Le Soleil Les étoiles

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1 Le Soleil Les étoiles

2 Le soleil est une étoile paramètres: Rayon: km ~ 109 rayons terrestres Masse: kg ~ masses terrestres Luminosité: W Température de surface: 5770 K Densité de surface: ~ g/cm 3 ~ 10-4 atmosphère terrestre Température centrale: ~ 14 millions K Densité centrale: ~ 150 g/cm 3 ~ 8x densité de l or Distance de la terre: 150 million km = 1 UA Age: ~ 5 milliards d années

3 La structure du soleil

4 La structure du Soleil Zone dimensions (R= température densité (rayon du soleil) (degrés K) (en kg/litre) Cœur nucléaire R millions K Zone radiative R 7 1 million K 10 1 Interne Zone convective million K Photosphère épaisseur ~6000 K de ~350 km Chromosphère ~3000 km au K dessus de la surface Couronne étendue: des 1 10 millions K millions de km

5 L observation du Soleil Lumière blanche: photosphère Raie CaII chromosphère UV: Chromosphère/ couronne Rayons X: couronne Chaque longueur d onde correspond a une zone du Soleil

6 Le champ magnétique du Soleil est très important pour les phénomènes observée (taches solaire, protubérance, etc.) s étend jusqu à la terre l activité du soleil est liée aux champs magnétiques

7 La granulation de la surface due à des tubes de champ magnétique en évolution constante

8 Les taches solaires Zone sombre se manifestant par intermittence sur la surface apparente du Soleil (c'est à dire sur la photosphère). De température inférieure d'environ 1500 K à celle des régions voisines, les tâches solaires sont le siège d'un champ magnétique intense. L'intensité et le déplacement de ces taches présente un cycle de onze ans.

9 Les protubérance Éjection de matière qui a lieu sur la couronne Les lignes de champs s ouvre et laissent partir le plasma

10 Le vent solaire les particules de gaz dans la couronne sont ionisées les particules chargées en mouvement suivent les lignes du champ magnétique dans les régions les moins denses de la couronne, des lignes de champ magnétique s ouvrent les particules de gaz peuvent s échapper la distribution et la vitesse du vent solaire sont très différentes selon la phase du cycle solaire ( km/s) Perte de masse: 10 9 kg/sec = M soleil /yr

11 La machine Soleil L origine de l énergie solaire: énergie nucléaire E = m c 2 Environ kg/sec sont converti en énergie Fusion: transformation de 4 protons en un noyau de hélium + 2 positrons + rayons γ + énergie Durée de vie ~10 milliards d années

12 Les étoiles

13 Magnitudes apparentes et absolues Étoile d un rayon R et d une luminosité L=4πR 2 σt 4 Flux à une distance D: F=L/(4πD 2 ) Magnitude apparente: m=-2.5log(f)+c Magnitude absolue: magnitude à une distance fixe=10 pc: avec la distance D en pc M=m-5log(D pc /10)

14 Les distances aux étoiles Parallaxe géométrique Parallaxe dynamique (<500 pc) étoiles doubles visibles (<300 pc): 3me loi de Kepler (a 3 /P 2 =M 1 +M 2 ) + relation masseluminosité Parallaxe statistique (groupe homogène d étoiles): mouvement propre: <µ> (``/an) vitesse tangentielle: v T prop. à µd <V T >=2 0.5 <V R >

15 Les distances aux étoiles Méthode spectroscopique: spectre -> M 5 log D pc = 5 + m - M Chandelles cosmiques: étoiles variables: période -> M novae: courbe de luminosité temporelle -> M amas globulaires: profile spatiale de luminosité -> M supernovae: courbe de luminosité temporelle -> M

16 La taille des étoiles Mesure directe (très bonne résolution) Pour les étoiles a distance et température connues: L=4πR 2 σt 4 Utilisation d éclipses pour les doubles étoiles Méthode pour les étoiles pulsantes

17 La masse des étoiles Étoiles doubles: 3me loi de Kepler Chaque type spectrale d une étoile sur la séquence principale correspond à une certaine gamme de masse Classe masse (solaire) T max (K) T min couleur raies d'absorption O bleue azote, carbone, hélium et oxygène B bleue-blanche hélium, hydrogène A blanche hydrogène F jaune-blanche métaux: fer, titane, calcium, strontium et magnésium G jaune(comme le soleil) calcium, hélium, hydrogène et métaux K jaune-orange métaux et oxyde de titane M rouge métaux et oxyde de titane

18 La relation masse - luminosité L étude des étoiles doubles a permis d établir une relation masse luminosité log (L/L soleil )=n log (M/M soleil ) L/L soleil = (M/M soleil ) n M=1 60 M soleil : n=4 M< 0.8 M soleil : n=2.4 M>60 M soleil : n=2

