Laboratoire de Physique et Chimie de l’Environnement et de l’Espace - La...

La nature du Soleil et des étoiles

1. Spéculations sur la nature du Soleil : avant laspectroscopie

2. Mesurer le Soleil : masse, luminosité3. Soleil : durée de vie et source d’énergie - idées du

XIXème siècle4. L’énergie nucléaire du Soleil - XXème siècle5. L’évolution des étoiles

Gilles Theureau, LPC2E Orléans

30 novembre 2017

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La nature du Soleil et des étoiles (antiquité grecque)

• Anaxagore (Vème siècle av JC) : Soleil = rocher incandescent

• Aristote (IVème siècle av JC) : – les corps célestes ne sont pas constitués des 4 éléments terrestres

(terre, eau, air, feu); – matière céleste = « éther », « quintessence » (nom donné après

Aristote); – correspondance corps - type de mouvement

• 4 éléments - mvts rectilignes vers « le bas » ou « le haut » ; • « éther » - mvt circulaire;

– principes philosophiques sans lien direct avec l’observation, bienque certaines observations puissent servir à les étayer (exemple :la différence apparente entre les mouvements des astres et lachute des corps terrestres).

• Pas de réflexion plus approfondie dans l’antiquité grecque.

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L’abandon de la séparation aristotélicienne entre sublunaire et supra-lunaire

(1) Génération et corruption dans le monde supra lunaire : – Tycho Brahe et la distance des comètes, absence de parallaxe

de la « nouvelle étoile », née à partir d'un fluide galactique– Fabricius, Harriot, Galilée, Scheiner : taches solaires

(2) Galilée : observation de la Lune, non sphérique, surface rugueuse,similaire à la Terre (Sidereus Nuncius)

Au début du XVIIème siècle, les observations commencent à suggérerque la matière des astres n’est pas fondamentalement différente

de celle de la Terre (confirmation des idées de certains penseurs précédents, voir Philopon).

⇓

4

La nature du Soleil : Emmanuel Kant (1750)• Surface du Soleil : lacs de feu étendus, tempêtes qui créent

l'aspect variable du Soleil, couvrant parfois les régions élevées duSoleil, et les laissant dégagées à d’autres instants (taches).

⇒ Notion de terre solide sous les flammes.

⇒ Existence de la combustion (analogie terrestre) ; suppositiond’un réservoir d’air dans les cavernes de ce corps prétendumentsolide.

• Soleil/étoiles similaires aux planètes (cf Laplace, Herschel …).

• Notions importantes :– durée de vie finie du Soleil, – variabilité de la luminosité (= étoiles variables), – analogue au feu qui s’éteint et se rallume par endroits.

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Le système solaire selon Laplace (1796)

• Observations :

les orbites des planètes autour duSoleil sont (presque) dans le mêmeplan (puisque les planètes suiventtoutes presque la même trajectoirele long du zodiaque).

• Même sens de révolution autourdu Soleil,

Même sens de rotation autour del’axe de la planète.

• Révolutions de leurs satelliteségalement dans le même sens.

Cela ne peut pas être du hasard,mais indique une cause commune

⇒ formation des planètes àpartir du Soleil

http://www.imcce.fr/page.php?nav=hosted_sites/vt2004/fr/fiches/fiche_n08_C1.html

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Le raisonnement de Laplace

Exposition du système du monde, ch. VI (~ 1796) :

(EXTRAIT)

• Interprétation erronée de la supernova de 1572 de Tycho Brahe (enfait une vieille étoile, pas une jeune - voir plus loin)

• Interprétation ultérieure (encore admise de nos jours) de la contractiondu Soleil par Laplace : le Soleil s’est formé par contraction d’unénorme nuage de gaz froid, sous l’effet de sa gravitation (contractionà partir de la « nébuleuse primitive »), analogie avec les« nébuleuses » vues au télescope.

