La nature du Soleil et des étoiles

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1 La nature du Soleil et des étoiles 1. Spéculations sur la nature du Soleil: avant la spectroscopie 2. Mesurer le Soleil: masse, luminosité 3. Soleil: durée de vie et source d énergie - idées du 19 ème siècle 4. L énergie nucléaire du Soleil - 20 ème siècle 5. L évolution des étoiles Gilles Theureau, LPC2E Orléans Karl-Ludwig Klein, Observatoire de Meudon, ludwig.klein@obspm.fr,

2 La nature du Soleil et des étoiles (antiquité grecque) Anaxagore (5 ème siècle av JC): Soleil = rocher incandescent Aristote (4 ème siècle av JC) : les corps célestes ne sont pas constitués des 4 éléments terrestres (terre, eau, air, feu); matière céleste : «éther», «quintessence» (nom donné après Aristote); correspondance corps - type de mouvement (4 éléments - m vts rectilignes; «éther» - m vt circulaire). Principes philosophiques sans lien avec l observation. Pas d analyse plus approfondie dans l antiquité grecque.

3 L abandon de la séparation aristotélicienne entre sublunaire et supra-lunaire (1) Génération et corruption dans le monde supra lunaire : Tycho Brahe et la distance des comètes, absence de parallaxe de la «nouvelle étoile» (cours 3) Fabricius, Harriot, Galilée, Scheiner : taches solaires (2) Galilée: observation de la Lune, non sphérique, surface rugueuse, similaire à la Terre (Sidereus Nuncius) Au début du 17 ème siècle, les observations commencent à suggérer que la matière des astres n est pas fondamentalement différente de celle de la Terre (confirmation des idées de certains penseurs précédents, voir Philopon).

4 La nature du Soleil: Immanuel Kant (1750) Lacs de feu étendus, tempêtes qui créent aspect variable du Soleil, couvrent tantôt les régions élevées du Soleil, les laissent dégagées à d autres instants (taches). Notion de terre solide sous les flammes. Combustion; supposition d un réservoir d air dans les cavernes de ce corps solide. Soleil/étoiles similaires aux planètes (aussi: Laplace, Herschel ). Notions importantes: durée de vie finie du Soleil, variabilité de la luminosité (= étoiles variables), analogue au feu qui s éteint et se rallume par endroits.

5 Le système solaire selon Laplace (1796) Orbites des planètes autour du Soleil (presque) dans le même plan. Même sens de révolution, même sens de rotation. Révolutions de leurs satellites également dans le même sens. Cela ne peut pas être du hasard, mais indique une cause commune : 1.html Formation des planètes à partir du Soleil.

6 Le raisonnement de Laplace Exposition du système du monde, ch. VI (prob t 1796) : «La considération des mouvemens planétaires nous conduit donc à penser qu' en vertu d' une chaleur excessive, l' atmosphère du soleil s'est primitivement étendue au-delà des orbes de toutes les planètes, et qu' elle s'est resserrée successivement, jusqu' à ses limites actuelles ; ce qui peut avoir eu lieu par des causes semblables à celle qui fit briller du plus vif éclat, pendant plusieurs mois, la fameuse étoile que l' on vit tout-àcoup, en 1572, dans la constellation de Cassiopée.» Interprétation erronée de la supernova de 1572 de Tycho Brahe (en fait une vieille étoile, pas une jeune - voir plus loin) Interprétation ultérieure (encore admise de nos jours) de la contraction du Soleil par Laplace: le Soleil s est formé par contraction d un énorme nuage de gaz froid, sous l effet de sa gravitation (contraction à partir de la «nébuleuse primitive»), analogie avec les «nébuleuses» vues au télescope.

7 Mesurer le Soleil Luminosité et masse

8 Une nouvelle notion: l évolution du Soleil Après l abandon de la séparation supralunaire/incorruptible - sublunaire/transitoire Notion de la durée de vie finie du soleil: réservoir de combustible (Kant), formation (Laplace), spéculations sur l évolution (Herschel ) Manque: compréhension chaleur, mesure des paramètres du Soleil (masse, température, composition chimique ) pour mieux comprendre sa nature et son budget d énergie (combien de temps le Soleil peut-il briller pour un processus donné de génération d énergie?)

