Cours d'Astronomie et Astrophysique 203-3UV-GG - PDF

Astronomie et astrophysique 203-3UV-GG Semaine 11 Lundi: Le Soleil (suite)  Le Soleil Le Soleil est l’étoile située au centre du système solaire. Une étoile est une boule de plasma où il y a équilibre entre la contraction de la gravité et l’expansion de la pression,...

Astronomie et astrophysique 203-3UV-GG Semaine 11 Lundi: Le Soleil (suite)  Le Soleil Le Soleil est l’étoile située au centre du système solaire. Une étoile est une boule de plasma où il y a équilibre entre la contraction de la gravité et l’expansion de la pression, équilibre hydrostatique. Il a une masse de 2,00 × 1030 𝑘𝑔 (~300 000 fois celle de la Terre). Il contient 99,85% de la masse du système solaire. Son diamètre est de 1,4 × 109 𝑚 (~3,6 fois la distance Terre-Lune). Le Soleil est la source d’énergie la plus importante du système solaire, 3,82 × 1026 𝐽/𝑠. Son énergie vient de réactions nucléaires de fusion en son centre. La chaîne proton-proton Le Soleil fusionne de l’hydrogène pour former de l’hélium par deux mécanismes: La chaîne proton-proton; Le cycle du carbone. 1. Deux protons 11𝐻 fusionnement pour former un noyau de deutérium 21𝐻 un positon 𝑒 +, un neutrino 𝜈 et 0,42 𝑀𝑒𝑉 d’énergie. 2. Un noyau de deutérium et un proton se fusionnent pour former un noyau d’hélium-3 32𝐻𝑒, un photon gamma et 5,49 𝑀𝑒𝑉. 3. Finalement, deux noyaux d’hélium-3 fusionnent pour La production d’un atome d’hélium 3 génère environ 26,7 𝑀𝑒𝑉 former un noyau d’hélium-4 42𝐻𝑒 d’énergie (~4,28 × 10−12 𝐽). en libérant deux protons et Pour comparaison, la fission de l’uranium-235 génère 200 𝑀𝑒𝑉. 12,86 𝑀𝑒𝑉. Le cycle du carbone (CNO) Le cycle du carbone utilise un atome de carbone comme catalyseur. 1. Un noyau de carbone-12 126𝐶 fusionne avec un proton pour former un noyau d’azote-13 137𝑁 en libérant un photon gamma et 1,95 𝑀𝑒𝑉. 2. Le noyau d’azote-13 se désintègre pour former un noyau de carbone-13 13 6𝐶 et libérer un positon, un neutrino et 2,22 𝑀𝑒𝑉 d’énergie. 3. Le noyau de carbone-13 fusionne avec un proton pour former de l’azote-14 147𝑁, un photon gamma et 7,54 𝑀𝑒𝑉. 4. Le noyau d’azote-14 fusionne avec un proton et forme un noyau d’oxygène-15 158𝑂 ainsi qu’un photon gamme et 7,35 𝑀𝑒𝑉. 5. Le noyau d’oxygène-15 se désintègre et laisse un noyau d’azote-15 157𝑁, un positon, un neutrino et 2,75 𝑀𝑒𝑉. 6. Finalement, l’azote-15 fusionne avec un proton et produit un noyau d’hélium-4, un noyau de carbone-12 et 4,96 𝑀𝑒𝑉 d’énergie. Le cycle CNO est plus rapide que la chaîne proton-proton, mais demande une température plus élevée. Les étoiles massives consomment l’hydrogène plus rapidement. Luminosité du Soleil Le Soleil évacue presque toute son énergie sous forme de radiation. 𝐿 La luminosité 𝐿 d’une étoile est 𝐼 l’énergie qu’elle évacue à chaque seconde sous forme de radiation, uniformément répartie 𝑑 sur toute sa surface. Plus on s’éloigne de l’étoile, plus l’énergie est divisée. Sur Terre, on mesure une intensité 𝐼 de 𝐽 1360 2. 𝑠𝑚 𝐿 = 𝐼 ∗ 4𝜋 𝑑 2 = 3,82 × 1026 𝐽/𝑠  La durée de vie du Soleil En consommant 4 protons, le Soleil génère 4,28 × 10−12 𝐽 d’énergie. Chaque kilogramme d’hydrogène contient 6,02 × 10 26 protons, donc un potentiel de 6,44 × 10 𝐽 d’énergie. 14 Le cœur du Soleil, contient la moitié de sa masse (1030 𝑘𝑔) et est constitué à 35% d’hydrogène. Il y a donc un potentiel d’énergie de 14 𝐽 𝐸 = 6,44 × 10 ∗ 35% ∗ 1030 𝑘𝑔 = 2,25 × 1044 𝐽 𝑘𝑔 Le Soleil mettra donc 18,7 milliards d’années à consommer tout l’hydrogène de son noyau. On prévoit cependant qu’il consommera seulement 10% de l’hydrogène de son cœur, ce qui donne une durée de vie de 10 milliards d’années, donc 5 restantes.  