Mesurer le Soleil

Luminosité et masse

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Une nouvelle notion : l’évolution du Soleil

• Abandon de la séparation supra-lunaire/incorruptible -sublunaire/transitoire

• Notion de la durée de vie finie du soleil : - réservoir de combustible (Kant),

- formation du Soleil (Laplace),

- spéculations sur l’évolution (Herschel…)

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Une nouvelle notion : l’évolution du Soleil

• Abandon de la séparation supra-lunaire/incorruptible -sublunaire/transitoire

• Notion de la durée de vie finie du soleil : - réservoir de combustible (Kant),

- formation du Soleil (Laplace),

- spéculations sur l’évolution (Herschel…)

Mais il manque :

- la compréhension de l’origine et du transport de la chaleur,

- la mesure des paramètres du Soleil (masse, température,composition chimique …)

⇒ mieux comprendre sa nature et son budget d’énergie (combien de temps le Soleil peut-il briller pour un processus donnéde génération d’énergie ?)

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La masse du Soleil

• Loi de gravitation (Newton) : on sait décrire quantitativementl’attraction entre Soleil et Terre et entre Terre et Lune.

⇒ Possibilité de déterminer les masses des astres.

• Raisonnement simplifié : la Terre (masse m) tourne sur orbitecirculaire autour du Soleil (masse M) immobile

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Mesurer le Soleil : la luminosité (1)

• Claude Pouillet (1790-1868),

John Herschel (1792-1871)

• Principe : mesurer le flux d’énergie en exposant,pendant une durée précise, une quantité connued’eau (a) à la chaleur du Soleil, puis mesurerl’augmentation de T (thermomètre d)

• Résultats : environ la moitié de la valeur actuellede 1,4 kW/m2 (absorption atmosphère Terre) :« constante solaire »

⇒ Estimation de la température à la surface duSoleil : env 1700 °C

Soleil

Pyrhéliomètre (Pouillet, 1837)

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La luminosité du Soleil (2)

Un m2 à la Terre n’intercepte qu’une petite fraction de l’énergie duSoleil. Quelle est la puissance émise par le Soleil ?

d

A la distance de la Terre (d),l’énergie émise par le Soleil estrépartie sur une sphère de rayon d, donc de surface 4 π d2 (d = 150 x 109 m).

La puissance émise par le Soleil (L)est le produit de la constante solaire par cette surface.

La puissance émise par le Soleil (luminosité) vaut

L = 4π (150 x 109 )2 x 1400 W ≈ 4 x 1026 W.

Soleil : durée de vie etsource d’énergie

Source d’énergie et durée de vie du Soleil

Quel âge ont le Soleil et la Terre ?

• Renaissance (XVIIème siècle) : tjrs interprétation littérale de la bible → James Ussher (1650), évêque anglican d’Armagh : création au soirprécédant le 23 Oct 4004 av JC

→ conflit Eglise - science, p. ex. Buffon (1770) et le refroidissement desphères de métal ~ 77000 ans

• Début de réflexions physiques au XVIIIème siècle (Lumières) :

Kant, Laplace, …

• Discussion physique/géologie XIXème siècle : – Thermodynamique; conservation de l’énergie– le Soleil ne peut être plus jeune que la Terre ; – combien de temps le Soleil peut-il maintenir son rayonnement avec un

processus donné de génération d’énergie ?

• Réponse définitive : physique nucléaire, XXème siècle

La conservation de l’énergie (1)• Conservation de la masse (Lavoisier, réactions chimiques :

« rien ne se crée, rien ne se perd, tout se transforme »)

• Mécanique :

inertie ⇒ vitesse = cste, si pas de force (Galilée, Newton …)

chute libre (Huygens 1665) : ⇒ transformation d’énergie gravitationnelle en énergie cinétique

(première notion de la conservation de l’énergie mécanique)

• Transformation travail en chaleur (frottements, courantsélectriques) et de chaleur en travail (machine à vapeur, finXVIIIème). Absorption de nourriture et maintien de latempérature du corps chez les animaux.

