Atmosphère et environnement stellaires PHY 3700 Atmosphère et environnement stellaires Pierre Bergeron Département de physique Université de Montréal

(un dixième du diamètre de la pleine lune) Un survol de l’Univers - Le Hubble Deep Field (un dixième du diamètre de la pleine lune)

Une galaxie

Notre galaxie

Des amas ouverts

Des amas globulaires

Des nébuleuses (nuages de gaz)

Des nébuleuses à réflexion

Un des principaux constituants de notre Univers visible : les étoiles

Nous allons dans ce cours démontrer le contraire! «Les astres ne nous étant accessibles que par la vue, il est clair que leur existence doit nous être plus imparfaitement connue qu’aucune autre, ne pouvant ainsi comporter d’appréciation décisive qu’envers les phénomènes les plus simples et les plus généraux, seuls réductibles à une lointaine exploration visuelle. Cette inévitable restriction nous interdit donc, non seulement toute spéculation organique, mais aussi les plus éminentes spéculation inorganiques, relatives à leur nature chimique ou même physique.» Auguste Comte, 1844 Traité philosophique d’astronomie populaire Nous allons dans ce cours démontrer le contraire! 1798-1857

Importance au Département de physique de l’Université de Montréal : PHY 3700 - Atmosphère et environnement stellaires Étude des modèles d'atmosphères stellaires et de matière interstellaire. Propriétés du plasma atmosphérique. Éléments de transfert radiatif. Opacité radiative. Atmosphère grise. Modèles d'atmosphères standards. PHY 3710 - Structure et évolution stellaires Équations fondamentales de la structure stellaire. Conditions physiques à l'intérieur des étoiles. Thermodynamique. Transport d'énergie. Réactions thermonucléaires. Chaînes de réactions nucléaires. Éléments d'évolution stellaire.

(notes de cours, cahier de notes, cartable)

Qu’est-ce qu’une atmosphère stellaire ?

astrophysique théorique L’étude des atmosphères (PHY 3700), de la structure et de l’évolution stellaires (PHY 3710) fait partie d’un vaste champ de recherche appelé «astrophysique théorique». du point de vue de la théorie (et non de l’observation) astrophysique théorique astronomie + physique applications de la physique fondamentale aux «objets» astronomiques dans l’Univers (incluant l’Univers lui-même!)

L’Univers est un immense laboratoire où l’on rencontre des conditions physiques impossibles à reproduire sur Terre Densités de 10-25 g/cm3 (milieu interstellaire) à 1015 g/cm3 (étoiles à neutrons) Température de 2.7 K (rayonnement fossile) à 1015 K (premières secondes de l’Univers) Tous les domaines de longueur d’onde (du radio au rayons gamma) Vitesses relativistes (0,99 c dans les jets)

La mécanique La loi de la gravitation universelle

Électromagnétisme (rayonnement électromagnétique)

Physique des plasmas

Ce que l’astrophysicien peut en déduire… Composition chimique Température Densité Vitesse radiale Champ magnétique Rotation

Mécanique quantique (physique atomique)

Thermodynamique et mécanique statistique Relation température, volume, pression, densité Calcul des populations Chaleur spécifique Énergie interne Distribution de vitesses Entropie Transition de phases

Physique nucléaire

Calculs de modèles théoriques (souvent idéalisés) « If the sun did not have a magnetic field, it would be as boring a star as most astronomers believe it to be » (Attribué à R.B. Leighton)

Revenons aux atmosphères des étoiles… L’information reçue des objets astronomiques nous provient du rayonnement électromagnétique Les étoiles, milieu interstellaire  gaz composé d’ions, électrons, photons L’étude de l’interaction rayonnement-matière matière-matière et le transfert de ce rayonnement sera au coeur de notre étude

Processus astrophysiques

On voudra : calculer la structure thermodynamique de la surface stellaire prédire le flux émergent en fonction de la longueur d’onde (ou de la fréquence)

21 août 2017

Comparaison aux données d’observation