Du noyau atomique aux galaxies Le Soleil et les étoiles

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1 Du noyau atomique aux galaxies Le Soleil et les étoiles
Chapitre 3 : Le Soleil et les étoiles

2 Le soleil

3 Quelques chiffres… Volume : 1.3 millions de fois le volume de la Terre Masse : fois la masse de la Terre Pesanteur gS à la surface : 273,95 m/s² (Terre : 9.81 m/s²) Composition (masse): hydrogène 78,4 % (?) , hélium 19,8 % (?) oxygène 0,8 %, carbone 0,3 % … Densité moyenne : 1.4 g/cm3 (Terre : 5.5 g/cm3) Densité au cœur : 150 g/cm3 Température proche de la surface ( photosphère ) = 5800 K Température au cœur : 15 millions de K

4 Comparaison de taille Soleil - étoiles
Etoiles plus petites que le Soleil Etoiles plus grandes que le Soleil

5 Les sources de l'énergie solaire
Hypothèses jusqu'au début du 20ème siècle origine chimique (par ex. charbon brûlant dans de l'oxygène pur) => durée de vie du Soleil (compte tenu de sa masse connue) : 6000 ans bombardement de matière : objets de masse terrestre percutant le Soleil en dissipant l'énergie cinétique => perturbations des orbites planétaires inobservées contraction gravitationnelle (Helmholtz : contraction de 76 m par an) => durée de vie du Soleil compte tenu de son rayon : 5 millions d'années Explication 1930 : réactions thermonucléaires : nucléosynthèse stellaire Réaction exothermique : Si [m(A) + m(B)] c²  [m(C) + m(D)] c² A + B D + C + Energie libérée

6 Chaîne p-p et cycle CNO Le soleil transforme l'hydrogène en hélium : l'énergie libérée lors de cette réaction produit des particules (neutrinos, positrons) et des rayons g. chaîne p-p Soleil : réaction pp > 90 % cycle CNO < 10 % cycle CNO

7 Structure du Soleil Cœur ( RS) : siège des réactions thermonucléaires Zone radiative (0.15 – 0.7 RS) : zone très dense de transfert radiatif émission et réabsorption des photons sur des distances de l'ordre du cm. durée du transfert d'énergie : quelques millions d'années ! Zone convective (0.7 – 0.9 RS): mouvements tourbillonnaires évacuant la chaleur vers l'extérieur => granulation de la surface solaire Photosphère (épaisseur : 500 km) : couche superficielle dont provient l'essentiel du rayonnement électromagnétique visible Chromosphère (au-dessus de la photosphère : épaisseur variable qqs 1000 km) : sculptée par le champ magnétique en différentes structures Couronne : atmosphère extérieure du Soleil

8 Photosphère et granulation
Assombrissement du bord du disque : au bord on observe uniquement le rayonnement provenantdes couches les Plus hautes (moins chaudes) de la photosphère. "vers la Terre" Spectre continu d'émission et raies d'absorption Taches signature de 61 éléments chimiques

9 Granulation de la surface du Soleil
Texture de la surface en "grains de riz" Echelle Granulation variable dans le temps (qqs mins)

10 Courants thermiques convectifs
milieu froid milieu chaud Source :

11 Taches solaires régions relativement froides de la photosphère 3700 K 5800 K durées d'existence très diverses : de quelques heures à quelques mois tailles variées : jusqu'à plusieurs diamètres terrestres Nombre variable (fonction du cycle d'activité du Soleil)

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13 Exemple de la dynamique d’une tache solaire

14 La chromosphère Température Densité Température plus élevée mais densité beaucoup plus faible : très faible émission de la chromosphère difficulté de l'observation de la chromosphère deux possibilités : - lors de certaines éclipses solaires (sur le bord du disque lunaire pendant quelques instants (spectre éclair). observer des raies d'émission spécifiques (Ha , K-Ca) r photosphère chromosphère

15 La chromosphère raie du Calcium II K à nm (absorbé par la photosphère, ne peut donc provenir que de l'atmosphère haute du Soleil) raie de l'hydrogène Ha à nm (nécessite une température supérieure à celle de la photosphère) surface structurée : présence de spicules et filaments et de supergranules (origine : champ magnétique et non la convection)

16 Eruptions et protubérances dans la chromosphère
Accumulation de matière par courants de convection sur la photosphère : éjection violente de gaz hors de la surface à des vitesses relativistes ( c/2 !)