La structure interne du Soleil Noyaux: Lieu des réactions nucléaires; Région la plus dense; Un quart du rayon solaire; Contient la moitié de la masse; Température entre 7 MK et 15 MK. Zone radiative: Zone convective: Jusqu’à 72% du rayon solaire; La matière absorbe la radiation à la La matière est figée à cause de la tachocline et se réchauffe. densité et de la pression, transport d’énergie par radiation; La différence de température crée de Les photons mettent 200 000 ans à la convection qui amène la matière traverser la zone radiative. chaude vers la surface.  La zone convective La convection générée par la différence de température crée des remous de matière. La convection permet à l’énergie de sortir du Soleil. Ce phénomène explique l’apparence granuleuse de la surface du Soleil. La photosphère Limite entre intérieur et atmosphère du Soleil. Elle absorbe et réémet toute la lumière du Soleil, c’est sa surface visible. Sa température est d’environ 5800 K et elle a une épaisseur d’environ 400 km. On y observe les taches solaires, région un peu plus froide (3700 K) et donc moins lumineuses La chromosphère Chromosphère: Région au-dessus de la photosphère. Épaisseur allant jusqu’à 2000 km. La température passe de 4000K à 100 000K. L’hydrogène émet de la lumière rouge, mais nécessite filtre Hα pour l’observer. On y retrouve les protubérances, formées de particules chargées prisonnières des lignes de champ magnétique.  La couronne La région externe de l’atmosphère du Soleil. Elle n’a pas de limite définie. Un gaz chaud majoritairement formé d’électron, de protons et d’hélium ionisé est continuellement éjecté de la couronne, les vents solaires. Le modèle théorique du Soleil Deux forces régissent l’existence du Soleil: La pression des réactions nucléaires (expansion); La pression de la force de gravité (contraction). On sépare le Soleil en un très grand nombre de couche d’épaisseur H et on regarde l’évolution de la pression: 𝑃2 = 𝑃1 + 𝜌𝐻𝑔 Par la loi des gaz parfaits: 𝑅𝑇 𝜌𝑅𝑇 𝑛 𝜌 On pose =𝐻 𝑃= 𝜇 (𝑉 = 𝜇 ) 𝜇𝑔 La densité de matière moyenne est 𝑃1 + 𝑃2 𝜌1 + 𝜌2 𝜇𝑃1 𝜇𝑃2 𝜇 𝜌= 2 = + = 2𝑅𝑇 2𝑅𝑇 2𝑅𝑇 1 𝑃 + 𝑃2 ⇒ 𝑃2 = 𝑃1 + 2 𝜇𝑔𝐻 ⇒ 𝑃2 = 𝑃1 + 𝑃1 + 𝑃2 ⇒ 𝑃2 = 3𝑃1 2𝑅𝑇  Le modèle théorique du Soleil Grâce à un modèle similaire, on trouve Tableau 1 : Caractéristiques physiques à l’intérieur du Soleil Distance du centre (%𝑅𝑆 ) Température (MK) Pression (Pa) Densité (𝑔/𝑐𝑚3 ) 98% 0,1 1,0 × 109 0,001 80% 1,3 6,2 × 1011 0,035 50% 3,4 6,1 × 1013 1,3 20% 10 4,6 × 1015 36 0% 15 2,2 × 1016 150  Héliosismologie Étude de l’intérieur du Soleil par l’observation des vibrations à sa surface. Découverte de zone d’environ 10 000 km de diamètre qui oscillent de 10 km tous les 5 minutes. Mouvement détectable par effet Doppler. Permet de déterminer la température centrale du Soleil, 15,56 MK. La détection des neutrinos Les neutrinos (𝜈) sont produits au centre de Soleil. Des particules neutres et peu massives (< 10−37 𝑘𝑔) qui interagissent très peu avec la matière. Ils prennent 2 secondes à sortir du Soleil, alors que les photons mettent 200 000 ans. Chaque seconde, 1020 neutrinos solaires traversent notre corps, sans créer de dommages. Étudier les neutrinos solaires permet d’étudier directement le cœur du Soleil.