Albireo

Une des plus belles du ciel, et un super sujet en spectro

Pour commencer cette simple image RGB au T200 et CCD, une trentaine de poses de 1 sec pour chaque couche.

Une jolie paire d'étoile bien colorée ! Effectivement, en spectro ce doit être très intéressant de les comparer

Derrière un star analyser et CCD noir et blanc, on obtient :




Et voici les spectres des deux étoiles en "2D" (le profil est étalé verticalement pour faciliter la visualisation des raies) :

Les profils spectraux :




Et une planche pour résumer l'observation avec le star analyser :




On voit bien, comme attendu, que Albireo_B, la bleue (Béta 2), emet plus dans l'UV-bleu que Albireo_A. (Béta 1) On a la série de Balmer correspondant à l'hydrogène dans la bleue, c'est une étoile de type A ou B, tandis que la jaune/orange est une type K, beaucoup moins chaude.

On va prendre leur température et regarder de plus près, mais avec les spectres fait à l'Alpy.

On monte en résolution avec l'alpy sur le C8 et la ccd 16hr :






Comme de visu, la différence de couleur entre les deux étoile est aussi frappante en spectro.

Et... surprise, la raie H-alpha de l'étoile bleue n'est pas en absorption, mais en émission !

La raie H-alpha en émission indique qu'il y a de l'hydrogène devant (ou juste autour) de l'étoile. Il faut une bonne source d'énergie pour ça, une étoile bien chaude avec des photons suffisamment énergétiques pour taper fort sur l’électron de l’atome H... Ca colle bien car ça semble bien être le cas de cette étoile bleue La forme de sa courbe spectrale qui penche bien à gauche, avec plus d'énergie émise dans l'UV et le bleu que le rouge et infrarouge.

L'étoile orange contraste bien avec la bleue, comme ici en superposant leur spectres :



Nota bene, les spectres ont été ici corrigés de la réponse de l'instrument (telescope spectro ccd), ce qui n'était pas le cas sur la courbe au dessus au star analyser.

Je ne comprend même pas que tu n'ais pas réussi à prendre en photo le nuage d'hydrogène juste devant l'étoile ! :-)

Très beau cas, bien expliqué. Et les courbes sont effectivement très parlantes !

Bin il y est le nuage d'hydrogène (ok, on ne le vois qu'au spectro...) !

Un autre exemple d'une étoile chaude avec une/des raies en emission, et cette fois ci avec un nuage d'hydrogène bien visible, que tu connais, le f... de c...

Reviendons à Albireon,

Avec ces courbes calibrées, on peut mesurer la température des deux étoiles

La mesure est faite facilement dans VisualSpec, sur la base de la courbe de Planck



Pour l'orange je trouve 4000 K



Et pour la bleue 12000 K

Le spectro-thermomètre marche pas trop mal sur ce coup là, les données publiées dans la littérature scientifique que j'ai pu trouver sont de 13,200+-600 et 4080+-10 Kelvins


Pour finir, une planche avec les raies identifiées annotées :

Très belle planche !!
Je trouve les graphes en couleur super. Ça rend l'information moins austère. C'est plus sympa à lire.
Bravo pour ton travail !

L'alpy m'a l'air vraiment trop (même si pas simple à utiliser pour un profane)

Comment détermines tu la température des étoile ?

Il a un thermomètre embarqué sur l'Alpy lol! Ok je sors....

Un spectro c'est justement un thermomètre !

Un corps chauffé émet de l'énergie sous forme de rayonnement thermique qui peut être caractérisé par son spectre (répartition de l'énergie suivant la longueur d'onde).

Plus le corps est chaud, plus le rayonnement thermique se déplace vers les courtes longueurs d'ondes : la barre de fer chauffée ou le filament des lampes à incandescence ont une couleur caractéristique de leur température : faible température, ils sont rouge-orangé, puis en chauffant de plus en plus, jaune, puis blanc.

Le pic de la courbe spectrale se déplace entre l'infrarouge et le visible vers l'ultraviolet. La loi de Planck donne la répartition suivant la longueur d'onde d'un corps incandescent à la température T (en degré Kelvin) :



Le corps humain à 37°C (310K), émet un rayonnement de longueur d’onde environ 10 µm (infrarouge). Le soleil est à 5800K (jaune). Les étoiles de type A ou B ou O émettent surtout dans le blanc-bleu-ultraviolet.

En mesurant la forme de la courbe (continuum) obtenue au spectro, on détermine la température Avec VisualSpec, c'est fait en un clic !

Sur le principe, je comprend bien, mais c'est sur le calcul.

Comment passes tu de 10µm à 37°C ? C'est une formule mathématique incompréhensible ?
Ou bien quelque chose de plus simple genre : on prend la maximum du spectre * un coeff = température ?

Quand je regarde le spectre l'albireo B, le max du spectre tourne autour de 4000A. Et je n'arrive pas à retrouver les 12000K de dans la courbe de répartition.

Mais bon ... j'ai aussi un cerveau très limité dès que ça touche au maths ! :-) :-)

La formule est donnée par la loi de Planck :
https://fr.wikipedia.org/wiki/Loi_de_Planck
Pour les maths, je revendique la place de cancre (on fera donc confiance aux bouquins et à VSpec..).
Bien vu pour le maximum de la courbe ; mais il faut réaliser qu'on ne "voit" qu'une partie de celle ci, que le max peut être dans l'uv ou l'infrarouge, au delà des capacité du capteur et de la longueur d'onde limite de Balmer (tout photon de longueur d'onde inférieure à cette valeur peut provoquer l'ionisation de l'atome).

Pour prendre la température des étoiles chaudes (avec le max dans l'UV), on est donc obligé d’extrapoler, et c'est un peu comme mesurer la longueur et hauteur d'un diplodocus en ne voyant que sa queue !

Une autre observation avec l'Alpy sur mon T200.

Les spectres (croppé en Y) comme vus par la caméra :





Et les courbes correspondantes :





Quelques raies d'intérêt annotées dans BASS :