Astrophysique et astrochimie Michaël De Becker Masters en Sciences Chimiques et Sciences Géologiques 2013-2014 Chapitre 1: Environnements astronomiques (suite)

Chap.1 : Environnements astronomiques 1.1 Concepts généraux 1.1.1 Rayonnement de corps noir 1.1.2 Echelles de distances 1.1.3 Magnitude et extinction 1.2 Objets stellaires 1.2.1 Diagramme de Hertzsprung-Russell 1.2.2 Classification spectrale 1.2.3 Formation stellaire 1.2.4 Nucléosynthèse et évolution stellaires 1.3 Milieu interstellaire 1.4 Système Solaire 1.4.1 Quelques définitions 1.4.2 Planètes 1.4.3 Comètes 1.4.4 Astéroïdes

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: diagramme de Hertzsprung-Russell Abscisse : couleur – température effective Ordonnée : magnitude absolue – luminosité Positionnement des étoiles non-aléatoire. La plupart des étoiles réparties le long d'une 'diagonale' : séquence principale ! Autres régions privilégiées...

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: classification spectrale Caractéristiques des spectres stellaires : - Continuum : cfr corps noir ! - Raies spectrales : superposées au continu (en absorption ou en émission...), avec dépendance vis-à-vis de la température effective, des abondances, de la gravité locale...

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: classification spectrale Caractéristiques des spectres stellaires : - Continuum : cfr corps noir ! - Raies spectrales : superposées au continu (en absorption ou en émission...), avec dépendance vis-à-vis de la température effective, des abondances, de la gravité locale... Historiquement : - Tentatives de classification, basées sur les intensités relatives de certaines raies (Secchi, 1860 : A, B, ...). - Révisions successives... - Un lien finit par être établi entre les raies spectrales stellaires, et les propriétés physiques (T) qui règnent dans les atmosphères stellaires (Payne, 1920) - Classification de Harvard : O B A F G K M ( Oh ! Be a fine girl (guy), kiss me!)

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: classification spectrale

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Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: formation stellaire La matière d'un nuage moléculaire constitue la matière première pour former les étoiles Une relation d'évolution peut être établie entre les différents types d'objets protostellaires En première approximation, le spectre d'émission des objets protostellaires peut être interprété en termes d'émission de corps noir associé à l'étoile en formation, et d'une composante additionnelle due à la matière circumstellaire associée.

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: nucléosynthèse stellaire La source d'énergie des étoiles provient des réactions de fusion nucléaire en leur coeur. Si l'objet stellaire en formation a une masse suffisante (~ 0.08 masse solaire), la température centrale atteint le seuil suffisant (~ 10 - 20 millions K) pour déclencher la fusion centrale de l'hydrogène. Un premier processus envisageable pour la fusion de l'H est la chaîne proton-proton (p-p)

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: nucléosynthèse stellaire Si les abondances en éléments tels que C, N et O sont non-nulles, un autre processus peut s'enclencher, conduisant aussi à la formation de l'He : le processus CNO

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: nucléosynthèse stellaire Si le combustible nucléaire des régions centrales de l'étoile est épuisé, la production d'énergie cesse de s'opposer à la contraction gravitationelle L'effondrement conduit alors à l'élévation de la température centrale. Quand celle-ci atteint une valeur d'environ 100 millions K, la combustion de l'He peut être amorcée: processus triple-alpha (3 α) A de telles températures, l'équilibre suivant s'établit (1/1 000 000 000) : Le Be peut donner lieu à une fusion avec des noyaux d'He: . Le bilan du processus consiste en la fusion de 3 particules alpha, pour former un noyau de carbone

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: nucléosynthèse stellaire D'autres réactions participent également à la fusion de l'He: Une fois de plus, la fusion centrale cesse lorsque l'He est épuisé dans les régions de l'étoile où la température permettait à cette fusion de se produire. L'effondrement reprend alors son cours. Si la masse de l'étoile est suffisante, d'autres réactions de fusion nucléaire vont suivre. Si la masse de l'étoile ne le permet pas, la fusion centrale s'arrête là, et le coeur de l'étoile est essentiellement constitué de C et O. . C'est ici qu'est atteinte une limite importante du point de vue de l'évolution stellaire. Si la masse de l'étoile ne permet pas une fusion ultérieure du C et de l'O, l'étoile arrive à la phase finale de son évolution et son coeur devient une naine blanche.

