Introduction à la physique stellaire GLST 202

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1 Introduction à la physique stellaire GLST 202 E. Josselin Université Montpellier II E. Josselin Introduction à la physique stellaire 1/51

2 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 2/51

3 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 3/51

4 La Voie Lactée Origine et structure Rappel : Modèle standard de l Univers Expansion de l Univers (v = Hd, H = constante de Hubble) Fonds diffus cosmologique (CMB, rayonnement à 3 K, observations COBE, WMAP, Planck) Nucléosynthèse primordiale (H, He, Li) âge de l Univers = ans ( 1/H) Découplage matière - rayonnement à ans CMB Fluctuations Formation des premières structures 90% d hydrogène! E. Josselin Introduction à la physique stellaire 4/51

5 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Cartographie WMAP E. Josselin Introduction à la physique stellaire 5/51

6 La Voie Lactée Origine et structure Structure de notre Galaxie Rayon de la Galaxie 15 (disque brillant) à 25 kpc Luminosité : L (1/3 dans l infrarouge) Masse : M N.B. Courbe de rotation déterminée par effet Doppler 3e loi de Kepler mise en évidence d un halo de matière sombre Le Soleil dans la Galaxie : - Distance au centre : 8.5 kpc - Vitesse de rotation : 220 km/s Contenu de la Galaxie : - Populations stellaires : bulbe, disque, halo (amas globulaires) - Gaz (2 à M, M(H 2 ) / M(H) 1) - Rayons cosmiques, champ de rayonnement... E. Josselin Introduction à la physique stellaire 6/51

7 La Voie Lactée Origine et structure Simulation à partir des données Spitzer (infrarouge) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 7/51

8 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Observations multi-longueurs d onde E. Josselin Introduction à la physique stellaire 8/51

9 La Voie Lactée Origine et structure Structure de notre Galaxie Une galaxie spirale barrée, âgée de ans Formation stellaire 3 M / an Le Centre Galactique : M dans r < 1 pc! - Amas stellaires supermassifs, trou noir supermassif E. Josselin Introduction à la physique stellaire 9/51

10 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 10/51

11 Rappels sur le rayonnement Nature du rayonnement La lumière = onde électromagnétique Ibn Sahl (983) : loi de la réfraction Snell (1621), Descartes (1637) : optique géométrique Newton(1675) : corpuscules de lumière Rømer (1676) : vitesse finie de la lumière Fresnel (1815) : optique ondulatoire Maxwell : électromagnétisme (c constante) Planck (1900) : quantas de lumière : E = hν = hc/λ Einstein ( ) : effet photoélectrique, théorie quantique du rayonnement E. Josselin Introduction à la physique stellaire 11/51

12 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Rappels sur le rayonnement Nature du rayonnement E. Josselin Introduction à la physique stellaire 12/51

13 Rappels sur le rayonnement Lois de Kirchhoff & Bunsen Absorption et émission un gaz "dense" et "chaud" produit un rayonnement continu un gaz "chaud" et "diffus" produit des raies spectrales brillantes (raies d émission) un gaz "froid" et "diffus" devant une source de rayonnement continu produit des raies spectrales sombres (raies d absorption) dans le spectre continu. E. Josselin Introduction à la physique stellaire 13/51

14 Rappels sur le rayonnement Le corps noir Fonction de Planck B λ (T ) = 2πhc2 1 λ 5 exp[(hc/λ)/(kt )] 1 B(T ) = B λ (T )dλ = σt 4 0 σ = W m 2 K 4 λ max T = 2897µm.K E. Josselin Introduction à la physique stellaire 14/51

15 Rappels sur le rayonnement Le corps noir Application aux étoiles Flux = puissance rayonnée par unité de surface (en W/m 2 ) On définit la température effective : température d un corps noir rayonnnant le même flux Luminosité = Flux Surface F = σt 4 eff S = 4πR 2 E. Josselin Introduction à la physique stellaire 15/51

16 Rappels sur le rayonnement Spectroscopie E = 0 n = E = 0.85 ev, n = 4 E = 1.51 ev, n = 3 Balmer series (emission) E = 3.40 ev, n = 2 Hydrogen Atom Ionization >13.6 ev < 91.2 nm H line 1.89 ev, H 2.55 ev H 2.86 ev H 3.02 ev nm nm nm nm (red) (violet) (blue) 13.6 ev 91.2 nm Lyman series (absorption) Lyman alpha line 10.2 ev, nm (ultraviolet) Hyperfine splitting E = ev, n = 1 (ground state) Fig. 10.1: Astronomy Methods (CUP), H. Bradt MHz ev (not to scale) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 16/51