9 La masse du Soleil Loi de gravitation (Newton): on sait décrire quantitativement l attraction entre Soleil et Terre et entre Terre et Lune. Possibilité de déterminer les masses des astres. Raisonnement simplifié: Terre (masse m) tourne sur orbite circulaire autour du Soleil (masse M) immobile m " 2 r = GmM r 2 " = 2#r P # % $ 2"r P & ( ' 2 1 r = GM ) M = 4" 2 r 2 G r 3 P 2 * kg!!

10 Mesurer le Soleil: la luminosité (1) Claude Pouillet ( ), John Herschel ( ) Principe: mesurer flux d énergie en exposant, pendant une durée précise, une quantité connue d eau (a) à la chaleur du Soleil, puis mesurer l augmentation de T (thermomètre d) Résultats: environ la moitié de la valeur actuelle de 1,4 kw/m 2 (absorption atmosphère Terre): «constante solaire» Estimation de la température à la surface du Soleil : env 1700 C Soleil Pyrhéliomètre (Pouillet, 1837)

11 La luminosité du Soleil (2) Un m 2 à la Terre n intercepte qu une petite fraction de l énergie du Soleil. Quelle est la puissance émise par le Soleil? A la distance de la Terre (d), l énergie émise par le Soleil est répartie sur une sphère de rayon d et de d surface 4πd 2. La constante solaire est la puissance émise par le Soleil (L) divisée par cette surface. La puissance émise par le Soleil (luminosité) vaut 4π ( ) W= W.

12 Soleil: durée de vie et source d énergie

13 Source d énergie et durée de vie du Soleil Renaissance (17 ème siècle) : encore interprétation littérale de la bible (James Ussher, évêque anglican d Armagh : création au soir précédant le 23 Oct 4004 av JC; conflit Eglise - science, p. ex. Buffon) Début de réflexions physiques au 18 ème siècle (Lumières): Kant, Laplace, Discussion physique/géologie 19 ème siècle: Thermodynamique; conservation de l énergie le Soleil ne peut être plus jeune que la Terre ; combien de temps le Soleil peut-il maintenir son rayonnement avec un processus donné de génération d énergie? Réponse définitive : physique nucléaire, 20 ème siècle

14 La conservation de l énergie (1) Conservation de la masse (Lavoisier, réactions chimiques: «rien ne se crée, rien ne se perd, tout se transforme») Mécanique: inertie vitesse = cte. si pas de force (Galilée, Newton ) Chute libre (Huygens 1665): transformation d énergie gravitationnelle en énergie cinétique! z = "g z = "gt z = h 0 " 1 2 gt 2! z 2 = g 2 t 2 h 0 " z = 1 2 gt 2! z 2 = 2g h 0 " z ( ) (première notion de la conservation de l énergie mécanique) z gz = gh 0

15 La conservation de l énergie (2) Transformation travail en chaleur (frottements, courants électriques) et de chaleur en travail (machine à vapeur, fin 18 ème ). Absorption de nourriture et maintien de la température du corps chez les animaux. J.R. Mayer, H. von Helmholtz, J.P. Joule (vers 1845): l énergie est une grandeur conservée (1 er théorème de la thermodynamique). Conclusion : le Soleil rayonne (donc perd) de l énergie Comment / pendant combien de temps peut-il maintenir son rayonnement (1) par la combustion (= énergie chimique; Kant, )?

16 Pourquoi le Soleil brille-t-il? (1) Combustion (énergie chimique - voir Kant). J.R. Mayer (1846): en 1 h, 1 cm 2 de la surface du Soleil émet la chaleur dégagée par la combustion d 1 tonne de charbon. Soleil mettrait <5000 ans à se consumer. Nous pouvons vérifier cela avec un petit exercice numérique, supposant que le Soleil fonctionne comme un moteur à essence. Combien de temps le Soleil pourrait-il briller avec sa puissance actuelle ( W)? Moteur à essence, consomme 8 l / 100 km, vitesse 100 km/h réservoir 8 l ( 8 kg) pour 1 heure, puissance 40 kw Soleil: puissance kw/40 kw = fois supérieure, réservoir kg / 8 kg = 2, fois supérieur fonctionne 2, / heure = ans. Bien trop court!