19 Le diagramme de Hertzsprung- Russel Introduit en 1905 par le danois Hertzsprung, et retrouvé en 1913 par H. Russel. Abscisse: Température effective de surface (T eff ) Ordonnée: Luminosité (énergie totale rayonnée par unité de temps) Diagramme de Hertzsprung-Russel

20 Le diagramme de Hertzsprung- Russel Rayon de l étoile: 100R L = 4π R 2 σ (Teff) 4 Surface de l étoile Luminosité du corps noir par unité de surface σ = constante de Stefan- Boltzmann 0.01R 1R Diagramme de Hertzsprung-Russel

21 Température effective Lien entre T eff et la longueur d onde du maximum d émission pour un corps opaque T eff = 2900 K / λ max (loi de Wien) Il faut mesurer le flux à beaucoup de λ différents + Corriger du rougissement par les poussières... Energie rayonnée aux différentes longueurs d ondes par un corps opaque λ(nm)

22 Observer en couleurs Les récepteurs de télescopes Usage de filtres Johnson: U (UV), B (bleu), V (visible), R (rouge), I (infrarouge)

23 Le diagramme de Hertzsprung- Russel avec les couleurs Indice de couleurs (B-V): négatif -> bleu

24 Raies d absorption et d émission Couche externe plus froide que l étoile: raies d absorption Nébuleuse plus chaude que le fond: raies d émission 10 K

25 Classification spectrale Autre indice de la température de surface de l étoile: les raies spectrales en absorption qui apparaissent après dispersion de la lumière (prisme, réseau): plus les niveaux atomiques qui absorbent sont difficiles à exciter, plus l étoile doit être chaude. Classes d étoiles définies en fonction du type de raies dans le domaine optique par Annie Jump Cannon et Edward Pickering. Correspondance avec Teff établie sur des étoiles «standard» bien étudiées à toutes les longueurs d onde.

26 Classification spectrale O: Hélium ionisé B: Hélium neutre A: Hydrogène F: Métaux ionisés G: Métaux ionisés et neutres K: Métaux neutres M: Oxyde de Titane

27 Les spectres stellaires

28 Les spectres stellaires

29 La séquence principale La plupart des étoiles sont sur une diagonale: la séquence principale (SP); Longue phase d équilibre où la production d énergie par fusion de l Hydrogène compense exactement les pertes d énergie par rayonnement. La position sur la SP dépend de la masse Diagramme de Hertzsprung-Russel

30 L évolution stellaire Au cours de sa vie, chaque étoile parcourt une trajectoire particulière dans le diagramme HR, qui dépend uniquement de sa masse (et composition) Evolution post-séquence principale du soleil (dans 5 milliards d années): géante rouge (fusion de l Hélium) puis naine blanche. Diagramme de Hertzsprung-Russell

31 L évolution stellaire

32 L évolution stellaire Pour une étoile d environ une masse solaire: Effondrement d un nuage gazeux -> proto-étoile (30 millions d années) Séquence principale -> fusion d hydrogène en hélium (10 milliards d années) Étoile à cœur d hélium calme + couche d hydrogène en fusion: géante rouge (100 millions d années) À la fin: éclair (flash) d hélium Fusion d hélium -> branche horizontale des géantes rouges (10000 années) Cœur de C et O calme, couche extérieure d hélium en fusion Instabilité thermique -> étoile variable de longue durée Instabilité finale: éjection de 10% la masse de l étoile -> nébuleuse planétaire Le cœur reste et se refroidi -> naine blanche

33 Les nébuleuses planétaires N a rien avoir avec une planète. Quand une étoile de masse moyenne (moins de 3 masses solaires) vieillit et a fini de consommer tout son hélium, son coeur s'effondre pour former une naine blanche, tandis que les couches externes sont expulsées par la pression de rayonnement. Ces gaz forment un nuage de matière qui s'étend autour de l'étoile à une vitesse de 20 à 30 kilomètres par seconde ( km/h). Ce nuage est ionisé par les ultraviolets émis par l'étoile encore très chaude ( K).

34 Les supernovae Une supernova est une étoile dont la magnitude augmente considérablement en quelques jours, au point de la faire apparaître comme une «nouvelle» étoile. Évènement cataclysmique, une supernova résulte de l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive. L'effondrement intervient lorsque le coeur de l'étoile est constitué de fer : élément le plus stable, sa fusion ne produit pas d'énergie. En conséquence, la pression interne n'est plus suffisante pour soutenir les couches supérieures qui s'écrasent sur le cœur.