17 Rappels sur le rayonnement Spectroscopie E. Josselin Introduction à la physique stellaire 17/51

18 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 18/51

19 Le Soleil Présentation générale Carte d identité Luminosité : W Rayon m Masse kg Température de 5780 K (surface) à K (coeur) Age : ans Composition chimique : 73.5% H, 25% He, 1.5% "métaux" E. Josselin Introduction à la physique stellaire 19/51

20 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Présentation générale E. Josselin Introduction à la physique stellaire 20/51

21 Le Soleil Présentation générale Principes de base Equilibre hydrostatique : γp c s = ρ = γkt γ 1 µm H T T eff t s R/c s 10 5 s 1 jour Equation d état : loi des gaz parfaits v m H/2 ρ c m 3 1 fm 3 (ρ c 10 5 kg m 3 ) stationarité ( / t = 0) Perte de masse Ṁ M /an négligeable (M constante) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 21/51

22 Le Soleil Réactions nucléaires Fusion de l hydrogène I T K ρ kg m 3 fusion des noyaux d hydrogène possible (énergie cinétique vs. répulsion coulombienne) 4 1 H 4 He + 2 ν e + γ m(h) = 1, u.m.a ; m(he) = 4, u.m.a. (1 u.m.a. = 1, kg) m(he) < 4 m(h)! conversion masse - énergie (énergie de liaison) : E = m c 2 = J / réaction Le soleil est à l équilibre (hydrostatique) : Energie produite = Energie rayonnée réactions / seconde! E. Josselin Introduction à la physique stellaire 22/51

23 Le Soleil Réactions nucléaires Fusion de l hydrogène II La densité est trop faible (!) pour que les réactions à 3 ou 4 particules soient possibles. chaînes proton-proton 1 H + 1 H 2 D + e + + γ 2 D + 1 H 3 He + γ 3 He + 3 He 4 He +4 1 H Détection des neutrinos solaires sur Terre (prix Nobel 2004) validation des prédictions de la modélisation du Soleil progrès en physique des particules (masse des neutrinos) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 23/51

24 Le Soleil Réactions nucléaires E. Josselin Introduction à la physique stellaire 24/51

25 Le Soleil Réactions nucléaires E. Josselin Introduction à la physique stellaire 25/51

26 Le Soleil Réactions nucléaires Durée de vie du Soleil N.B. énergie chimique et énergie gravitationnelle insuffisantes! (XIXe siècle : durée de vie ans contradiction avec la géologie) Echelle de temps de Kelvin-Helmholtz τ K H E g L GM2 R L sec ans Echelle de temps nucléaire τ nuc E nuc L ans E. Josselin Introduction à la physique stellaire 26/51

27 Le Soleil Structure interne Transport de l énergie Zone radiative : 70% du rayon, 98% de la masse Transport de l énergie par diffusion des photons δt 10 6 ans Tachoclyne : T K (mesure par héliosismologie) Zone convective : mouvements macroscopiques de matière (poussée d Archimède) δt quelques mois (Destruction des éléments légers, par ex. Li) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 27/51

28 Le Soleil Structure interne E. Josselin Introduction à la physique stellaire 28/51

29 Le Soleil Atmosphère du Soleil Stratification de l atmosphère Photosphère : zone d où provient le rayonnement visible du Soleil Inhomogénéités : granulation, spicules et taches solaires Chromosphère : T 8000 K, altitude 1500 km Observations : éclipses solaires, coronographie Chauffage : convection, champ magnétique Couronne : T 10 6 K Observations : protubérances, éruptions solaires Vent solaire : vitesse 500 à 800 km/s Ejection de protons et électrons météo spatiale (aurores polaires, orages magnétiques) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 29/51

30 Le Soleil Atmosphère du Soleil E. Josselin Introduction à la physique stellaire 30/51

31 Le Soleil Atmosphère du Soleil E. Josselin Introduction à la physique stellaire 31/51

32 Le Soleil Atmosphère du Soleil E. Josselin Introduction à la physique stellaire 32/51

33 Le Soleil Spectre du Soleil E. Josselin Introduction à la physique stellaire 33/51

34 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 34/51

35 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Classification spectrale E. Josselin Introduction à la physique stellaire 35/51