• J.R. Mayer, H. von Helmholtz, J.P. Joule (vers 1845) :

l’énergie ne peut être créée ou détruite - c’est une grandeur« conservée » (1er principe de la thermodynamique).

« Au cours d'une transformation quelconque d'un système fermé, lavariation de son énergie est égale à la quantité d'énergie échangéeavec le milieu extérieur, par transfert thermique (chaleur) et transfertmécanique (travail). » (wikipédia)

• Conclusion : le Soleil rayonne (donc perd) de l’énergie

⇒ Tentative d’explication par l’énergie chimique : comment /pendant combien de temps peut-il maintenir son rayonnement parla combustion (Kant, …) ?

La conservation de l’énergie (2)

• Combustion (énergie chimique - voir Kant). J.R. Mayer (1846) :

en 1 h, 1 cm2 de la surface du Soleil émet la chaleur dégagée par lacombustion d’1 tonne de charbon. Le Soleil mettrait < 5000 ans à seconsumer.

• Un petit exercice numérique

supposons que le Soleil fonctionne comme un moteur à essence :

combien de temps le Soleil pourrait-il briller étantdonnée sa puissance actuelle (4 x1026 W) ?

Moteur à essence : puissance 40 kW

consomme 8 l / 100 km, vitesse 100 km/h

⇒ réservoir 8 l (~ 8 kg) pour 1 heure,

Soleil: puissance (consommation) 4 x 1023 kW/40 kW = 1022 fois supérieur

réservoir 2 x 1030 kg / 8 kg = 2,5 x 1029 fois supérieur

⇒ fonctionne (2,5 x 1029 / 1022 ) x 1 heure = 3 000 ans.

Pourquoi le Soleil brille-t-il ? (1)

Bien trop court !

Kepler :

« il y a plus de comètes dans les cieux quede poissons dans l'océan »

• J.R. Mayer (1846):

flux de comètes / astéroïdess’écrasant sur le Soleil

= transformation d’énergiegravitationnelle en chaleur

→ la chute d'un astéroïde produit de4000-9000 fois plus de chaleur que lacombustion d'une masse égale decharbon

• Taches solaires = marques duflux des comètes/astéroïdes ?

Pourquoi le Soleil brille-t-il ? (2)

Une comète chute sur le Soleil (juillet 2011, observation du satellite SoHO, ESA/NASA)

W. Thomson (Lord Kelvin, 1862)

Hésitations

« A considérer toutes les circonstances, l’hypothèse est peu probableque le rayonnement solaire soit actuellement compensé de façonappréciable par un apport de chaleur engendrée par des météoreschutant au Soleil ; et, comme on peut montrer qu’aucune théoriechimique n’est tenable, on aboutit à la conclusion la plus probableque le Soleil n’est à présent qu’une masse liquide incandescente quise refroidit. »

« La forme de la théorie météorique qui nous paraît maintenant laplus probable … consiste à supposer que le Soleil et sa chaleur ontleur origine dans une agglomération de petits corps qui chutent àcause de leur gravitation mutuelle et engendrent, comme ils doivent lefaire selon la grande loi démontrée par Joule, une quantité de chaleurexactement équivalente du mouvement perdu lors de la collision. …Il n’y a pas de difficulté à rendre compte, par cette théorie, de 20millions d’années [d’âge du Soleil]».

La « grande loi démontrée par Joule » : loi de conservation de l’énergie.

Pourquoi le Soleil brille-t-il (3) ?• Problème de l’hypothèse de la chute des astéroïdes / comètes :

soit le Soleil devrait grossir (et la Terre devrait accélérer son mvt orbital- non observé), soit il manque de matière pour maintenir sonrayonnement. L’hypothèse se révèle donc intenable.

• Alternative : formation du système solaire à partir de la contractiond’une nébuleuse primitive (Laplace, Kant) ⇒ toute la matière duSoleil chute vers son centre, transformant son énergie gravitationnelleen chaleur (Waterston, von Helmholtz, Kelvin - milieu XIXème siècle ).Quelle durée de vie ?

