Petite promenade dans l Univers du chaud et du froid

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1 Petite promenade dans l Univers du chaud et du froid Notre point de départ: la Terre et sa douceur Temp. moyenne: 16 C mais Temp. max: 58 C (air) (Libye, Vallée de la mort) Temp. min: -93 C

2 La température moyenne d une planète résulte de l équilibre entre chauffage (par l étoile) et refroidissement par rayonnement Dans le Système Solaire: T ( C) T (K) D (UA) Mercure ,3 1,8 Vénus ,72 1,2 Terre Mars ,52 0,81 Cérès ,77 0,6 Jupiter ,2 0,44 Saturne ,5 0,32 Uranus ,2 0,23 Neptune ,18 Pluton ,9 0,14 1/ D

3 Ve Me T Sa Ur Pl Ne J Ce Ma 1/ D On constate que 1 T( K) D sauf pour Vénus (et Mercure) Peut-on comprendre ce résultat et l exception vénusienne?

4 Chauffage du sol par l étoile = Refroidissement par rayonnement IR F L 4D Flux reçu : (sur Terre avec Soleil au zénith 1400 W/m 2 ) Flux perdu par rayonnement : 2 F 4 ray T (loi de Stefan) Chauffage = Refroidissement : T L 4 1/ 4 1 D F F ray + effets géométriques + abédo

5 La zone habitable est la zone où l eau est liquide Le système de Kepler 62: étoile de type K2V : 0,69 Mo ; L = 0,21 Lo ; T = 4900 K à 1200 a.l. du Soleil cinq planètes, dont les deux plus lointaines sont des «super-terres» peut-être habitables Kepler 62e: M = 1,6 M T ; D = 0,43 UA ; P = 122 jours Kepler 62f : M = 1,4 M T ; D = 0,72 UA ; P = 267 jours Mars Terre K 62 f K 62 e 1/ D D = 0,5 0,27 UA

6 Une plongée dans le système de Kepler 62

7 L effet de serre : pourquoi Vénus est-elle si chaude? F F T 0 T 0 T 1 4 F T 0 bilan au sol bilan atmosphère F T 0 T1 2T T 4 1 F T0 1/ 4 F T0 T 1/ 4 1/ 4 1 T0 1, 19 2 T 0 1/ 4 Avec n couches absorbantes: T n ( n 1) T0

8 Dans la chaleur des étoiles Les étoiles sont chauffées de l intérieur et émettent de la lumière depuis leur surface: T s : de 3000 K (étoile rouge) à K (étoile bleue). Le Soleil (5800 K) est une étoile jaune. Une étoile se comporte (en 1 ère approximation) comme un «corps noir» L 2 4 4R T

9 La classification spectrale et le diagramme HR (Hertzsprung-Russel) La «pierre de Rosette» de la physique stellaire

10 Le diagramme HR donne le rayon, l état évolutif, la distance d une étoile, etc Type spectral température luminosité (L) On mesure le flux reçu sur Terre: F L 4D 2 On en déduit: D L 4F Exemple: Kepler 62 Type spectral K2 ; T = 4900 K L ~ 0,2 Lo = 8 x W Flux reçu de l étoile: F = W/m 2 D ~ 1000 années lumière

11 Quelle est la température au centre des étoiles? Deux manières de l obtenir: équilibre hydrostatique: (M, R : masse, rayon de l étoile; m : masse molaire du gaz) transfert du rayonnement: T c T GMm R R gp R l 1/ 4 c T s (R, T s : rayon, température de surface de l étoile; l : libre parcours moyen des photons) Cas du Soleil: M = kg ; R = km ; m = 0,6 g ; l ~ 1 cm équilibre hydrostatique : T c 10 x 10 6 K transfert du rayonnement : T c 3 x 10 6 K Ces températures permettent aux réactions nucléaires de fusion de se produire: source d énergie des étoiles!

12 Les réactions nucléaires Deux noyaux doivent s approcher à courte distance pour fusionner Mais ils sont d abord repoussés par la force électrostatique : F elec Z Z r effet tunnel Séquence principale du diagramme HR: combustion de l hydrogène Hélium température typique : T = x 10 6 K

13 Les phases géantes et supergéantes Quand il n y a plus d hydrogène au centre: le cœur se contracte et s échauffe l enveloppe se dilate 3 He C ; 4 He O (T 10 8 K) Étoiles de petite masse M > 8 Mo: phase nébuleuse planétaire et naine blanche Étoiles de grande masse M > 10 Mo: C + C Ne, Mg ; Z 1 = Z 2 = 6 T 36x x 10 6 K O + O Si, S ; Z 1 = Z 2 = 8 T 64x K Si + Si Fe ; Z 1 = Z 2 = 14 T 196x15 3 x 10 9 K Effondrement puis rebond du cœur de fer Supernova!

14 Tous les éléments à partir du carbone sont fabriqués dans les étoiles! William Fowler: prix Nobel de Physique 1983 «L écosystème galactique» Les étoiles de la galaxies s enrichissent petit à petit en éléments lourds. Dans le Soleil en fraction de masse: H : 78% ; He : 28% ; éléments à partir de C : 2%

15 Du plus chaud au plus froid: les grains interstellaires Certains des matériaux rejetés par les étoiles (graphite, silicates, Fe, etc) se condensent en grains Collecteur de poussières de la mission Stardust Ces grains absorbent la lumière des étoiles et se refroidissent en émettant du rayonnement infrarouge La galaxie d Andromède en lumière visible et en IR lointain (200 mm) par le satellite Herschel (ESA) l pic T 2,910 3 m.k Avec l pic = 200 mm = m T = 14,5 K!

16 La température de l Univers Peut-on vraiment parler de température de l Univers? Oui, jusqu à ans après le Big-Bang : T > 3000 K ; l hydrogène est ionisé, lumière et matière sont fortement couplées et partagent la même température. Après la recombinaison, lumière et matière sont découplées, l Univers devient transparent. La dernière lumière présente juste avant le découplage se propage librement jusqu à nous. Elle est décalée vers le rouge d un facteur 1000 en raison de l expansion de l Univers.

17 Elle porte l empreinte de l état de l Univers au moment du découplage

18 Vers les premiers instants A trois minutes la nucléosynthèse primordiale Au-dessus de 10 9 K : juste des protons, des neutrons et des électrons Vers 10 9 K (3 mn) : nucléosynthèse 25% d hélium En dessous de 10 9 K : tout est «gelé» ; les concentrations n évoluent plus