. Then ratios of these spectra, taken in an unchanging instrument configuration, show the effect of varying terrestrial features with the intrinsic solar features canceled out. This enables a correction for both H2O and O2 in spectra in the set and is the process we have used for center disc spectra that we have reported on before (e. g., Wallace, Hinkle and Livingston (2007)). However, the flux spectra were not taken in such sets. To compensate, we have tested various runs of center disc spectra for correcting both flux spectra runs and found the best results with the October 1989 flux spectra using a center disc run by Brown from June 1983.
Results

The results of the analysis are in the file Wallace_2011_solar_flux_atlas. In the region 568 to 925.5 nm, where the telluric correction was needed, we have written the results in ASCII files where column 1 is wavenumber, column 2 is corrected flux spectrum, column 3 is the telluric correction used in the correction, and column 4 is the uncorrected flux spectrum. They are on a common wavenumber scale because interpolations were required to facilitate the ratioing. We have also produced and archived plots of this material of which Figure 1 is a small portion. Note that the observed spectrum in the plot is shifted down by 0.1 below the transmission. The lines in the transmission spectrum deeper than 0.6 are due to O2 and the weaker ones are due to H2O.

The correction is generally good but fails in the centers of the stronger lines and is replaced in the plots of the corrected spectra by gaps. From 568 nm to the violet end of the spectra at 296 nm, no correction for discrete telluric absorbers is needed and the ASCII files contain only wavenumber and uncorrected spectrum, as do the plots.

Our work should be a good step toward a better solar flux spectrum in the visible and near infrared. However, the gaps in our corrected flux spectra due to the stronger telluric lines emphasize the need for flux spectra observed from above the absorbing layer.
Les références

Kurucz, R. L., 2009, Including All the Lines, in Recent Directions in Astrophysical Quantitative Spectroscopy and Radiation Hydrodynamics, American Institute of Physics Conference Proceedings.

Kurucz, R. L., Furenlid, I., Brault, J., & Testerman, L. 1984, Solar Flux Atlas from 296 to 1300 nm, NSO Atlas No. 1.

Wallace, L., Hinkle, K., & Livingston, W. 2007, An Atlas of the Spectrum of the Solar Photosphere from 13,500 to 33,980 cm-1 (2942 to 7405 Angstroms), NSO Tech. Rept. #07-001


Stellar spectra vs. redshift - what do they actually look like?

Hi everyone, I'm a PhD student in chemistry, so I spend a lot of time looking at molecular spectra. I've always had an intense interest in astronomy and I'm curious about the technical side of studying stellar/galactic spectra.

How big are the effects of redshift on stellar spectra? For instance, if you had a G-type star far away, would you ever encounter a situation where the spectra of the G star starts to overlap, for instance, with that of a K-type star? When I look at examples of stellar spectra online, are they "normalized" to a particular wavelength that corrects for redshift?

I'm assuming there's some standard methodology to measure and quantify the redshift, but for stars (which are nearby) the actual redshift is so small that their spectra looks the same for each spectral type if you zoom out enough. Am I correct in this assumption?

2) When measuring the spectra of distant galaxies to see how redshifted they are, what is this redshift relative to? The spectra of the Sun? Andromeda? An average of Milky Way stars? etc. if that makes sense.

Sorry if my questions seem oddly specific - I know that stellar spectra probably have "fingerprint" regions, but I'm wondering about the degree at which these fingerprint regions change due to redshifting.

The various spectral classes of stars is determined by the presence or absence of various temperature-dependent absorption features in the stars' spectra compared to agreed to standard stars. G-type stars, for example, have hydrogen lines visible and H and K lines are the strongest. These lines are weaker in K-type stars whose spectra are dominated by absorption lines of neutral metals. While Doppler effects may shift the positions of these lines, it does not affect their presence or the resulting spectral classification of the star.

When the redshift of a distant galaxy's spectrum is measured, it is measured relative to some standard on the Earth (e.g. a stable emission or absorption from a cell on the instrument). This measured velocity is then corrected for the orbital motion of the Earth around the Sun to give the radial velocity relative to the barycenter of the Earth-Sun system.

I guess I should've clarified - what I meant to ask was that since the positions of the lines is partially how they are identified, whether the effects of redshift would significantly obfuscate that. But from your answer I gather that the lines do not occur on their own, but in groups that are always a certain wavelength apart corresponding to electronic transitions. If they are redshifted, then all the lines are redshifted by the same amount. Is this the right way to think of it?

That is pretty cool! I had no idea we were capable of such a level of precision at measuring stuff across such vast distances that the motion of the Earth around the Sun would actually need to be corrected for!

Also, if I might add another question: if you had a star on the main sequence halfway in its life cycle say, going from O to B, would its spectra be measured as a superposition the spectra "O"- and a "B"-type star?

Sorry if that last question sounded really dumb!

I think u/Galileos_grandson already answered nicely, but the central point is that all the lines shift at once. We know the ratio between lines, for example Hydrogen's spectra in visible light is called the Balmer series (corresponding to the n′ = 2 shell). Hydrogen spectra is usually pretty strong in stars, so it's really, really obvious when you look at an unknown spectra even if it's red-shifted.

Secondly, pretty much any individual star we can directly observe and is bright enough to get a clean spectra of is going to be in our own galaxy. The redshifts for that kind of stellar classification are tiny, just a couple of nanometers! So in practice redshift doesn't effect classification of stars. There are lots of other things we take spetcra of, and for very distant things like supernovae you look for known patterns in the ratios between lines of a sequence, like the Hydrogen series, to figure out what is going on.

There is a lot to spectroscopy for Astronomy! I keep thinking of cool things to point out. For instance you don't even need to take a spectra to do rough spectroscopy! There are some cool techniques that use narrow-band color filters. You take a photo of a bunch of stars using a filter that only allows a range of, say, UV light in. Then another photo of the same stars with a different color filter. Then you subtract the brightness's of each star in the two photos to make an "index" number for each star based in the difference in the colors. Because there are important absorption lines that coincide with the filters, the ratio of brightness between two filters ends up being like a very rough "spectra"! You can at least partly classify entire fields of stars at once by looking at the brightness of of photos taken with different filters.

Here is a really nice Stellar Spectral Classification guide written by my former professor:

It has tons of examples for lots of kinds of stars, with the important lines labeled. It will give you a great idea of how it works in practice.


Voir la vidéo: capsule spectre (Août 2021).