Intérieur Evolution Compléments

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La lumière des astres. Intérieur Evolution Compléments. Phm - Observatoire de Lyon. Intérieur des étoiles Evolution. Que se passe-t-il à l’intérieur des étoiles. A part les neutrinos, rien d’observable ne provient de l’intérieur. - PowerPoint PPT Presentation

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  • IntrieurEvolutionComplmentsPhm - Observatoire de Lyon

    La lumire des astres

  • Intrieur des toilesEvolution

    La lumire des astres

  • Que se passe-t-il lintrieur des toilesA part les neutrinos, rien dobservable ne provient de lintrieur.La lumire analyse provient de la photosphre, couche trs mince de ltoile (Soleil : 500 km sur 700 000 km de diamtre.)La thorie permet de construire des modles de structure interne en utilisant les connaissances- en hydrodynamique- en thermodynamique- en physique nuclaireetc....A partir de modles trs simplifis accessibles au calcul analytique, on est arriv des modles ralistes dune grande complexit mais calculable uniquement par ordinateur.Le test de validit : retrouver ce que lon observe la surface de ltoile son stade dvolution.

    La lumire des astres

  • Structure interne 4 paramtres principaux :- la temprature T(r)- la pression P(r)- la masse M(r) l'intrieur du rayon r- la luminosit L(r). autres paramtres- composition chimique (et paramtres spectraux)- masse volumique D(r) fonction de T(r) et P(r) : loi d'quilibre des gaz- production d'nergie avec la composition chimique.- fonction d'opacit J= f(T, D comp. chim.) Conditions aux limitesAu centre :M(r=0) = 0, L(r=0) = 0A la surface, ce sont les paramtres observs :

    M(r) = M, L(r=R) = L, T(R) = 0, P(R) = 0

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  • Structure interneEquations des conditions internes d'quilibre- variation de pression condition mcanique d'quilibre Equilibre hydrostatique Distribution de masse : quation de continuit de masseLes quations d'quilibre dcrivent l'tat dans une mince couche situe entre r et dr- variation de masse D = f(P, T, comp. chim.)- variation de luminosit : quantit d'nergie cre- variation de T : mode de transport de l'nergie (convectif, radiatif)

    La lumire des astres

  • Production d'nergie : g coeff. de production d'nergie f(T,P) gradient de tempraturedpend du mode de transport de l'nergie- transport par conduction peu efficace sauf dans la matire dgnre- transport radiatif- transport convectiffait intervenir les coefficient d'absorption des lments ou opacit et les coefficient d'missivitOpacit grande : transfert radiatif bloqu, chauffement.Le gaz chaud plus lger s'lve dans le gaz froid suprieur plus dense : c'est la convection.Structure interne

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  • Modle solaireCalcul avec les abondances deX (H) 72%, Y (He) 26% Z (autres) 2%

    en masse solaire et un ge de 4,5 109 ansR/RMr/MT(106K)P(103 kg/m2)L(r)/L00,00 15,6 162 0,00 0,150,20 11 58 0,80 0,340,70 6 8 1,00 0,440,85 4,5 2,4 1,00 0,730,98 1,9 0,11 1,00 0,800,99 1,5 0,08 1,00 1,001,00 0,0057 0,00 1,00

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  • Modle stellaire 1 masse solaireSchma

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  • Image du satellite SohoLa ralitLe Soleil

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  • Image du satellite SohoLe 9 mars 2011Le SoleilTerre

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  • Modle stellaire 9 masses solaires

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  • Ractions thermonuclaires Chane proton-protonT< 20 106 K, masse M = M Cycle du carboneT> 20 106 K, masse M >1.5 M Raction 3 alphas T= 108Kquivalent

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  • Ractions aA plus haute temprature, les particules " ragissent avec les lments Combustion du carboneT de 5 8 108K Combustion de l'oxygneT > 1,5 109K Combustion du siliciumT > 3 109KRactions thermonuclaires

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  • Evolution stellaire Echelle de temps nuclaire~10% de l'hydrogne est transform en hlium0.7% de cette masse de matire est convertie en nergieLe temps d'volution nuclaire est de l'ordre de Echelle de temps thermiqueSi les ractions nuclaires stoppaient brusquement, il faudrait un certain temps pour que l'toile vacue toute l'nergie lumineuse emmagasine Echelle de temps dynamiqueTemps que mettrait l'toile s'effondrer sur elle-mme si la gravit venait disparatre brusquement.

    Echelles des temps d'volutionordre de grandeur que met un photon sortir de l'toile.td ~ 1/2 heure pour le soleiltd

  • Evolution stellaireTrois stades

    - contraction vers la squence principale- squence principale- stades d'volution finaleReprsents par des trajets volutifs

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  • Evolution stellaire Contraction vers la squence principale

    Nuages primitif de gaz (molcules et atomes, poussires, rgion HI)Instabilit (gravitationnelle, supernova, naissance voisine...)Effondrement, contractionDimension du nuage 100 1000 u.a.Energie gravitationnelle lve la temprature, rayonnement du gaz:- gaz peu dense : le rayonnement peut sortir, lvation lente- gaz plus dense, rayonnement pig, temprature s'lve1800 K molcule d'hydrogne dcompose (rgion HII)ralentissement de l'lvation de temprature10000 K hydrogne ionise ralentissement du rchauffement105 K tous les corps compltement ioniss

    Dimension de la prototoile : 0.25 u.a.