17 Pourquoi le Soleil brille-t-il? (2) J.R. Mayer (1846): flux de comètes / astéroïdes s écrasant sur le Soleil ( = transformation d énergie gravitationnelle en chaleur)? Taches solaires = marques du flux des comètes/astéroïdes? Illustration: comète chute sur le Soleil (déc. 1996, observation SoHO)

18 W. Thomson (Lord Kelvin, 1862) Etat actuel du Soleil : «A considérer toutes les circonstances, l hypothèse est peu probable que le rayonnement solaire soit actuellement compensé de façon appréciable par un apport de chaleur engendrée par des météores chutant au Soleil; et, comme on peut montrer qu aucune théorie chimique n est tenable, on aboutit à la conclusion la plus probable que le Soleil n est à présent qu une masse liquide incandescente qui se refroidit.» La composition du Soleil : «Nous avons également d excellentes raisons de croire que la substance solaire est très semblable à celle de la Terre que du sodium existe certainement dans l atmosphère du Soleil et dans les atmosphères de nombreuses étoiles L application récente de ces principes [de la spectroscopie] a démontré avec la même certitude qu il y a au Soleil du fer et du manganèse, et plusieurs autres des métaux qui nous sont connus.»

19 Pourquoi le Soleil brille-t-il (3)? Problème de l hypothèse de la chute des astéroïdes / comètes: soit Soleil devrait grossir (et la Terre devrait accélérer son mvt orbital - non observé), soit il manque de matière pour maintenir son rayonnement Alternative: formation du système solaire à partir de la contraction d une nébuleuse primitive (Laplace, Kant) toute la matière du Soleil chute vers son centre, transformant énergie gravitationnelle en chaleur (Waterston, von Helmholtz, Kelvin-milieu 19 ème siècle ). Quelle durée de vie? Une estimation simple: environ 20 millions d années. Energie gravitationnelle d une sphère uniforme: E = " 3 5 GM 2 R S # 2,3$10 41 J % = 2,3$1041 J 4 $10 26 J/s = 5,75 $1014 s #18 $10 6 ans

20 W. Thomson (Lord Kelvin, 1862) Conclusion : «La forme de la théorie météorique qui nous paraît maintenant la plus probable consiste à supposer que le Soleil et sa chaleur ont leur origine dans une agglomération de petits corps qui chutent à cause de leur gravitation mutuelle et engendrent, comme ils doivent le faire selon la grande loi démontrée par Joule, une quantité de chaleur exactement équivalente du mouvement perdu lors de la collision. Il n y a pas de difficulté à rendre compte, par cette théorie, de 20 millions d années [d âge du Soleil]». La «grande loi démontrée par Joule»: loi de conservation de l énergie.

21 Pourquoi le Soleil brille-t-il (4)? Est-ce suffisant? 2 ème moitie 19 ème siècle: oui (physiciens); conflit avec idées sur évolution de la Terre (> années, d après certains géologues; Darwin) Datation par radioactivité, fin 19 ème /début 20 ème siècle: âge Terre 10 9 ans l énergie gravitationnelle est insuffisante!!!

22 Résumé L idée aristotélicienne que le Soleil est constitué d une matière différente de celle de la Terre est abandonnée aux 17 ème /18 ème siècles. Essentiel : taches en tant que phénomène solaire. Fin 19 ème : Soleil, étoiles = sphères de gaz chaud. Le constat que le Soleil est une source de chaleur entraîne des comparaisons avec la combustion et la notion d une durée finie de la vie du Soleil. La loi de la conservation de l énergie et la mesure du flux d énergie du Soleil permettent de tester quantitativement différents mécanismes de génération d énergie. Incertitude : âge du Soleil (ou de la Terre). L énergie solaire se révèle beaucoup trop importante pour être expliquée par l un des mécanismes connus à la physique «classique» (du 19 ème siècle). Premières idées sur la composition chimique du Soleil au 19 ème siècle (voir citation Kelvin & cours naissance de l astrophysique).

