Introduction à la physique stellaire
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La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Introduction à la physique stellaire GLST 202 E. Josselin Université Montpellier II E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 1/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 2/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 3/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Rappel : Modèle standard de l’Univers Expansion de l’Univers (v = Hd, H = constante de Hubble) Fonds diffus cosmologique (CMB, rayonnement à 3 K, observations COBE, WMAP, Planck) Nucléosynthèse primordiale (H, He, Li) ⇒ âge de l’Univers = 13.7 109 ans (≈ 1/H) Découplage matière - rayonnement à 3 105 ans ⇒ CMB Fluctuations ⇒ Formation des premières structures 90% d’hydrogène ! E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 4/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Cartographie WMAP E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 5/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Structure de notre Galaxie Rayon de la Galaxie ∼ 15 (disque brillant) à 25 kpc Luminosité : 3.6 1010 L (1/3 dans l’infrarouge) Masse : 13 1011 M N.B. Courbe de rotation déterminée par effet Doppler 3e loi de Kepler ⇒ mise en évidence d’un halo de matière sombre Le Soleil dans la Galaxie : - Distance au centre : 8.5 kpc - Vitesse de rotation : 220 km/s Contenu de la Galaxie : - Populations stellaires : bulbe, disque, halo (amas globulaires) - Gaz (2 à 6 109 M , M(H2 ) / M(H) ∼ 1) - Rayons cosmiques, champ de rayonnement ... E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 6/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Simulation à partir des données Spitzer (infrarouge) E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 7/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Observations multi-longueurs d’onde E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 8/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire La Voie Lactée Origine et structure Structure de notre Galaxie Une galaxie spirale barrée, âgée de ∼ 12 109 ans Formation stellaire ∼ 3 M / an Le Centre Galactique : - ∼ 106 M dans r < 1 pc ! - Amas stellaires supermassifs, trou noir supermassif E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 9/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 10/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Rappels sur le rayonnement Nature du rayonnement La lumière = onde électromagnétique Ibn Sahl (983) : loi de la réfraction Snell (1621), Descartes (1637) : optique géométrique Newton(1675) : corpuscules de lumière Rømer (1676) : vitesse finie de la lumière Fresnel (1815) : optique ondulatoire Maxwell : électromagnétisme (c constante) Planck (1900) : quantas de lumière : E = hν = hc/λ Einstein (1905-1917) : effet photoélectrique, théorie quantique du rayonnement E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 11/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Rappels sur le rayonnement Nature du rayonnement E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 12/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Rappels sur le rayonnement Lois de Kirchhoff & Bunsen Absorption et émission un gaz "dense" et "chaud" produit un rayonnement continu un gaz "chaud" et "diffus" produit des raies spectrales brillantes (raies d’émission) un gaz "froid" et "diffus" devant une source de rayonnement continu produit des raies spectrales sombres (raies d’absorption) dans le spectre continu. E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 13/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Rappels sur le rayonnement Le corps noir Fonction de Planck 2πhc 2 1 λ5 exp[(hc/λ)/(kT )] − 1 Z ∞ B(T ) = Bλ (T )dλ = σ T 4 Bλ (T ) = 0 σ = 5.67 10−8 W m−2 K−4 λmax T = 2897µm.K E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 14/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Rappels sur le rayonnement Le corps noir Application aux étoiles Flux = puissance rayonnée par unité de surface (en W/m2 ) On définit la température effective : température d’un corps noir rayonnnant le même flux Luminosité = Flux × Surface F = σ Tef4 f E. Josselin | Introduction à la physique stellaire S = 4πR?2 15/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Rappels sur le rayonnement Spectroscopie Hydrogen Atom E=0 n= E = – 0.85 eV, n = 4 Ionization >13.6 eV < 91.2 nm E = – 1.51 eV, n = 3 Balmer series (emission) E = –3.40 eV, n = 2 H line H H 1.89 eV, 2.55 eV 2.86 eV 656.2 nm 486.1 nm 434.0 nm (red) (blue) H 3.02 eV 410.1 nm (violet) 13.6 eV 91.2 nm Lyman series (absorption) Lyman alpha line 10.2 eV, 121.5 nm (ultraviolet) Hyperfine splitting E = – 13.61 eV, n = 1 (ground state) Fig. 10.1: Astronomy Methods (CUP), ©H. Bradt 2004 E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 1420 MHz 6 10–6 eV (not to scale) 16/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Rappels sur le rayonnement Spectroscopie