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Intérieur Evolution Compléments

La lumière des astres. Intérieur Evolution Compléments. Phm - Observatoire de Lyon. Intérieur des étoiles Evolution. Que se passe-t-il à l’intérieur des étoiles. A part les neutrinos, rien d’observable ne provient de l’intérieur.

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  1. La lumière des astres Intérieur Evolution Compléments Phm - Observatoire de Lyon

  2. Intérieur des étoiles Evolution

  3. Que se passe-t-il à l’intérieur des étoiles A part les neutrinos, rien d’observable ne provient de l’intérieur. La lumière analysée provient de la photosphère, couche très mince de l’étoile (Soleil : 500 km sur 700 000 km de diamètre.) La théorie permet de construire des modèles de structure interne en utilisant les connaissances - en hydrodynamique - en thermodynamique - en physique nucléaire etc.... A partir de modèles très simplifiés accessibles au calcul analytique, on est arrivé à des modèles réalistes d’une grande complexité mais calculable uniquement par ordinateur. Le test de validité : retrouver ce que l’on observe à la surface de l’étoile à son stade d’évolution. La lumière des astres

  4. Structure interne ►4 paramètres principaux : - la température T(r) - la pression P(r) - la masse M(r) à l'intérieur du rayon r - la luminositéL(r). ► autres paramètres - composition chimique (et paramètres spectraux) - masse volumique D(r) fonction de T(r) et P(r) : loi d'équilibre des gaz - production d'énergie avec la composition chimique. - fonction d'opacité J= f(T, D comp. chim.) ► Conditions aux limites Au centre : M(r=0) = 0,L(r=0) = 0 A la surface, ce sont les paramètres observés : M(r) = M, L(r=R) = L, T(R) = 0, P(R) = 0 La lumière des astres

  5. Structure interne Equations des conditions internes d'équilibre Les équations d'équilibre décrivent l'état dans une mince couche située entre r et dr - variation de pression condition mécanique d'équilibre - variation de masse D = f(P, T, comp. chim.) - variation de luminosité : quantité d'énergie créée - variation de T : mode de transport de l'énergie (convectif, radiatif) ► Equilibre hydrostatique ► Distribution de masse : équation de continuité de masse La lumière des astres

  6. Structure interne ► Production d'énergie : g coeff. de production d'énergie f(T,P) ► gradient de température dépend du mode de transport de l'énergie - transport par conduction peu efficace sauf dans la matière dégénérée - transport radiatif fait intervenir les coefficient d'absorption des éléments ou opacité et les coefficient d'émissivité - transport convectif Opacité grande : transfert radiatif bloqué, échauffement. Le gaz chaud plus léger s'élève dans le gaz froid supérieur plus dense : c'est la convection. La lumière des astres

  7. Modèle solaire R/R Mr/M T (106 K) P (10 3 kg/m2) L(r)/L    0 0,00 15,6 162 0,00 0,15 0,20 11 58 0,80 0,34 0,70 6 8 1,00 0,44 0,85 4,5 2,4 1,00 0,73 0,98 1,9 0,11 1,00 0,80 0,99 1,5 0,08 1,00 1,00 1,00 0,0057 0,00 1,00 Calculé avec les abondances de X (H) 72%, Y (He) 26% Z (autres) 2% en masse solaire et un âge de 4,5 109 ans La lumière des astres

  8. Modèle stellaire 1 masse solaire Schéma La lumière des astres

  9. Le Soleil La réalité Image du satellite Soho La lumière des astres

  10. Le Soleil Le 9 mars 2011 Terre Image du satellite Soho La lumière des astres

  11. Modèle stellaire 9 masses solaires La lumière des astres

  12. Réactions thermonucléaires ► Cycle du carbone T> 20 106 K,masse M >1.5 M ►Chaîne proton-proton T< 20 106 K, masse M = M  ► Réaction 3 alphas T= 108K équivalent à La lumière des astres

  13. Réactions thermonucléaires Réactionsa A plus haute température, les particules " réagissent avec les éléments ►Combustion du carbone T de 5 à 8 108K ►Combustion de l'oxygène T > 1,5 109K ►Combustion du silicium T > 3 109K La lumière des astres