17 Dynamique des protubérances
Crédit : SOHO, NASA

18 La couronne Haute atmosphère du soleil : forme variable selon activité températures élevées (jusqu'à 1 million de K) Raies d'émission d'atomes très ionisés (le Fer perd jusqu'à 15 électrons !), très caractéristiques dans l'UV Températures élevées dues à la dissipation de l'énergie provenant du champ magnétique

19 zones de faible densité révélées par rayons X
Trous coronaux zones de faible densité révélées par rayons X Documents Yohkoh et UCAR/NCAR/HAO.

20 Le champ magnétique du Soleil
champ global faible mais des champs locaux jusqu'à fois supérieurs à celui de la Terre Observation par analyse des raies d'émission atomiques (effet Zeeman : les électrons peuvent occuper plus d'états électroniques en présence d'un champ) : sans champ avec champ Origine du champ solaire : déplacement de particules chargées tels les électrons et les ions entre les zone radiative et convective Le champ magnétique… …donne la forme aux protubérances, …forme les tâches sombres là où il perce la surface solaire

21 Cycle d'activité solaire :
Cycle de 2x11 ans Activité cyclique dans la photosphère : taches solaires Activité de la chromosphère Minimum Maximum

22 Activité cyclique de la couronne

23 Le cycle 24 tarde à venir… 2010

24 Rotation différentielle
Le Soleil tourne plus vite à l’équateur qu’aux pôles. Cette rotation différentielle entraîne une déformation des lignes du champ magnétique qui est supposée provoquer l’inversement du champ. Périodes de révolution : 25.4 jours à l'équateur 36 jours aux pôles

25 Période synodique moyenne (référentiel Terre) : 27.25 jours
Période sidérale moyenne (référentiel étoiles) : jours

26 Problème : Comment obtenir des informations sur la structure interne ?
La structure interne du Soleil n'est pas observable par rayonnement. Flux de neutrinos provenant du noyau

27 l'héliosismologie Observation : la sphère du Soleil est animée de mouvements ondulatoires d'une période moyenne de 5 min. ondes de gravité (≠ onde gravitationnelle) (modes g) ondes acoustiques (modes p) (variation d'une dizaine de km par rapport à la hauteur moyenne) Origines : ondes de chocs provoquées par des impacts électroniques avec le plasma dans la zone de convection ?

28 Propagation du son en fonction de la densité du milieu et
de sa température : la période des oscillations solaires est étroitement liée à la température et la densité du plasma. L'analyse de la propagation radiale des oscillations et de leur durée d'amortissement permet d'élaborer des modèles de la structure interne du Soleil et de les comparer aux observations.

29 Références http://www.astrosurf.com/luxorion/menu-soleil.htm
Mission SOHO

30 Les étoiles

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33 Etude de l'éclat des étoiles dans un domaine de fréquences large
Observables Rayonnement électromagnétique : jusqu'aux années 50 : le rayonnement lumineux depuis l'ère spatiale : rayonnements infrarouge, ultraviolet, X, g Photométrie stellaire Eclat apparent Luminosité Taille angulaire Etude de l'éclat des étoiles dans un domaine de fréquences large Rayon Colorimétrie stellaire Spectre Spectroscopie Température, Composition chimique Analyse détaillée du rayonnement Photométrie en plusieurs couleurs

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38 Classes spectrales O : présence de raies de l'hélium ionisé
B : présence de raies de l'hélium neutre A : prédominance de raies de l'hydrogène F : présence de raies nombreuses de métaux ionisés G : présence simultanée de raies de métaux ionisés et de métaux neutres K : prédominance des raies de métaux neutres M : présence des raies de l'oxyde de titane Chaque classe est subdivisée en dix types spectraux (par ex.: A0… A9 ). D'autres classes spéciales existent : W, C, S . Exemples de spectres : O6 G5 M5