23 Pourquoi le Soleil brille-t-il? Une nouvelle forme d énergie : l énergie nucléaire

24 Une nouvelle source d énergie: la radioactivité H. Becquerel 1896: uranium altère des plaques photographiques Curie et Laborde 1903: des sels de radium libèrent de la chaleur sans se refroidir à la température ambiante Rutherford 1904: découverte de l émission de particules alpha; exemple: noyau d uranium se transforme en noyau thorium, en émettant une particule alpha (= noyau d hélium) 238 U" 234 Th+ 4 He

25 Energie nucléaire (1) Le noyau d atome le plus simple : hydrogène (H) = 1 proton Le noyau d un atome plus lourd que l H est composé de protons et neutrons (découverte neutron: 1932; avant on pensait que le noyau était un ensemble de protons et d électrons). Exemple: hélium (He) 2 protons + 2 neutrons. Pourquoi les protons ne se repoussent-ils pas? p n p p n

26 Energie nucléaire (2) Le noyau atomique est maintenu par une interaction spécifique (interaction forte) qui agit à très courte distance et dépasse, sur cette distance, la répulsion coulombienne des protons. Les noyaux très lourds (beaucoup de protons et de neutrons) sont radio-actifs: ils se désagrègent et libèrent ainsi de l énergie (fission nucléaire). Des noyaux légers libèrent de l énergie en n s assemblant (fusion nucléaire) Les noyaux d atomes se transforment parce que l état final a une énergie (= une masse) moindre que l état initial: E=mc 2 (Einstein 1905). p p n

27 Energie nucléaire (3) Energie de liaison / Nucléon [MeV] Nombre de nucléons Les noyaux les plus stables (énergie de liaison maximale) sont ceux du fer (Fe) et du nickel (56 nucléons) Libération d énergie nucléaire par (a) la fission d un élément lourd (p. ex. U), (b) la fusion d un élément léger (p. ex. H)

28 La fission nucléaire - source d énergie des étoiles? Rutherford (1904): «La découverte des éléments radioactifs qui, lors de leur désintégration, libèrent d énormes quantités d énergie, augmente donc la limite possible de la durée de vie sur cette planète, et nous permet d envisager la durée prétendue nécessaire pour l évolution par les biologistes et les géologues.» La fission ne peut être le mécanisme de génération d énergie du Soleil parce que le Soleil ne contient pas assez d éléments lourds (fait connu au début du 20 ème siècle). la fission ne dépend pas de la température de l étoile, alors que la luminosité des étoiles en dépend (loi de Stefan).

29 La fusion nucléaire - source d énergie des étoiles Harkins & Wilson (1915): libération énorme d énergie lors de la conversion de H en He Perrin 1919: un scénario Si nébuleuse primitive constituée de particules légères (p. ex. H, He; voir nébuleuse Orion): Contraction du nuage primitif augmente T Formation d atomes plus lourds et dégagement de rayons gamma (= énergie) restant dans l astre et contribuant à augmenter T Soleil peut ainsi maintenir son rayonnement pendant plusieurs milliards - plusieurs dizaines de milliards d années Développement de la théorie: Eddington

