Robert Moscovitch - Association Science Ouverte

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
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)
1/ D
Mercure
317
590
0,3
1,8
Vénus
462
735
0,72
1,2
Terre
16
289
1
1
Mars
- 46
227
1,52
0,81
Cérès
- 106
167
2,77
0,6
Jupiter
- 148
125
5,2
0,44
Saturne
- 178
95
9,5
0,32
Uranus
- 214
59
19,2
0,23
Neptune
- 226
47
30
0,18
Pluton
- 229
44
48,9
0,14
Ve
Me
T
Ma
Ce
J
Sa
Ur
Pl
Ne
1/ D
On constate que
T (K ) 
1
D
sauf pour Vénus (et Mercure)
Peut-on comprendre ce résultat et l’exception vénusienne ?
Chauffage du sol par l’étoile = Refroidissement par rayonnement IR
L (sur Terre avec Soleil au zénith 1400 W/m2 )
4D 2
4
• Flux perdu par rayonnement : Fray   T (loi de Stefan)
• Flux reçu : F 
Chauffage = Refroidissement :
1/ 4
→
 L 
T 

 4 

F  Fray
1
D
+ effets géométriques + abédo …
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 MT ; D = 0,43 UA ; P = 122 jours
Kepler 62f : M = 1,4 MT ; D = 0,72 UA ; P = 267 jours
Terre
K 62 e
Mars
K 62 f
1/
D
D = 0,5
0,27 UA
Une plongée dans le système de Kepler 62
L’effet de serre : pourquoi Vénus est-elle si chaude?
F
F
T0
T0
T1
F  T04
← bilan au sol →
F  T04  T14
bilan atmosphère →
2T04  T14
1/ 4
1/ 4
F
 T0   
 
F
T0   
 
T1  21/ 4 T0  1,19T0
1/ 4
Avec n couches absorbantes: Tn  (n  1) T0
Dans la chaleur des étoiles
Les étoiles sont chauffées de l’intérieur et émettent de la lumière depuis leur surface:
Ts : de 3000 K (étoile rouge) à 50 000 K (étoile bleue).
Le Soleil (5800 K) est une étoile jaune.
Une étoile se comporte (en 1ère approximation) comme un « corps noir »
 L  4R 2 T 4
La classification spectrale et le diagramme HR (Hertzsprung-Russel)
La « pierre de Rosette » de la physique stellaire
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
4D 2
On en déduit: D 
L
4F
Exemple: Kepler 62
• Type spectral K2 ; T = 4900 K → L ~ 0,2 Lo = 8 x 1025 W
• Flux reçu de l’étoile: F = 6 10-14 W/m2
→ D ~ 1000 années lumière
Quelle est la température au centre des étoiles?
Deux manières de l’obtenir:
• équilibre hydrostatique:
Tc 
GMm
RRgp
(M, R : masse, rayon de l’étoile; m : masse molaire du gaz)
1/ 4
R
• transfert du rayonnement: Tc   
l
 Ts
(R, Ts : rayon, température de surface de l’étoile; l : libre parcours moyen des photons)
Cas du Soleil: M = 2 1030 kg ; R = 700 000 km ; m = 0,6 g ; l ~ 1 cm
• équilibre hydrostatique : Tc ≈ 10 x 106 K
• transfert du rayonnement : Tc ≈ 3 x 106 K
Ces températures permettent aux réactions nucléaires de fusion de se produire:
→ source d’énergie des étoiles !
Les réactions nucléaires
Deux noyaux doivent s’approcher à courte distance pour fusionner
Mais ils sont d’abord repoussés par la force électrostatique :
Felec
Z1Z 2
 2
r
effet tunnel
Séquence principale du diagramme HR: combustion de l’hydrogène → Hélium
• température typique : T = 10 - 20 x 106 K
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 ≈ 108 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 ; Z1 = Z2 = 6 → T ≈ 36x15 ≈ 500 x 106 K
O + O → Si, S ; Z1 = Z2 = 8 → T ≈ 64x15 ≈ 109 K
Si + Si → Fe ; Z1 = Z2 = 14 → T ≈ 196x15 ≈ 3 x 109 K
Effondrement puis rebond du cœur de fer
→ Supernova !
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%
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)
lpic T  2,9 103 m.K
Avec lpic = 200 mm = 2 10-4 m
→ T = 14,5 K !
La température de l’Univers
Peut-on vraiment parler de température de l’Univers ?
• Oui, jusqu’à 380 000 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.
Elle porte l’empreinte de l’état de l’Univers au moment du découplage
1989
2001
2009
Vers les premiers instants…
A trois minutes…
… la nucléosynthèse primordiale
Au-dessus de 109 K :
 juste des protons, des neutrons et des électrons
Vers 109 K (3 mn) :
 nucléosynthèse → 25% d’hélium
En dessous de 109 K :
 tout est « gelé » ; les concentrations n’évoluent plus