de l`introduction - Université de Montréal

PHY 3700
Atmosphère et environnement stellaires
Pierre Bergeron
Département de physique
Université de Montréal
Un survol de l’Univers - Le Hubble Deep Field
Une galaxie
Notre galaxie
Des amas ouverts
Des amas globulaires
Des nébuleuses (nuages de gaz)
Des nébuleuses à réflexion
Un des principaux constituants
de notre Univers visible : les étoiles
«Les astres ne nous étant accessibles que par la vue, il est clair que leur
existence doit nous être plus imparfaitement connue qu’aucune autre,
ne pouvant ainsi comporter d’appréciation décisive qu’envers les
phénomènes les plus simples et les plus généraux, seuls réductibles à
une lointaine exploration visuelle. Cette inévitable restriction nous
interdit donc, non seulement toute spéculation organique, mais
aussi les plus éminentes spéculation inorganiques, relatives à leur
nature chimique ou même physique.»
Auguste Comte, 1844
Traité philosophique d’astronomie populaire
Nous allons dans ce cours
démontrer le contraire!
1798-1857
Importance au Département de physique
de l’Université de Montréal :
PHY 3700 - Atmosphère et environnement stellaires
Étude des modèles d'atmosphères stellaires et de matière interstellaire.
Propriétés du plasma atmosphérique. Éléments de transfert radiatif.
Opacité radiative. Atmosphère grise. Modèles d'atmosphères standards.
PHY 3710 - Structure et évolution stellaires
Équations fondamentales de la structure stellaire. Conditions physiques à
l'intérieur des étoiles. Thermodynamique. Transport d'énergie. Réactions
thermonucléaires. Chaînes de réactions nucléaires. Éléments d'évolution
stellaire.
http://www.astro.umontreal.ca/~bergeron/PHY3700/
(notes de cours, cahier de notes, cartable)
Qu’est-ce qu’une atmosphère stellaire ?
Atmosphère
L’étude des atmosphères (PHY 3700), de la structure et
de l’évolution stellaires (PHY 3710) fait partie d’un vaste
champ de recherche appelé «astrophysique théorique».
du point de vue de la théorie
(et non de l’observation)
astrophysique théorique
astronomie + physique
 applications de la physique fondamentale
aux «objets» astronomiques dans l’Univers
(incluant l’Univers lui-même!)
L’Univers est un immense laboratoire où l’on rencontre
des conditions physiques impossibles à reproduire sur
Terre
• Densités de 10-25 g/cm3 (milieu interstellaire)
à 1015 g/cm3 (étoiles à neutrons)
• Température de 2.7 K (rayonnement fossile)
à 1015 K (premières secondes de l’Univers)
• Tous les domaines de longueur d’onde (du
radio au rayons gamma)
• Vitesses relativistes (0,99 c dans les jets)
La mécanique
La loi de la gravitation universelle
Électromagnétisme (rayonnement électromagnétique)
Physique des plasmas
Ce que l’astrophysicien
peut en déduire…
• Composition chimique
• Température
• Densité
• Vitesse radiale
• Champ magnétique
• Rotation
Mécanique quantique (physique atomique)
Thermodynamique et mécanique statistique
• Relation température,
volume, pression, densité
• Calcul des populations
• Chaleur spécifique
• Énergie interne
• Distribution de vitesses
• Entropie
• Transition de phases
Physique nucléaire
Calculs de modèles théoriques (souvent idéalisés)
« If the sun did not have a magnetic
field, it would be as boring a star as
most astronomers believe it to be »
(Attribué à R.B. Leighton)
Revenons aux atmosphères des étoiles…
• L’information reçue des objets astronomiques
nous provient du rayonnement électromagnétique
• Les étoiles, milieu interstellaire  gaz composé
d’ions, électrons, photons
• L’étude de l’interaction rayonnement-matière
matière-matière et le transfert de ce rayonnement
sera au coeur de notre étude
Processus astrophysiques
PHY 3700
PHY 3710
On voudra :
1) calculer la structure
thermodynamique
de la surface stellaire
2) prédire le flux
émergent en fonction
de la longueur d’onde
(ou de la fréquence)
Comparaison aux données d’observation