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: nucléosynthèse stellaire Si la température centrale atteint une valeur proche de 1 milliard K, la fusion du C peut démarrer: De manière similaire, la fusion de l'O peut avoir lieu: . Ici, c'est la formation de Si qui est la plus probable... La formation de Ne est la plus probable, Le Ne se transforme rapidement en O.

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: nucléosynthèse stellaire Une fois que le Si est formé, une série de processus peuvent conduire successivement à des nucléides de masses croissantes: Les processus de fusion cessent lorsque le Fe et le Ni sont atteints : aller au-delà serait énergétiquement défavorable .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: évolution stellaire Le paramètre décisif pour l'évolution stellaire est la masse de l'étoile. Masses faibles/intermédiaires : Le coeur devient une naine blanche (cfr Chandrasekhar), et les couches externes sont expulsées. Il en résulte une nébuleuse planétaire. Masses élevées : L'évolution s'achève par la supernova. Le coeur devient une étoile à neutrons ou un trou noir. Contribution très importante à l'enrichissement chimique des galaxies. .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: évolution stellaire Le paramètre décisif pour l'évolution stellaire est la masse de l'étoile. Masses faibles/intermédiaires : Le coeur devient une naine blanche (cfr Chandrasekhar), et les couches externes sont expulsées. Il en résulte une nébuleuse planétaire. Masses élevées : L'évolution s'achève par la supernova. Le coeur devient une étoile à neutrons ou un trou noir. Contribution très importante à l'enrichissement chimique des galaxies. .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: nucléosynthèse des éléments chimiques Nucléosynthèse primordiale : premiers « instants » de l'Univers H, D, He, Li Fusion nucléaire: au coeur des étoiles D'abord p-p et cycle CNO, ensuite 3-alpha ; limitation au Fe et au Ni Capture de neutrons rapide : processus-r, supernova Multitude de nucléides plus lourds que Fe et Ni. Capture de neutrons lente : processus-s, étoiles de masse intermédiaire évoluées Multitude de nucléides plus lourds que Fe et Ni .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Objets stellaires: nucléosynthèse des éléments chimiques .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Milieu interstellaire : Contenu du milieu interstellaire : Atomes neutres : principalement H et He, aussi C, N, O,... D n'est pas négligeable ! Ions : surtout H+ et He+ ; les cations dominent Electrons : partenaires réactionnels potentiels Petites molécules : H2, CO, plus beaucoup d'autres surtout dans les nuages moléculaires Grandes molécules : principalement PAHs Poussières : ~ 0.001 – 10 microns ; rôle important pour la chimie interstellaire ! .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Milieu interstellaire : Régions du milieu interstellaire  Région HII : Résultat de l'influence forte des étoiles les plus brillantes dans le domaine UV (étoile O, B, WR...). Température ~ 10000 K Région HI : Le rayonnement ionisant ne domine plus ces régions, où l'H est présent essentiellement sous sa forme neutre. Température ~ 100 K Nuage moléculaire : Région plus dense du milieu interstellaire riche en molécules, privilégiée pour l'astrochimie. Température ~ 10 – 20 K .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Milieu interstellaire : M20 (région H II) .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Milieu interstellaire : Nébuleuse de la Tête de Cheval (nuage moléculaire) .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Système solaire: .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Système solaire: contenu - Soleil (étoile G2 V, 99.86% de la masse du système solaire) - Planètes (8, dont Jupiter et Saturne contribuent pour 90% de la masse restante) - Planètes naines - Petits corps du système solaire (comètes, astéroïdes) .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Système solaire: Ceinture de Kuiper et Nuage d'Oort .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Système solaire: planètes .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Système solaire: comètes Noyau : corps principal, taille de quelques km Coma (chevelure) : matière du noyau sublimée sous l'action de la chaleur du Soleil Queue d'ions : ions expulsés de la coma sous l'action du vent solaire Queue de poussières : particules de poussière expulsées de la coma sous l'action du vent solaire .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Système solaire: astéroïdes Corps rocheux résiduels. Certain d'entre eux adoptent des orbites qui les font s'approcher de l'orbite terrestre (= géocroiseurs). Ces géocroiseurs sont scrutés en vue de prévenir les risques de collision avec la Terre. Des mesures d'intervention sont à l'étude en cas de risque d'impact majeur. .

Chapitre 1: Environnements astronomiques Système solaire: astéroïdes Corps rocheux résiduels. Certain d'entre eux adoptent des orbites qui les font s'approcher de l'orbite terrestre (= géocroiseurs). Ces géocroiseurs sont scrutés en vue de prévenir les risques de collision avec la Terre. Des mesures d'intervention sont à l'étude en cas de risque d'impact majeur. .