30 Vingt à cinquante millions d années, voilà donc ce qui aurait dû suffire à l histoire que nous racontent les terrains lentement déposés au fond des mers, et les restes fossiles des végétaux ou des animaux. Or on sait que la discussion de ces données stratigraphiques et paléontologiques (auxquelles sont venues récemment se joindre celles que livrent les minéraux radioactifs), ne permet guère d admettre que la Terre ou le Soleil aient beaucoup changé, s ils ont changé, depuis un milliard d années. Et nous n apercevons d ailleurs aucun signe d un changement prochain. La théorie si remarquable de Kelvin est donc insuffisante. Il semble que nous pouvons lever la difficulté. Imaginons que les poussières minuscules ou les molécules isolées qui forment la nébuleuse primitive soient constituées par des atomes légers tels que ceux de l hydrogène, de nébulium ou de hélium. En se heurtant les unes contre les autres, avec les grandes vitesses qu elles avaient peut-être déjà en venant du large, ou qu elles prennent en tombant vers le centre de la nébuleuse, ces particules dégagent de la chaleur, et la température moyenne s élève progressivement. Ainsi, d une part, la nébuleuse se contractant, les conjonctions doivent venir de plus en plus nombreuses entre atomes légers capables de se réunir en atomes lourds, et, d autre part, la température s élevant, l intensité des radiations qui peuvent déterminer ces réunions va en croissant. Pour cette double raison, la formation d atomes lourds devient notable, puis de plus en plus importante, s accompagnant de rayons ultra X qui, pour la plus grande part, ne sortent pas de l astre dont la température devient colossale : l étoile s est allumée. Nébulium=élément non identifié à l époque, en fait ion de fer. Jean Perrin, Annales de Physique 1919

31 Fusion nucléaire au centre du Soleil : 4 noyaux d hydrogène (protons) 1 noyau d hélium (He) 2 p se sont transformés en neutrons (n) p p n p p p p n Selon la loi de conservation de la masse («rien ne se perd, rien ne se crée»), la masse du noyau d hélium devrait être la somme des masses des 4 protons. Mais 4 milliards de milliards de p: 6,690 micro-grammes 1 milliard de milliards de noyaux de He: 6,646 micro-grammes Masse «perdue» : 0,044 micro-grammes La masse «perdue» se retrouve sous forme d énergie (encore «rien ne se perd, rien ne se crée»!): E = mc 2 = 3,97 Mega-Joule = 1,10 kwh (Einstein 1905). Son réservoir d hydrogène permet au Soleil de briller pendant 9-10 milliards d années.

32 L évolution des étoiles De la formation à la fin de vie

33 Les deux ingrédients de l évolution d une étoile : gravitation et fusion nucléaire Kant, Laplace (2 ème moitié 18 ème ): réservoir limité d énergie, durée de vie limitée des étoiles; origine des étoiles = nébuleuse primitive; contraction par gravitation Astrophysique 2 ème moitié 19 ème siècle: analyse spectrale, thermodynamique. Etoile = sphère de gaz (fluide), chauffage par gravitation Idée générale sur le début de l évolution d une étoile: nuage de gaz, contraction, chauffage grâce à l énergie libérée par la gravitation 20 ème siècle: énergie nucléaire, relativité & mécanique quantique; états auparavant inconnus de la matière - possibilité de libérer de l énergie par la fusion nucléaire si le gaz est suffisamment chaud

34 La formation d une étoile: nos idées actuelles Un nuage interstellaire froid: la nébuleuse de la «tête de cheval» (constellation Orion) Contraction d un nuage de gaz froid (idée nébuleuse primitive, Kant & Laplace, 18 ème ) Origine de la contraction: gravitation & pression de l environnement (gaz chaud, ondes de choc d une supernova) Si T>10 7 K: démarrage fusion H He (dépasser répulsion coulombienne!)

35 Un groupe d étoiles jeunes les «Pléiades» Proximité des étoiles = indication qu elles se forment en groupes (J. Michell, 18 ème siècle) Raison : un grand nuage de gaz qui se contracte se fragmentera (rotation)

36 La classification des spectres des étoiles (1) Diagramme Hertzsprung-Russell H.N. Russell, 1914 Géantes rouges Séquence principale L(étoile) / L(Soleil) chaude & brillante chaude & faible Soleil froide & brillante froide & faible Hipparcos, 1995 Naines blanches Température [K] T Classification des étoiles selon leur spectre: pour un gaz en équilibre thermodynamique L=4πR 2 σt 4 (loi de Stefan); une étoile est brillante parce qu elle est (1) chaude ou (2) grande.

