Le Soleil Les étoiles

Le Soleil
Les étoiles
Le soleil
• est une étoile
• paramètres:
Rayon:
Masse:
Luminosité:
Température de surface:
Densité de surface:
Température centrale:
Densité centrale:
Distance de la terre:
Age:
695997 km ~ 109 rayons terrestres
1.989 1030 kg ~ 333000 masses terrestres
3.826 1026 W
5770 K
~5 10-7 g/cm3 ~ 10-4 atmosphère terrestre
~ 14 millions K
~ 150 g/cm3 ~ 8x densité de l’or
150 million km = 1 UA
~ 5 milliards d’années
La structure du soleil
La structure du Soleil
Zone
température
(degrés K)
densité
(en kg/litre)
Cœur nucléaire 0 – 0.03 R
13 – 15 millions K
160 – 5
Zone radiative 0.3 – 0.7 R
Interne
Zone convective 0.7 – 0.999
7 – 1 million K
10 – 1
1 million – 15000 K
1 – 3 10-6
Photosphère
~6000 K
3 10-6 – 10-7
4000 – 20000 K
10-7 – 10-13
1 – 10 millions K
10-13 – 10-17
Chromosphère
Couronne
dimensions (R=
(rayon du soleil)
épaisseur
de ~350 km
~3000 km audessus de la surface
étendue: des
millions de km
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
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
La granulation de la surface
• due à des tubes de
champ magnétique
• en évolution
constante
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.
Les protubérance
• Éjection de matière
qui a lieu sur la
couronne
• Les lignes de champs
s’ouvre et laissent
partir le plasma
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 (200 – 900
km/s)
• Perte de masse: 109 kg/sec = 2 10-14 Msoleil/yr
La machine Soleil
• L’origine de l’énergie solaire: énergie
E = ∆m c2
nucléaire
• Environ 5 109 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
Les étoiles
Magnitudes apparentes et
absolues
• Étoile d’un rayon R et d’une luminosité
L=4πR2σT4
• Flux à une distance D: F=L/(4πD2)
• Magnitude apparente: m=-2.5log(F)+C
• Magnitude absolue: magnitude à une
distance fixe=10 pc:
M=m-5log(Dpc/10)
avec la distance D en pc
Les distances aux étoiles
• Parallaxe géométrique
• Parallaxe dynamique (<500 pc)
étoiles doubles visibles (<300 pc):
3me loi de Kepler (a3/P2=M1+M2) + relation masseluminosité
• Parallaxe statistique (groupe homogène d’étoiles):
mouvement propre: <µ> (``/an)
vitesse tangentielle: vT prop. à µD
<VT>=20.5<VR>
Les distances aux étoiles
• Méthode spectroscopique: spectre -> M
5 log Dpc = 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
La taille des étoiles
• Mesure directe (très bonne résolution)
• Pour les étoiles a distance et température
connues: L=4πR2σT4
• Utilisation d’éclipses pour les doubles
étoiles
• Méthode pour les étoiles pulsantes
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
O
80
60 000
30 000
oxygène
B
20
30 000
10 000
hydrogène
A
3
10 000
7 500
F
2
7 500
6 000
titane, calcium, strontium et magnésium
G
1
6 000
5 000
calcium, hélium, hydrogène et métaux
K
0.8
5 000
3 500
de titane
M
0.3
3 500
couleur
bleue
raies d'absorption
azote, carbone, hélium et
bleue-blanche
hélium,
blanche hydrogène
jaune-blanche
métaux: fer,
jaune(comme le soleil)
jaune-orange
rouge
métaux et oxyde
métaux et oxyde de titane
La relation masse - luminosité
• L’étude des étoiles doubles a permis
d’établir une relation masse – luminosité
• log (L/Lsoleil)=n log (M/Msoleil)
• L/Lsoleil = (M/Msoleil)n
• M=1 – 60 Msoleil: n=4
• M< 0.8 Msoleil: n=2.4
• M>60 Msoleil: n=2
Le diagramme de HertzsprungRussel
• Introduit en 1905 par le
danois Hertzsprung, et
retrouvé en 1913 par H.
Russel.
• Abscisse: Température
“effective” de surface (Teff)
• Ordonnée: Luminosité
(énergie totale rayonnée
par unité de temps)
Diagramme de Hertzsprung-Russel
Le diagramme de HertzsprungRussel
100R
• Rayon de l’ étoile:
L = 4π R2 σ (Teff)4
Surface de l’étoile
Luminosité du “corps
noir” par unité de
surface
σ = constante de StefanBoltzmann
1 R
0.01R
Diagramme de Hertzsprung-Russel
Température effective
• Lien entre Teff et la
longueur d’onde du
maximum
d’émission pour un
corps opaque
Teff = 2900 K / λmax
(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)
Observer en couleurs
Les récepteurs de télescopes
Usage de filtres
Johnson:
U (UV), B (bleu), V
(visible), R (rouge), I
(infrarouge)
Le diagramme de HertzsprungRussel avec les couleurs
Indice de couleurs (B-V): négatif -> bleu
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
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.
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
Les spectres stellaires
Les spectres stellaires
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
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
L’évolution stellaire
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
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 (70 000 –
100 000 km/h). Ce nuage est ionisé par les
ultraviolets émis par l'étoile
encore très chaude (50 000 - 100 000 K).
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.