Maxime Tessier

Premier résultat : α Orionis (Bételgeuse)

Messages recommandés

Bonsoir à tous,

 

Bon après plusieurs essais, voici un de mes premiers résultats en spectro et de petites déductions, c'est possible qu'il y ait quelques petites erreurs. Je compte sur vous pour me corriger.

Après de nombreuse années d'astrophotographie, je saute le pas pour ajouter la spectro à l'astrophoto.


J'ai fait les premiers test avec le triplet mais j'ai finalement récupéré un newton qui servira pour ce domaine.

 

Le spectre brut et l'ordre zero à gauche : 

 

Betelgeuse-1Brut.thumb.jpg.c16db30fe08de286d419fcea2ea77ec4.jpg

 

Le profil spectral auquel j'ai ajouté en dessous le spectre colorisé avec les infos d'acquisitions : 

 

PlancheBetelgeuse.jpg.7b12d0e917be8f4071703576157c69c5.jpg

 

 

Au premier coup d’œil sur le spectre on perçoit directement le profil d'une étoile froide, en se basant sur la loi de Planck, 
un corps noir plus chaud émettrait son rayonnement maximum dans les longueurs d'ondes les plus courtes hors dans mon cas (ou plutôt celui de Betelgeuse 😉) on voit la tendance inverse avec un spectre dont la forme de cloche tend vers les longueurs d'ondes plus longues, avec une très forte intensité ici qui se situe dans le proche infra-rouge.

En traçant la courbe de Planck via Visual Spec j'obtient une température de 3000K étant donné que l'étoile est connu j'ai pu vérifier et sa température est donnée pour 3500K, j'imagine que j'ai le droit à une petite marge d'erreur.  (La courbe théorique ne correspond pas parfaitement au profil ? ) 🤔

 

spectrebetplanck2.jpg.4352b1bbee4a6b79e68077afe3223d34.jpg

 

On a donc le profil d'une étoile plus froide que le soleil, Betelgeuse est une super géante rouge de type spectral M1-2 Ia-Iab, M correspondant aux étoiles rouges et donc froide <3500K (Tout est lié c'est magnifique 😁 ) le chiffre lui permet da caractériser une tranche plus précise de température, lab correspond à classe de luminosité décrite dans le diagramme HR (Hertzprung-Russel) directement lié à la surface et au rayon de l'étoile lab=Super géante rouge=(300<R/Ro<1000) ici on obtient (selon Wikipédia) 955 à 1 200 Rayons solaire ( R☉) on obtient donc un ticket pour un classement en tant que supergéante rouge.

 

Pour appuyer l'identification d'une géante rouge voici le profil spectral que j'ai obtenu en identifiant quelques raies intéressantes et caractéristiques :
 

SpectreAnBetelgeuse.png.a04bfec6635eab340f16ca3524d4cd0e.png

 

On voit à plusieurs endroits apparaître des raies en absorptions Tio qui sont en fait caractéristiques, c'est l'oxyde de titane, en revanche pour les raies de Balmer j'ai d'ailleurs annoté ici les raies Hbeta et H-alpha par exemple, il apparait que ces raies sont peu profondes à cause de la température de l'étoile, trop faible. Du coup les photons (qui au passage ont mis plusieurs millions d'années pour arriver jusqu'à la photosphère) qui passent dans la photosphère n'ont pas assez d'énergie pour maintenir les électrons de l'atome d’hydrogène au premier état d’excitation.


Par contre du coup d'autre raies peuvent apparaître puisque la température de l'étoile sera suffisante pour en exciter les électrons sans pour autant les éjecter. (Si la température est trop forte par exemple).

Pour revenir aux autres raies dominantes, il y a aussi les métaux neutres avec par exemple Ca1, Fe1, Ti1 (Calcium, Fer et Titane) à 6496A la température de l'étoile n'est plus suffisante pour les ioniser.

Les autres raies profondes remarquables sont dues à l'atmosphère terrestre avec la raie tellurique de l'OII par exemple.

Dès que je pourrais j'irais plus loin mais pour l'instant c'est le début je ne peux pas vous en dire plus.  


J'ai aussi posé une équation selon la loi de Wien pour calculer la température de l'étoile grace au maximum du rayonnement sur ce spectre, (Mais j'imagine que c'est plus adaptée à la haute résolution) voici ce que j'ai fait, contrairement au résultat obtenu grace à la courbe j'obtiens 3800K, à vérifier. Voici l'équation que j'ai posé : λmax = 760nm 
T(K) = (2,898×10^6)╱760
T(K) = 3813.1578
Logiciels utilisés : Isis (Chhristian Buil), Visual Spec (Valerie Desnoux), Plot Spectra, MathCast.

  • J'aime 5

Partager ce message


Lien à poster
Partager sur d’autres sites
Publicité
En vous inscrivant sur Astrosurf,
ce type d'annonce ne sera plus affiché.
Astronomie solaire : la bible est arrivée !
400 pages, plus de 800 illustrations !
Les commandes sont ouvertes sur www.astronomiesolaire.com

 très intéressant maxime  ce premier essai ! :)

 polo

Partager ce message


Lien à poster
Partager sur d’autres sites

Salut,

Pour un début dans ce domaine, c'est juste impressionnant et extrêmement complet !

Cela me trotte aussi dans la tête depuis quelques semaines, j'ai aussi envie de franchir le pas et de me lancer dans la spectro,

je crois qu'avant la fin de l'année, ça va le faire !

Bravo !

Daniel

Partager ce message


Lien à poster
Partager sur d’autres sites

Très joli ce premier spectre au star analyzer !

C'est compliqué de faire coller parfaitement un profil de Planck avec un tel spectre, car son continuum est largement altéré par les nombreuses bandes (les raies larges du TiO) en absorption. De plus le maximum d’émission est dans l'IR.

Tu as fait aussi une étoile chaude (Rigel, Aniltak..) ?

Bienvenu dans le monde passionnant de la spectro :)

Jean-Philippe

Partager ce message


Lien à poster
Partager sur d’autres sites

Bonjour,

 

Au début je ne réalisais pas que c'était fait avec un Star Analyzer !

Mettre la courbe de Planck est une très bonne idée et avec les calculs.

 

Lucien

 

Partager ce message


Lien à poster
Partager sur d’autres sites

Bonjour,

Sans avoir la prétention de chipoter sur cet impressionnant compte-rendu, je  tique un peu sur cette affirmation:

On 10/1/2018 at 10:58 PM, Maxime Tessier said:

Du coup les photons (qui au passage ont mis plusieurs millions d'années pour arriver jusqu'à la photosphère)

Les photons créés dans les profondeurs de l'étoile n'ont effectivement qu'une probabilité quasi-nulle d'atteindre directement la photosphère et encore moins de sortir dans l'espace, car ils interagissent très vite avec la matière du cœur. En toute rigueur, il ne s'agit donc pas de ces photons qui finiraient par sortir après un long trajet compliqué: si c'était le cas, les étoiles émettraient des quantités de gammas produits par la fusion, plutôt qu'un rayonnement thermique.

Bien cordialement,

Partager ce message


Lien à poster
Partager sur d’autres sites

Créer un compte ou se connecter pour commenter

Vous devez être membre afin de pouvoir déposer un commentaire

Créer un compte

Créez un compte sur notre communauté. C’est facile !

Créer un nouveau compte

Se connecter

Vous avez déjà un compte ? Connectez-vous ici.

Connectez-vous maintenant