• Une estimation simple → environ 20 millions d’années.

Energie gravitationnelle d’une sphère uniforme :

• Est-ce suffisant ?

• Deuxième moitié XIXème siècle: – oui (d’après les physiciens); – conflit avec idées sur évolution de la Terre, déduites de réflexions sur la

formation des structures à la surface de la Terre ou sur l'évolution desespèces (> 100 x 106 années, d’après certains géologues + Darwin)

→ Kelvin a une telle autorité que Darwin retire son estimation de l’âge de laTerre. À tort !

• Datation des roches par la radioactivité, fin XIXème/début XXèmesiècle : âge de la Terre ≥ 109 ans

⇒ comme le Soleil ne peut être plus jeune que la Terre, l’énergiegravitationnelle se révèle insuffisante pour alimenter son rayonnement !!!

Pourquoi le Soleil brille-t-il (4) ?

22

• L’idée aristotélicienne que le Soleil est constitué d’une matière différente decelle de la Terre est abandonnée aux XVIIème/XVIIIème siècles.

– Essentiel : taches en tant que phénomène solaire. – Fin XIXème : Soleil, étoiles = sphères de gaz chaud.

• Le constat que le Soleil est une source de chaleur entraîne des comparaisonsavec la combustion et la notion d’une durée finie de la vie du Soleil.

• La loi de la conservation de l’énergie et la mesure du flux d’énergie du Soleilpermettent de tester quantitativement différents mécanismes de générationd’énergie. Incertitude : âge du Soleil (ou de la Terre).

• L’énergie solaire se révèle beaucoup trop importante pour être expliquée parl’un des mécanismes connus de la physique « classique » (du XIXème siècle),combustion ou gravitation.

• Premières idées sur la composition chimique du Soleil au XIXème siècle (voircitation Kelvin & cours naissance de l’astrophysique).

Résumé

Pourquoi le Soleil brille-t-il ?

Une nouvelle formed’énergie : l’énergie nucléaire

Source d’énergie et durée de vie du Soleil

Quel âge ont le Soleil et la Terre ?

• Renaissance (XVIIème siècle) : tjrs interprétation littérale de la bible → James Ussher (1650), évêque anglican d’Armagh : création au soirprécédant le 23 Oct 4004 av JC

→ conflit Eglise - science, p. ex. Buffon (1770) et le refroidissement desphères de métal ~ 77000 ans

• Début de réflexions physiques au XVIIIème siècle (Lumières) :

Kant, Laplace, …

• Discussion physique/géologie XIXème siècle : – Thermodynamique; conservation de l’énergie– le Soleil ne peut être plus jeune que la Terre ; – combien de temps le Soleil peut-il maintenir son rayonnement avec un

processus donné de génération d’énergie ?

• Réponse définitive : physique nucléaire, XXème siècle

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Une nouvelle source d’énergie: la radioactivité

• H. Becquerel 1896 : l’uranium altère des plaques photographiques.

• Curie et Laborde 1903 : des sels de radium libèrent de la chaleur sansse refroidir à la température ambiante.

• Rutherford 1904 : découverte de l’émission de « particules alpha »(=noyaux atomiques d’hélium) ; exemple : noyau d’uranium setransforme en noyau thorium, en émettant une ‘particule alpha’ (= noyaud’hélium)

Nombre de protons

+ neutrons

Nombre de protons

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Energie nucléaire (1)

• Le noyau d’atome le plus simple : hydrogène (H) = 1 proton

• Le noyau d’un atome plus lourd que l’H est composé de protonset neutrons (découverte neutron : 1932). Exemple :

hélium (He) 2 protons + 2 neutrons.

• Pourquoi les protons ne se

repoussent-ils pas, bien qu’ils aient

la même charge électrique ?

p

n

n

p

p


• Le noyau atomique est maintenu par une interaction spécifique(interaction forte) qui agit à très courte distance et dépasse, surcette distance, la répulsion coulombienne des protons.