39 Le diagramme Hertzsprung-Russel (H-R)
Classes de luminosité

40 Etoiles dont la magnitude varie
Etoiles variables Etoiles dont la magnitude varie non-périodique périodique (étoiles éruptives) certaines novae supernovae périodes longues périodes courtes Variations de magnitude dues à des pulsations de l'atmosphère stellaire Supergéantes rouges Céphéides (T= 1 à 50 jours) Variables d'amas (RR Lyrae) (T = quelques h à quelques jours) (T jusqu'à quelques années) Variations dues à l'occultation Etoiles doubles à éclipses

41 Etoiles variables périodiques binaires
Eclipse principale Eclipse secondaire magnitude apparente Temps (jours)

42 Les étapes de la naissance d'une étoile
log T Diagramme de contraction Evolution de la température T avec la densité volumique r log r diss.H2 1 2 3 4 1) Phase isotherme : contraction lente, l'énergie cinétique des atomes augmente. Le gaz est tenu (105 atomes/cm3) et le rayonnement produit par l'excitation thermique est facilement évacuée : T reste constante. L'ensemble a un rayon de quelques milliards de km. Faible émission dans l'infrarouge. 2) Phase adiabatique : Le gaz devient opaque au rayonnement : l'échange de chaleur avec l'espace extérieur est suspendu : T augmente. 3) Dissociation de H2 : la température et l'énergie de contraction sont en grande partie utilisées pour la dissociation des molécules d'H2 et l'ionisation des atomes : T augmente plus lentement, le manque de pression de rayonnement accélère l'effondrement de la protoétoile : en 100 ans le rayon est divisé par deux. 4) Naissance de l'étoile: l'ionisation terminée, l'énergie de contraction fait augmenter T et les réactions thermonucléaires démarrent : la fusion H débute.

43 Répulsion nucléaire  Z1Z2 Attraction Nucléaire ≈ 30 MeV
La fusion "par le tunnel" Barrière de Coulomb E Eléments légers Répulsion nucléaire  Z1Z2 Eléments "lourds " 0.5mv² Effet tunnel Attraction Nucléaire ≈ 30 MeV r Les vitesses thermiques sont insuffisantes pour dépasser la barrière de manière classique compte tenu des températures typiques dans les protoétoiles. Seule la mécanique quantique peut expliquer la fusion.

44 Equilibre provisoire entre la gravitation et la pression de radiation
La masse de l'étoile détermine la température dans son noyau et donc les probabilités de réactions thermonucléaires : plus l'étoile est petite plus elle vivra longtemps ! Durée de vie du Soleil : 10 milliards d'années Durée de vie d'une étoile géante bleue : quelques millions d'années.

45 Evolution ultérieure d'une étoile
Compétition entre l'énergie interne et l'énergie gravitationnelle Masse/Masse solaire 0.8 4950 11.4 20 000 1.0 5730 13.5 10 000 2.0 9250 20.9 800 9.0 23900 30.5 24 30.0 40200 37.3 6 Température effective (K) Température centrale (MioK) Durée de vie (Mio d'années) L'évolution d'une étoile dépend essentiellement de sa masse et de sa composition chimique.

46 L’évolution d’une étoile dépend de sa masse

47 Etoiles peu massives (masse voisine de celle du Soleil )
Enrichissement en He au cœur : combustion des couches supérieures hydrogénées. Dilatation de l'enveloppe d'hydrogène : géante rouge à température effective faible Contraction : élévation de température : démarrage de la combustion He : début de combustion violente en raison du gaz d'électrons dégénéré dans le cœur => "flash d'hélium" Arrachement de l'enveloppe et formation d'une naine blanche Fusion d'hélium : oscillations atmosphériques : étoile variable Instabilité extrême combustion de l'hydrogène dans des couches externes cœur en O et C

48 Evolution simplifiée dans le diagramme H-R

49 des couches supérieures d'une étoile dans l'espace.
Nébuleuses "planétaires" : tout sauf des planètes…: l'enveloppe éjectée des couches supérieures d'une étoile dans l'espace. Naine blanche M57 : nébuleuse de la Lyre Naine blanche : étoile quasi-éteinte : très chaude à la surface (énergie emmagasinée lors de l'effondrement), sans réactions thermonucléaires. Elle est très dense (106 g/cm3 !) car de petite taille (rayon typique de km ). La contraction gravitationnelle est contrée par la pression du gaz d'électrons dégénéré : les électrons peuvent avoir des vitesses comparables à c.