  14. Evolution stellaire Echelles des temps d'évolution ► Echelle de temps nucléaire ~10% de l'hydrogène est transformé en hélium 0.7% de cette masse de matière est convertie en énergie Le temps d'évolution nucléaire est de l'ordre de ► Echelle de temps thermique Si les réactions nucléaires stoppaient brusquement, il faudrait un certain temps pour que l'étoile évacue toute l'énergie lumineuse emmagasinée ordre de grandeur que met un photon à sortir de l'étoile. ► Echelle de temps dynamique Temps que mettrait l'étoile à s'effondrer sur elle-même si la gravité venait à disparaître brusquement. td ~ 1/2 heure pour le soleil td << tt << tn La lumière des astres

  15. Evolution stellaire Trois stades - contraction vers la séquence principale - séquence principale - stades d'évolution finale Représentés par des trajets évolutifs La lumière des astres

  16. Evolution stellaire • ► Contraction vers la séquence principale • Nuages primitif de gaz (molécules et atomes, poussières, région HI) • Instabilité (gravitationnelle, supernova, naissance voisine...) • Effondrement, contraction • Dimension du nuage 100 à 1000 u.a. • Energie gravitationnelle élève la température, rayonnement du gaz : • - gaz peu dense : le rayonnement peut sortir, élévation lente • - gaz plus dense, rayonnement piégé, température s'élève • 1800 K molécule d'hydrogène décomposée (région HII) • ralentissement de l'élévation de température • 10000 K hydrogène ionisée ralentissement du réchauffement • 105 K tous les corps complètement ionisés • Dimension de la protoétoile : 0.25 u.a. La lumière des astres

  17. Nébuleuse Messier 42 La lumière des astres

  18. Evolution stellaire ZAMS Séquence principale d’âge zéro Trajets évolutifs Dans le diagramme HR, l'objet peu chaud et très lumineux est alors situé en haut à gauche (rayonnement infrarouge). Inobservable : enfoui dans un cocon de gaz et poussières. Température basse, transfert convectif, Contraction, élévation de la température, transfert devient radiatif Réactions nucléaires commencent : l'étoile est née. Dans le diagramme HR l’étoile est sur laséquence principale La lumière des astres

  19. Evolution stellaire Caractéristiques ► Pré séquence principale • - temps très court, effondrement primitif 100 à 1000 ans • trajet vers la séquence principale • 60000 ans pour une étoile de 15 Mu • 106 ans pour 0.1 Mu • - stade très difficile à observer • brièveté • caché par les poussières et le gaz restant de la formation - observations : Objet Herbig-Haro Etoiles de type T Tauri ► Séquence principale Durée sur la séquence principale de 100 millions d’année à plusieurs dizaines de milliards. Deux groupes : - étoiles de masse > 1.5 Mu - étoiles de masse < 1.5 Mu La lumière des astres

  20. Amas ouvert jeune Les Pléiades La lumière des astres

  21. Evolution stellaire ► Phase géante rouge Hydrogène épuisé au centre : refroidissement par rayonnement, pression baisse : effondrement central Energie gravitationnelle de nouveau élève la température, combustion de l'hélium, l'hydrogène continue de brûler à l'extérieur du noyau. - combustion explosive pour les étoiles de faible masse (flash de l'hélium) - combustion normale pour étoiles plus massives L'étoile par la combustion de l'hydrogène qui s'approche de la surface enfle et arrive au stade des géantes. • Etoiles M < 1.5 Mu • De nouveau effondrement et dégénérescence du gaz : l'étoile devient rapidementnaine blanche, rayon environ la Terre. • Etoiles 5 Mu>M > 1.5 Mu • Combustion de l'hélium, combustion du carbone... • Structure de réactions en couches type pelure d'oignon • Période des supergéantes et d'instabilité : céphéides • Ejection des couches externes : nébuleuses planétaires, perte de masse. La lumière des astres

  22. Chemins d’évolution Evolution d'une étoile d'une masse solaire Evolution d'une étoile de 5 masses solaires 10,6+ 10,5 10,6 10,2 10,6++ 10 11 à 100 10 : âge en milliards d’années La lumière des astres