37 La classification des spectres des étoiles (2) Géantes rouges La grande majorité des étoiles se groupe le long de la séquence principale (SP). Les étoiles rouges plus brillantes que celles de la SP doivent, à T égale, posséder des rayons supérieurs (géantes). Séquence principale Naines blanches Les étoiles blanches moins brillantes doivent avoir des rayons moindres que les étoiles de la SP (naines blanches). Beaucoup d étoiles sur la SP parce que c est la phase d existence la plus longue d une étoile (fusion H He). Peu de naines blanches parce qu elles sont difficiles à détecter.

38 L évolution des étoiles après la fusion de l hydrogène Conservation de l énergie : les étoiles ont une durée de vie finie Modèles : fusion H He, puis??? Arrêt fusions et fin de vie en tant qu étoile compacte («naine blanche») Fusion d éléments plus lourds (nécessite des températures de plus en plus élevées pour surmonter répulsion électrostatique) jusqu au fer (fin de la possibilité de gagner de l énergie par fusion) incapacité de maintenir la gravitation par la pression effondrement de l étoile + éjection des couches externes («supernova»)

39 Ejection de l enveloppe stellaire Cliché télescope spatial Hubble Ejection partie extérieure de l enveloppe (faiblement maintenue, car F 1/r 2 ) : nébuleuse planétaire. Nébuleuse (plus ou moins) sphérique, env. 10% de la masse de l étoile. Résidu : noyau de l étoile, composé d éléments lourds (He, C, O, ); chaud, puisqu on voit des couches internes, très dense (naine blanche).

40 D autres cycles de fusion Energie de liaison / nucléon [MeV] Nombre de nucléons Dans les grosses étoiles (grande masse) la contraction élève la T et peut aboutir à un nouveau cycle de fusion: 3( 4 He) 12 C + énergie 56 Fe + énergie Ces étoiles construisent peu à peu les éléments chimiques!

41 D autres cycles de fusion Energie de liaison / nucléon [MeV] Nombre de nucléons Impossible de libérer de l énergie par fusion si centre de l étoile constitué de 56 Fe ou 56 Ni (max. de l énergie de liaison). La gravitation contracte le noyau sans développer la pression (température) qui puisse lui résister, collapse noyau de l étoile, éjection couches externes («supernova»).

42 La fin explosive d une grosse étoile Contraction sous l effet de la gravitation Transformation protons, électrons neutrons: étoile à neutrons. Noyau M>3MS : pas de limite (connue) à la contraction trou noir (courbure espace forte gravitation; lumière ne s échappe pas)

43 La fin explosive d une grosse étoile Supernova de T. Brahe (constellation Cassiopée) : enveloppe stellaire éjectée lors d une explosion de supernova en Éjection dans l espace des éléments lourds, produits par la fusion. Production des éléments plus lourds que Fe (capture de neutrons). Gaz à partir duquel se forment les générations suivantes d étoiles.

44 La fin explosive d une grosse étoile Noyau M >3M S : pas de limite (connue) à la contraction. si R<R Sch (1) : trou noir, même la lumière ne peut s en échapper (relativité générale; spéculations de Michell et Laplace, 18 ème siècle). Courbure de l espace par la gravitation : Einstein Mise en évidence: mouvement orbital d une étoile visible sous l influence d un compagnon de grande masse & invisible (= trou noir). (1) rayon de Schwarzschild : R Sch = 2GM c 2! Observateur

45 Résumé : nature et évolution des étoiles «Rocher incandescent» (Anaxagore) - 5 ème espèce de matière (Aristote) - liquide incandescent (19 ème siècle) - gaz ionisé (depuis fin 19 ème siècle). Production d énergie sur des durées longues, mais finies (fusion nucléaire). Phase stable : fusion H He (Soleil actuel, durée environ 10 milliards d années, plus courte pour étoiles de grande masse). Production des éléments chimiques lourds (jusqu à l U) à partir de H, He dans étoiles et lors des supernovae Nous devons les éléments lourds (y compris C, O) sur Terre aux générations précédentes d étoiles. Au début du 20 ème siècle, la compréhension du fonctionnement et de l évolution des étoiles a besoin d une physique «nouvelle»: physique quantique, relativité. Besoin de surmonter l intuition formée par notre expérience quotidienne.