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  • NbuleuseMessier 42

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  • Evolution stellaireRactions nuclaires commencent : l'toile est ne.Trajets volutifsDans le diagramme HR, l'objet peu chaud et trs lumineux est alors situ en haut gauche (rayonnement infrarouge).Inobservable : enfoui dans un cocon de gaz et poussires.Dans le diagramme HR ltoile est sur la squence principaleZAMSSquence principale dge zroTemprature basse, transfert convectif, Contraction, lvation de la temprature, transfert devient radiatif

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  • Evolution stellaire- temps trs court, effondrement primitif 100 1000 ans trajet vers la squence principale 60000 ans pour une toile de 15 Mu 106 ans pour 0.1 Mu Caractristiques- stade trs difficile observer brivet cach par les poussires et le gaz restant de la formation- observations : Objet Herbig-HaroEtoiles de type T Tauri Pr squence principaleDeux groupes :- toiles de masse > 1.5 Mu- toiles de masse < 1.5 Mu Squence principaleDure sur la squence principale de 100 millions danne plusieurs dizaines de milliards.

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  • Amas ouvert jeuneLes Pliades

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  • Hydrogne puis au centre : refroidissement par rayonnement, pression baisse : effondrement centralEnergie gravitationnelle de nouveau lve la temprature, combustion de l'hlium, l'hydrogne continue de brler l'extrieur du noyau.- combustion explosive pour les toiles de faible masse (flash de l'hlium) - combustion normale pour toiles plus massivesL'toile par la combustion de l'hydrogne qui s'approche de la surface enfle et arrive au stade des gantes.Evolution stellaire Phase gante rougeEtoiles M < 1.5 MuDe nouveau effondrement et dgnrescence du gaz : l'toile devient rapidement naine blanche, rayon environ la Terre.Etoiles 5 Mu > M > 1.5 MuCombustion de l'hlium, combustion du carbone...Structure de ractions en couches type pelure d'oignonPriode des supergantes et d'instabilit : cphidesEjection des couches externes : nbuleuses plantaires, perte de masse.

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  • Evolution d'une toile d'une masse solaireEvolution d'une toile de 5 masses solaires1010,210,510,610,6+10,6++11 10010 : ge en milliards dannesChemins dvolution

    La lumire des astres

  • Evolution d'une toile de 20 masses solaires

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  • Supernova (type II) Fusion du Silicium en Fer (noyau trs sable) Contraction du cur La pression monte Les lectrons se combinent aux noyaux : formation de neutrons Cur neutronique (masse volumique 1017 kg/m3) Effondrement du cur en 1/10me de seconde Cration dun vide Par gravit chute trs grande vitesse du reste de ltoile sur le cur Percussion du cur et cration dune onde de choc vers lextrieur Londe de choc sacclre en sortant (densit plus faible) Ejection de la matire (v ~ c) Luminosit ~ 109 Luminosits du Soleil Cration des lments plus lourds que le fer par capture de neutrons Lenveloppe jecte se dissipe, reste une toile neutronsScnario

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  • Nouvelle toile de 1054consigne par les ChinoisDistance 6000 annes de lumireVitesse dexpansion : 6000 km/sAu centre un pulsarMessier 1

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  • Photo HSTMessier 57Une nbuleuse plantaireDistance 2,3 (kilo.al) Magnitude 8,8 (visuelle) Dimension apparente 1,4x1,0 (min. d'arc)http://messier.obspm.fr/f/m057.html

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  • Messier 57Rayonnement visibleRayonnement infrarouge

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  • CDS Centre de donnes stellaires (Strasbourg) : http://cdsweb.u-strasbg.fr/

    Simbad : donnes stellaires : http://simbad.u-strasbg.fr/SimbadVizieR : catalogue : http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieRAladin : tablissement de cartes de champs par applet Java : http://aladin.u-strasbg.fr/aladin-f.gmlCataloguesLes catalogues Table des raies astrophysiques et Catalogue of Bright Stars sont en fichiers excel dans le rpertoire du CDROM de lEEA 2007.

    La lumire des astres

  • Mthodes de l'astrophysique, Gouguenheim L.Hachette, 1981, 304 pages, ISBN 2-01-007806-3

    Astronomie et Astrophysique, Marc Sguin et Benot Villeneuve, Editions du Renouveau Pdagogique, 1995, ISBN 2-7613-0929-4, 550 pages

    Fundamental Astronomy (I), H. Karttunen, H. Oja, M. Poutanen, K. J. DonnerSpringer, 3rd edition 1996, 540 pages, ISBN 3-540-60936-9

    L'Astronomie et son histoire, J-R Roy (I), Masson 1982, 666 pagesISBN 2-225-77781-0

    Dictionnaire de l'Astronomie. Philippe de la Cotardire Larousse, 315 pages

    BibliographieNetographie

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  • complmentsLumireetRayonnement

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  • Domaines spectraux et transmission atmosphriqueIntervallespectralDomaines spectral des couleursVioletOrangeRougeBle