  23. Evolution d'une étoile de 20 masses solaires La lumière des astres

  24. Supernova (type II) Scénario • Fusion du Silicium en Fer (noyau très sable) • Contraction du cœur • La pression monte • Les électrons se combinent aux noyaux : formation de neutrons • Cœur neutronique (masse volumique 1017 kg/m3) • Effondrement du cœur en 1/10ème de seconde • Création d’un vide • Par gravité chute à très grande vitesse du reste de l’étoile sur le cœur • Percussion du cœur et création d’une onde de choc vers l’extérieur • L’onde de choc s’accélère en sortant (densité plus faible) • Ejection de la matière (v ~ ½ c) • Luminosité ~ 109 Luminosités du Soleil • Création des éléments plus lourds que le fer par capture de neutrons • L’enveloppe éjectée se dissipe, reste une étoile à neutrons La lumière des astres

  25. Messier 1 Nouvelle étoile de 1054 consignée par les Chinois Distance 6000 années de lumière Vitesse d’expansion : 6000 km/s Au centre un pulsar La lumière des astres

  26. Une nébuleuse planétaire http://messier.obspm.fr/f/m057.html Messier 57 Distance 2,3 (kilo.al)Magnitude 8,8 (visuelle) Dimension apparente 1,4x1,0 (min. d'arc) Photo HST La lumière des astres

  27. Messier 57 Rayonnement visible Rayonnement infrarouge La lumière des astres

  28. Catalogues CDS Centre de données stellaires (Strasbourg) : http://cdsweb.u-strasbg.fr/ Simbad : données stellaires : http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad VizieR : catalogue : http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR Aladin : établissement de cartes de champs par applet Java : http://aladin.u-strasbg.fr/aladin-f.gml Les catalogues Table des raies astrophysiques et Catalogue of Bright Stars sont en fichiers excel dans le répertoire du CDROM de l’EEA 2007. La lumière des astres

  29. Bibliographie Méthodes de l'astrophysique, Gouguenheim L. Hachette, 1981, 304 pages, ISBN 2-01-007806-3 Astronomie et Astrophysique, Marc Séguin et Benoît Villeneuve, Editions du Renouveau Pédagogique, 1995, ISBN 2-7613-0929-4, 550 pages Fundamental Astronomy (I), H. Karttunen, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner Springer, 3rd edition 1996, 540 pages, ISBN 3-540-60936-9 L'Astronomie et son histoire, J-R Roy (I), Masson 1982, 666 pages ISBN 2-225-77781-0 Dictionnaire de l'Astronomie. Philippe de la Cotardière Larousse, 315 pages Netographie La lumière des astres

  30. Lumière et Rayonnement compléments La lumière des astres

  31. Domaines spectraux et transmission atmosphérique Domaines spectral des couleurs Intervalle spectral Couleur Violet 390-455 Bleu 455-492 Vert 492-577 Jaune 577-597 Orange 597-622 Rouge 622-770 en nanomètres La lumière des astres

  32. Différents types de spectres ► Spectre continu La lumière blanche : mélange de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Le spectre est dit continu aucune interruption dans les couleurs. ultraviolet, violet, bleu, vert, jaune, rouge, nfrarouge Lampe à incandescence, ou tous les corps portés à haute température. ► Spectre d'émission Un gaz chaud et peu dense émet une lumière composée de couleurs bien particulières. Le spectre de la lumière émise : raies brillantes ou spectre de raies d'émission Tube au néon, tube fluorescent, lampe au sodium ► Spectre d'absorption Le même gaz dans des conditions différentes, éclairé par une lumière blanche donne un spectre continu avec des bandes sombres correspondants aux bandes brillantes du cas précédents : spectre de raies en absorption Lois de Kirchhoff et Bunsen La lumière des astres

  33. Spectres des atomes ions et molécules Les atomes peuvent être neutres, ionisés ou associés en molécules. L’état de l’atome est caractérisé par des niveaux d'énergie dont la probabilité d'existence est propre à l'élément. • Ionisation : perte de un ou plusieurs électrons des couches périphériques • Nomenclature des atomes et des ions • Atomes neutres : H I, He I, Ca I, Fe I • Atomes une fois ionisé : H II, Fe II • etc O III, Fe IV, Fe XVI,... • Le passage d'un état à un autre peut entraîner soit l'émission soit l'absorption de rayonnement. • Les raies caractéristiques d'un élément sont fonction des niveaux d'énergie. • Durée de vie - probabilités de transitions • Raies interdites • [O III],[S II],... La lumière des astres

