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Intérieur Evolution Compléments

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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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Presentation Transcript
int rieur evolution compl ments

La lumière des astres

Intérieur

Evolution

Compléments

Phm - Observatoire de Lyon

slide3

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

slide4

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

slide5

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

slide6

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

slide7

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

slide8

Modèle stellaire 1 masse solaire

Schéma

La lumière des astres

slide9

Le Soleil

La réalité

Image du satellite Soho

La lumière des astres

slide10

Le Soleil

Le 9 mars 2011

Terre

Image du satellite Soho

La lumière des astres

slide12

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

slide13

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

slide14

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

slide15

Evolution stellaire

Trois stades

- contraction vers la séquence principale

- séquence principale

- stades d\'évolution finale

Représentés par des trajets évolutifs

La lumière des astres

slide16

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

slide17

Nébuleuse

Messier 42

La lumière des astres

slide18

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

slide19

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

slide20

Amas ouvert jeune

Les Pléiades

La lumière des astres

slide21

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

slide22

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

slide24

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

slide25

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

slide26

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

slide27

Messier 57

Rayonnement visible

Rayonnement infrarouge

La lumière des astres

slide28

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

slide29

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

slide30

Lumière

et

Rayonnement

compléments

La lumière des astres

slide31

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

slide32

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

slide33

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

slide34

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

slide35

Hydrogène : diagramme de Gotrian

La lumière des astres

slide36

Calcium II : diagramme de Gotrian

La lumière des astres

slide37

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

slide39

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

slide40

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

slide41

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

slide42

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

slide43

Le corps noir

- corps en équilibre thermique

- absorbe tout rayonnement reçu

- émet un rayonnement propre à sa température

La lumière des astres

slide44

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

slide45

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

slide46

Annexes

La lumière des astres

slide47

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

slide48

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

slide50

. . . . . FIN

La lumière des astres

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