Les courbes de lumière
Les distances dans l'univers
La courbe de lumière dont les données sont en provenance de la lunette Charlois à l'O.C.A., va nous permettre de determiner quelle distance nous sépare de cette étoile:
On détermine tout d'abord les magnitudes maximum et minimum: Mmax et Mmin pour en déduire m:Mmax=4.284
Mmin=3.519 <=> m=(Mmax+Mmin)/2=3.9015
Or dans le cas des céphéides, on va avoir la relation Période-Luminosité suivante :
M = -2.25 * log P - 1.5
Dans le cas de cette étoile on va avoir : P=5.366316 j d'où M =-3.14177155 or on a également m - M = 5*log d + 5 donc d=10^((m-M+5)/5)
d = 256.244357 parsecs
Comparaison avec les résultats "théoriques"
On peut comparer ce résultat avec une observation bien plus précise du satellite HIPPARCOS : la valeur "théorique" de la distance est :d théorique = 275.42 parsecs
soit une erreur de
Resultat de la spectroscopie
Tout d'abord il faut obtenir à partir de nos observations des spectres des étoiles considérées : L'analyse se fait grâce au logiciel IRIS © .
Il y a 5 étapes dans cette analyse :
- L'offset : il s'agit d'une pose sur l'instrument. Cela est nécéssaire pour supprimer le bruit de fond (les erreurs aléatoires dues à l'appareil) temps de pose: 0 s.
- Le FlatField : il s'agit de l'analyse de l'intensité de l'arc de Tungstène: en effet celui-ci étant considéré comme constant, il suffira de diviser les spectres observés par celui du FlatField afin d'équilibrer les mesures de différents pixels. temps de pose: 10 s.
- Le Dark : il s'agit d'une pose de l'instrument sur le fond stellaire afin de pouvoir "séparer" ensuite pendant l'analyse l'étoile du fond. temps de pose: le même que celui de l'étoile observée.
- Pose sur l'étoile : on réalise une mesure (spectre brut) sur l'étoile considérée puis on peut en déduire le spectre réduit grâce aux mesures précédentes:
- Etalonnage en longueur d'onde : le spectre obtenu est représenté en fonction du numéro de pixel et non en fonction de la longueur d'onde.
Pour pouvoir convertir le spectre réduit en spectre en longueur d'onde exploitable, il va falloir utiliser une mesure étalon grâce à une lampe de néon (astronomie amateur) ou au Thorium (astronomie professionnelle).
Les spectres de ces lampes étant parfaitement connus, il est possible grâce au logiciel de traitement de retrouver la relation qui à un pixel associe une longueur d'onde; cette relation n'est pas linéaire "il s'agit généralement d'une parabole".
L'utilisateur va donc définir quelques raies connues, identifié à parir des résultats théoriques. Le logiciel pourra ainsi en déduire la relation liant pixel et longueur d'onde et ainsi nous permettre de convertir le spectre réduit en spectre en longueur d'onde.
Exemple de spectre obtenu à partir des données de l'observatoire de la Côte d'Azur : mesure sur l'étoile Polaire :
Au cours de notre stage, nous avons réalisé des observaations à l'O.C.A. sur les étoiles Sirius, Arcturus et sur l'étoile Polaire. Nous avons fait des mesures de spectres de différentes étoiles grâce au spectrométre LHIRES III. Nous avons ainsi pu déterminer les spectres du Soleil, de Sirius, de l'étoile Polaire, d'Arcturus et celui de la planète Mars. Une fois les spectres obtenus, nous les avons transformés en spectres en longueur d'onde comme cela est expliqué précedemment.
Nous ne mettrons que les meilleures mesures c'est à dire celles de Sirius, d'Arcturus et de l'étoile Polaire, les autres étant de qualité moindre.
Tous les spectres ont été recentrés sur la longueur d'onde 6562.8 Angstroms qui correspond à la raie d'absorption H-alpha. Cette raie correspond à l'élément Hydrogène. Il s'agit donc de la raie principale des étoiles puisqu'elles sont en majeure partie constituée d'Hydrogène. C'est pourquoi, on la retrouve dans tous les spectres réalisés.
Les figures montrent que la largeur de la raie d'Hydrogène varie en fonction de chaque étoile. Ce phénomène d'élargissement est dû aux constituants chimiques et aux paramètres physiques de l'étoile.
