PHY 3700 Atmosphère et environnement stellaires (ou “Processus astrophysiques I’’) Pierre Bergeron
Les étoiles
Processus astrophysiques PHY 3710
Structure et évolution stellaire
Chapitre 1 - Introduction L’information reçue des objets astronomiques nous provient du rayonnement électromagnétique Étoiles, milieu interstellaire gaz composé d’ions, électrons, photons Étude de l’interaction rayonnement-matière matière-matière
Notation: photon niveau atomique lié i κ niveau du continu processus avant et après électron lié e − (v) électron libre de vitesse v atome ou molécule
1 Interaction matière-radiation Absorption: (A) photoexcitation 1 Émission: (B) désexcitation radiative spontanée 1 (C) désexcitation radiative stimulée
1 Absorption: (D) 1 photoionisation Émission: (E) recombinaison radiative spontanée (F) recombinaison radiative stimulée κ κ + e − (v) e − (v) κ κ e − (v) 1 1 κ κ +
Absorption: (G) absorption libre-libre Émission: (H) émission libre-libre (bremsstrahlung) (I) bremsstrahlung stimulée + e − (v+Δv) e − (v) 3-corps e − (v−Δv) e − (v) + e − (v−Δv) + Exemple: proton pour H f-f, ou H neutre pour H - f-f
diffusion ou e − (v) (J) représente une extinction du faisceau de radiation (K) contribue à l’émission dans un autre faisceau de radiation ou e − (v) (J)(K) v1v1 v2v2 tel que v 1 ~ v 2
1 Interaction matière-matière (L) excitation collisionnelle e − (v) + + e − (v−Δv) 1 (M) désexcitation collisionnelle e − (v) + + e − (v+Δv)
e − (v) + 1 (N) 1 κ κ + e − (v’) e − (v−Δv) ionisation collisionnelle e − (v) et autre + particule 1 (O) 1 κ κ + particule! recombinaison collisionnelle (collision à 3 corps) e − (v 1 ) + e − (v 2 )e − (v 3 ) + e − (v 4 ) collision électronique (P)