50 Nébuleuses planétaires : des formes très variées…
Ces objets sont rares car leur durée de vie est courte (quelques milliers d’années). Environ 1 500 objets actuellement connus dans notre Galaxie. D'où viennent les formes non sphériques des nébuleuses planétaires ? - Champ magnétique de l'étoile centrale Présence d'un compagnon à côté de celle-ci Plusieurs fronts de matière se répandant à des vitesses différentes

51 Combustion successive d'éléments de plus en plus lourds :
Etoiles massives Combustion successive d'éléments de plus en plus lourds : H → He → C → O → Si → Fe Modèle d'une étoile massive vers la fin de sa vie

52 La fin d'une étoile massive
Noyau de fer : arrêt de la combustion au cœur => contraction gravitationnelle : les électrons au sein du gaz dégénéré atteignent la vitesse c et leur pression ne peut plus arrêter la contraction. (limite de Chandrasekar) Formation d'une étoile à neutrons : la pression du gaz de neutrons dégénéré arrête la contraction : l'étoile est très dense au centre (1012 kg/cm3 !) et de très faible taille : rayon typique de quelques dizaines de km. La conservation du moment angulaire conduit à la formation d'un pulsar. Effondrement et rebondissement des couches supérieures sur le noyau dur : explosion sous forme de supernova

53 Novae (stella) nova (lat.) : "nouvelle" étoile
Observation : brusque augmentation d'éclat d'une étoile, souvent périodique Plus les changements de luminosité subis par une nova sont grands, plus il s'écoule du temps entre deux éruptions. Changements de luminosité jusqu'à un facteur 106 observés Novae "naines" : augmentation périodique de luminosité d'un facteur 100 (périodes de quelques jours)

54 Origine d'une nova : interaction dans un système binaire
Nova "ordinaire" : La matière (H + He) tombe sur la naine blanche : Réactions thermonucléaires violentes avec rejet d'une enveloppe Nova "naine" Réactions thermonucléaires contenues dans le disque d'accrétion : faible explosion "superficielle" N.B.: d'autres formes de novae existent : par ex. le "flash d'hélium" en fin de vie d'une étoile.

55 Explosion de Nova Cygni 1992 avec l'éjection des couches supérieures
de l'atmosphère de l'étoile naine riches en hydrogène Crédit : NASA/STSCI/HST

56 Supernovae Observation : très forte augmentation de luminosité (jusqu'à 15 magnitudes) SN1987A La quantité d'énergie libérée peut être entre 10% et 100% de celle d'une galaxie : Pendant un temps court une étoile brille comme une dizaine de milliards étoiles ordinaires !

57 Deux types de supernovae
Evolution Deux types de supernovae Effondrement d'une étoile massive Onde de choc engendrée par le rebondissement de la matière sur le noyau incompressible : toutes les couches supérieures de l'étoile sont emportées Perte de masse 1000 fois supérieure à celle lors d'une nova : ( 1 mSol par rapport à 10-3 mSol ) Explosion d'une naine blanche dans un système binaire Accrétion de matière autour de la naine blanche et effondrement de celle-ci avec explosion

58 Rôles des supernovae dans l'évolution de l'univers :
Enrichissement de l'espace interstellaire Création d'éléments chimiques lourds (A > 56) par onde de choc des nuages moléculaires : ces éléments ne peuvent pas être générés dans les étoiles. Naissance d’étoiles riches en métaux Intérêt de l'étude des supernovae pour les astrophysiciens : étude de la physique d'un état extrême de la matière chandelles standard pour mesurer les distances et l'expansion de l'univers

59 Vestiges de supernovae : exemple de la nébuleuse du Crabe (issue
d'une supernova de 1054 décrite par les chinois) Image rayons X du pulsar de la nébuleuse du Crabe (Crédit : Chandra, NASA)

60 Livre : Agnès Acker, Astronomie, Dunod 2005
Références Livre : Agnès Acker, Astronomie, Dunod 2005