36 Les étoiles Classification spectrale Oh be a fine girl/guy kiss me! Classification empirique : critères de base (visible) O ( K) : raies de He +, raies faibles de H (Balmer) B ( K) : raies de H, raies moyennes de H A ( K) : très fortes raies de H F ( K) : raies moyennes de H et Ca + G ( K) : raies faibles de H, raies fortes de Ca + K ( K) : raies des "métaux" (neutre et ionisé 1 fois), quelques bandes moléculaires (hydrures) M ( K) : bandes moléculaires fortes (oxides) L, T, Y : naines brunes E. Josselin Introduction à la physique stellaire 36/51

37 Les étoiles Classification spectrale E. Josselin Introduction à la physique stellaire 37/51

38 Les étoiles Classification spectrale Classes de luminosité 0 hypergéantes Ia supergéantes brillantes Ib supergéantes II géantes brillantes III géantes IV sous-géantes V naines / Séquence Principale (VI : naines sous la Séquence Principale) Soleil ( ) : type G2 V. E. Josselin Introduction à la physique stellaire 38/51

39 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Diagramme HR E. Josselin Introduction à la physique stellaire 39/51

40 Les étoiles Diagramme HR Le diagramme HR Découverte : E. Hertzsprung & H.N. Russell ( ) Classification et évolution stellaire! Séquence principale : - 90% des étoiles! Fusion de l hydrogène - séquence de masse (0.08 à 100 M ) L M 3 t M L M 2 Etoile de 0.1 M : durée de vie ans!!! (> âge de l Univers) Etoile de 10 M : durée de vie 10 8 ans Etoile de 100 M : durée de vie 10 6 ans N.B. Les étoiles les plus massives sont les plus rares (cf. formation stellaire) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 40/51

41 Les étoiles Diagramme HR L = 4πR 2 σt 4 eff (Nb. 4) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 41/51

42 Les étoiles Diagramme HR E. Josselin Introduction à la physique stellaire 42/51

43 Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 43/51

44 Evolution stellaire Formation stellaire Modèle de la nébuleuse primitive Observations : globules de Bok, EGGs (Evaporating Gaseous Globules) Kant & Laplace : effondrement gravitationnel d un nuage interstellaire ( ) 3 4πρ 1/3 2 kt Gm H M 2/3 = 0 3 Nuages interstellaire : T 10 K, n 10 3 cm 3 M 15 M Fragmentation au cours de l effondrement! (effet de l opacité crossiante du nuage au rayonnement) Rotation et friction formation d un disque protoplanétaire Remarque : problème de conservation du moment cinétique résolu par la découverte du vent solaire! (soup onné par Kepler : queues cométaires) E. Josselin Introduction à la physique stellaire 44/51

45 Evolution stellaire Formation stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 45/51

46 Evolution stellaire Formation stellaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 46/51

47 Evolution stellaire Evolution sur la Séquence Principale Evolution quasi-statique Fusion de H au coeur appauvrissement de H contraction du coeur taux de réaction et température du coeur augmentent chauffage, donc dilatation de l enveloppe : R et L augmentent. E. Josselin Introduction à la physique stellaire 47/51

48 Evolution stellaire Evolution post- Séquence Principale Vers la branche des géantes rouges Epuisement de l hydrogène au coeur contraction T, ρ augmentent dans une couche qui "s allume". Evolution rapide, à L constante (R augmente, T diminue) géante rouge Début de la combusion de He (T c 10 8 K) Formation d un coeur de C & O (inerte) Fusion de H & He en couches. Instabilités pulsations perte de masse intense (jusqu à 10 4 M /an!) Formation d une enveloppe de gaz et de poussières, puis d une nébuleuse planétaire E. Josselin Introduction à la physique stellaire 48/51

49 Evolution stellaire Evolution des étoiles massives Des usines chimiques Densité au coeur plus faible coeur de C & O non dégénéré Cycle : chauffage de coeur fusion nucléaire contraction du coeur Temps de fusion : C : 170 ans - Ne : 1.2 ans - O : 0.51 ans - Si : 1.5 jours Fin du cycle : noyau de fer... Supernova! E. Josselin Introduction à la physique stellaire 49/51

50 Evolution stellaire Evolution des étoiles massives E. Josselin Introduction à la physique stellaire 50/51

51 Evolution stellaire Abondances cosmiques E. Josselin Introduction à la physique stellaire 51/51