E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 17/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 18/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Présentation générale Carte d’identité Luminosité : 3.83 1026 W Rayon 6.96 108 m Masse 1.99 1030 kg Température de 5780 K (surface) à 15 106 K (coeur) Age : 4.6 109 ans Composition chimique : 73.5% H, 25% He, 1.5% "métaux" E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 19/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Présentation générale E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 20/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Présentation générale Principes de base Equilibre hydrostatique : s r γp γkT cs = = ρ µmH T ≥ Tef f γ∼1 ts ≈ R /cs ≤ 105 s ∼ 1 jour Equation d’état : loi des gaz parfaits v ≈ mH /2 ≈ 10−29 m3 1 fm3 ρc (ρc ≈ 105 kg m−3 ) stationarité (∂/∂t = 0) Perte de masse Ṁ ≈ 10−14 M /an ⇒ négligeable (M ∼ constante) E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 21/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Réactions nucléaires Fusion de l’hydrogène I T ≈ 15 106 K ρ ≈ 1.6 105 kg m−3 ⇒ fusion des noyaux d’hydrogène possible (énergie cinétique vs. répulsion coulombienne) 4 1 H → 4 He + 2 νe + γ m(H) = 1,007825 u.m.a ; m(He) = 4,002603 u.m.a. (1 u.m.a. = 1,661 10−27 kg) ⇒ m(He) < 4 m(H) ! ⇒ conversion masse - énergie (énergie de liaison) : E = ∆ m c2 = 4.29 10−12 J / réaction Le soleil est à l’équilibre (hydrostatique) : Energie produite = Energie rayonnée ⇒ 1038 réactions / seconde ! E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 22/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Réactions nucléaires Fusion de l’hydrogène II La densité est trop faible ( !) pour que les réactions à 3 ou 4 particules soient possibles. ⇒ chaînes proton-proton + 1 H → 2 D + e+ + γ + 1 H → 3 He + γ 3 He + 3 He → 4 He +4 1 H 1H 2D Détection des neutrinos solaires sur Terre (prix Nobel 2004) ⇒ validation des prédictions de la modélisation du Soleil ⇒ progrès en physique des particules (masse des neutrinos) E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 23/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Réactions nucléaires E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 24/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Réactions nucléaires E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 25/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Réactions nucléaires Durée de vie du Soleil N.B. énergie chimique et énergie gravitationnelle insuffisantes ! (XIXe siècle : durée de vie ∼ 30 106 ans ⇒ contradiction avec la géologie) Echelle de temps de Kelvin-Helmholtz τK H ≈ Eg GM?2 ≈ ≈ 1015 sec ≈ 30 106 ans L R ? L? Echelle de temps nucléaire τnuc ≈ E. Josselin | Introduction à la physique stellaire Enuc ≈ 1010 ans L? 26/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Structure interne Transport de l’énergie Zone radiative : ∼ 70% du rayon, 98% de la masse Transport de l’énergie par diffusion des photons ⇒ δt ∼ 106 ans Tachoclyne : T ≈ 2 106 K (mesure par héliosismologie) Zone convective : mouvements macroscopiques de matière (poussée d’Archimède) ⇒ δt ∼ quelques mois (Destruction des éléments légers, par ex. Li) E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 27/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Structure interne E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 28/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Atmosphère du Soleil Stratification de l’atmosphère Photosphère : zone d’où provient le rayonnement visible du Soleil Inhomogénéités : granulation, spicules et taches solaires Chromosphère : T ≈ 8000 K, altitude ≈ 1500 km Observations : éclipses solaires, coronographie Chauffage : convection, champ magnétique Couronne : T ≈ 106 K Observations : protubérances, éruptions solaires Vent solaire : vitesse ∼ 500 à 800 km/s Ejection de protons et électrons ⇒ météo spatiale (aurores polaires, orages magnétiques) E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 29/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Atmosphère du Soleil E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 30/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Atmosphère du Soleil E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 31/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Atmosphère du Soleil E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 32/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Le Soleil Spectre du Soleil E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 33/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 34/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Classification spectrale E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 35/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Classification spectrale Oh be a fine girl/guy kiss me ! Classification empirique : critères de base (visible) O (28000-50000 K) : raies de He+ , raies faibles de H (Balmer) B (10000-28000 K) : raies