  34. L'atome d'Hydrogène Atome de Bohr Rayonnement quantifié Rayonnement continu dû au passage d’un électron libre à un niveau lié. La lumière des astres

  35. Hydrogène : diagramme de Gotrian La lumière des astres

  36. Calcium II : diagramme de Gotrian La lumière des astres

  37. Spectres moléculaires Il y a quantification des niveaux • électroniques • d’énergie de vibration • d’énergie de rotation • de rotation-vibration Les niveaux d’énergie de vibration et rotation sont souvent très proches très nombreux Il y a superposition des raies : aspect debandes d’absorption La lumière des astres

  38. Rayonnement et température

  39. Température et énergie Latempératuren'est qu'unemesure de l'énergie cinétique moyenne d'agitation des particules : molécules, atomes, ions, électrons Le repos complet correspond au zéro absolu . Relation température absolue-température centigrade : La température observée est fonction des particules que l'on observe. Dans un milieu au repos, il y aéquilibre statistique. La lumière des astres

  40. D E n - a = × i e kT n 0 Température et équilibre • Au zéro absolu, les électrons sont tous dans les états fondamentaux. • Avec l'augmentation de la température (ou de l'énergie moyenne des atomes), les raies caractéristiques des éléments apparaissent : • - niveaux d'énergie se remplissent, en commençant par les plus bas • - puis les niveaux supérieurs se peuplent. • A plus haute température, les atomes s'ionisent, les raies de l'atome ionisé deviennent visibles, avec les raies de l'atome neutre. • La température augmente, tous les atomes sont ionisés, certains le sont deux fois. • Les raies de l'atome neutre ont disparu (ou presque), on voit celles de l'atome une et deux fois ionisé . . . • A l'équilibre thermique, les populations des niveaux avec leurs dégénérescence sont régies par la distribution de Boltzmann. La lumière des astres

  41. Loi de Mariotte Les caractéristiques physique d’un milieu gazeux, pression, température et volume sont reliées par : • N nombre d'Avogadro • k constante de Boltzman • T température absolue n nombre de particules par unité de volume p pression : chocs des particules sur les parois = énergie cinétique  La vitesse moyenne d'agitation est fonction de la température et du constituant du gaz ou plasma. La lumière des astres

  42. Vitesse la plus probable : Vitesse moyenne : Distrtibution des vitesses dans un gaz La répartition statistique des vitesses des particules dans un gaz s’exprime par la relation : La lumière des astres

  43. Le corps noir - corps en équilibre thermique - absorbe tout rayonnement reçu - émet un rayonnement propre à sa température La lumière des astres

  44. 4 = s L T Loi de Stefan (1879) : - - - 8 2 4 s = × 5 , 67 10 W m K Loi de Planck (1900) : Loi de Wien (1893) : Lois du rayonnement Tout corps en équilibre thermique absorbe et émet un rayonnement fonction de sa température absolue. 1835-1893 1858-1947 1866-1938 La lumière des astres

  45. Courbes du corps noir de 100K à 15000K Intérieurs stellaires Surface des étoiles Toutes les échelles sont logarithmiques Planètes Milieu interstellaire La lumière des astres

  46. Annexes La lumière des astres

  47. Parallaxes dans le système solaire Angle sous lequel on voit d’un objet, le rayon équatorial de la Terre. Elle s’exprime en secondes d’arc. La lumière des astres

  48. Gravité à la surface d’un corps C’est l’attraction gravitationnelle sur l’unité de masse à la surface d’un corps. On suppose qu’il ne tourne pas. Deux corps de mass M et m à la distance r s’attire avec une force G constante de la gravitation 6.672 10-11 N.m2.kg-2 A la surface, avec une masse unité, m = 1 et r = R , c’est la gravité Pour deux corps de masse M1 et M2 de rayon R1 et R2 La lumière des astres

  49. Gravité à la surface d’un corps La lumière des astres

  50. . . . . . FIN La lumière des astres

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