de H, raies moyennes de H A (7500-10000 K) : très fortes raies de H F (6000-7500 K) : raies moyennes de H et Ca+ G (5000-6000 K) : raies faibles de H, raies fortes de Ca+ K (3500-5000 K) : raies des "métaux" (neutre et ionisé 1 fois), quelques bandes moléculaires (hydrures) M (2500-3500 K) : bandes moléculaires fortes (oxides) L, T, Y : naines brunes E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 36/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Classification spectrale E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 37/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Classification spectrale Classes de luminosité 0 hypergéantes Ia supergéantes brillantes Ib supergéantes II géantes brillantes III géantes IV sous-géantes V naines / Séquence Principale (VI : naines sous la Séquence Principale) Soleil () : type G2 V. E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 38/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Diagramme HR E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 39/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Diagramme HR Le diagramme HR Découverte : E. Hertzsprung & H.N. Russell (1911-1913) Classification et évolution stellaire ! Séquence principale : - 90% des étoiles ! Fusion de l’hydrogène - séquence de masse (0.08 à ∼100 M ) L ∝ M 3 ⇒ ∆t ∝ M ∝ M −2 L Etoile de 0.1 M : durée de vie ≈ 1012 ans ! ! ! (> âge de l’Univers) Etoile de 10 M : durée de vie ≈ 108 ans Etoile de 100 M : durée de vie ≈ 106 ans N.B. Les étoiles les plus massives sont les plus rares (cf. formation stellaire) E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 40/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Diagramme HR L = 4πR 2 σ Tef4 f http://www.astroex.org/french/index.php (Nb. 4) E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 41/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Les étoiles Diagramme HR E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 42/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Outline 1 La Voie Lactée 2 Les lois du rayonnement 3 Le Soleil 4 Les étoiles 5 Evolution stellaire E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 43/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Evolution stellaire Formation stellaire Modèle de la nébuleuse primitive Observations : globules de Bok, EGGs (Evaporating Gaseous Globules) Kant & Laplace : effondrement gravitationnel d’un nuage interstellaire 3 kT − 2 4πρ 3 1/3 GmH M 2/3 = 0 Nuages interstellaire : T ≈ 10 K, n ≈ 103 cm−3 ⇒ M≈ 15 M ⇒ Fragmentation au cours de l’effondrement ! (effet de l’opacité crossiante du nuage au rayonnement) Rotation et friction ⇒ formation d’un disque protoplanétaire Remarque : problème de conservation du moment cinétique ... ... résolu par la découverte du vent solaire ! (soupo̧nné par Kepler : queues cométaires) E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 44/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Evolution stellaire Formation stellaire E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 45/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Evolution stellaire Formation stellaire E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 46/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Evolution stellaire Evolution sur la Séquence Principale Evolution quasi-statique Fusion de H au coeur ⇒ appauvrissement de H ⇒ contraction du coeur ⇒ taux de réaction et température du coeur augmentent ⇒ chauffage, donc dilatation de l’enveloppe : R et L augmentent. E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 47/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Evolution stellaire Evolution post- Séquence Principale Vers la branche des géantes rouges Epuisement de l’hydrogène au coeur ⇒ contraction ⇒ T, ρ augmentent dans une couche qui "s’allume". Evolution rapide, à L∼ constante (R augmente, T diminue) ⇒ géante rouge Début de la combusion de He (Tc ≈ 108 K) ⇒ Formation d’un coeur de C & O (inerte) Fusion de H & He en couches. Instabilités ⇒ pulsations ⇒ perte de masse intense (jusqu’à 10−4 M /an !) Formation d’une enveloppe de gaz et de poussières, puis d’une nébuleuse planétaire E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 48/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Evolution stellaire Evolution des étoiles massives Des usines chimiques Densité au coeur plus faible ⇒ coeur de C & O non dégénéré Cycle : chauffage de coeur → fusion nucléaire → contraction du coeur Temps de fusion : C : 170 ans - Ne : 1.2 ans - O : 0.51 ans - Si : 1.5 jours Fin du cycle : noyau de fer ... Supernova ! E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 49/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Evolution stellaire Evolution des étoiles massives E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 50/51 La Voie Lactée Les lois du rayonnement Le Soleil Les étoiles Evolution stellaire Evolution stellaire Abondances cosmiques E. Josselin | Introduction à la physique stellaire 51/51