• Les noyaux très lourds (beaucoup de protons et de neutrons)sont radio-actifs: ils se désagrègent et libèrent ainsi de l’énergie(fission nucléaire).

• Des noyaux légers libèrent de l’énergie en

s’assemblant (fusion nucléaire)

• Les noyaux d’atomes se transforment parce que l’état final aune énergie (= une masse) moindre que l’état initial: E = mc2 (Einstein 1905).

n

n

p

p

28

• Les noyaux les plus stables (énergie de liaison maximale) sont ceux dufer (Fe) et du nickel (56 nucléons)

• Libération d’énergie nucléaire par (a) la fission d’un élément lourd (p. ex. U), (b) la fusion d’un élément léger (p. ex. H)

Energie de liaison /Nucléon [MeV]

Nombre de nucléons


29

• Rutherford (1904) : « La découverte des éléments radioactifs qui, lorsde leur désintégration, libèrent d’énormes quantités d’énergie,augmente donc la limite possible de la durée de vie sur cette planète,et nous permet d’envisager la durée prétendue nécessaire pourl’évolution par les biologistes et les géologues. »

• La fission ne peut être le mécanisme de génération d’énergie duSoleil parce que :

– le Soleil ne contient pas assez d’éléments lourds (fait connu au début duXXème siècle ; voir thèse de C. Payne, cours « Naissance de l’astrophysique »).

– la fission ne dépend pas de la température de l’étoile, alors que laluminosité des étoiles en dépend (loi de Stefan).

La fission nucléaire - source d’énergie des étoiles ?

30

• Harkins & Wilson (1915) : libération énorme d’énergie lors de laconversion de H en He

• Perrin 1919 : un scénario– Si nébuleuse primitive constituée de particules légères (p. ex.

H, He; voir nébuleuse Orion):– contraction du nuage primitif augmente T ;– formation d’atomes plus lourds et dégagement de rayons

gamma (= énergie) restant dans l’astre et contribuant àaugmenter T ;

– Soleil peut ainsi maintenir son rayonnement pendantplusieurs milliards - plusieurs dizaines de milliards d’années

(EXTRAIT)• Développement de la théorie : Eddington …

La fusion nucléaire - source d’énergie des étoiles

31

4 noyaux d’hydrogène (protons)

⇓1 noyau d’hélium (He)

2 p se sont transformés en neutrons (n)

Fusion nucléaire au centre du Soleil :

Selon la loi de conservation de la masse (« rien ne se perd, rien ne se crée … »),la masse du noyau d’hélium devrait être la somme des masses des 4 protons.Mais …

4 milliards de milliards de p : 6,690 micro-grammes1 milliard de milliards de noyaux de He : 6,646 micro-grammes

Masse « perdue » : 0,044 micro-grammes

La masse « perdue » se retrouve sous forme d’énergie (encore « rien ne se perd,rien ne se crée » !) :

E = mc2 = 3,97 Mega-Joule = 1,10 kWh pour 1 kg (Einstein 1905). Son réservoir d’hydrogène permet au Soleil de briller pendant 9-10 milliards d’années.

p p

pp

nnp

p

L’évolution des étoiles

De la formation à la fin de vie

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• Kant, Laplace (2ème moitié XVIIIème) :

réservoir limité d’énergie, durée de vie limitée des étoiles; origine desétoiles = nébuleuse primitive; contraction par gravitation

• Astrophysique :– 2ème moitié XIXème siècle: analyse spectrale, thermodynamique.

Etoile = sphère de gaz (fluide), chauffage par gravitation– Idée générale sur le début de l’évolution d’une étoile: nuage de gaz,

contraction, chauffage grâce à l’énergie libérée par la gravitation (voir J.Perrin, plus haut)

– XXème siècle: énergie nucléaire, relativité & mécanique quantique;états auparavant inconnus de la matière - possibilité de libérer del’énergie par la fusion nucléaire si le gaz est suffisamment chaud; lechauffage libérée par la gravitation peut déclencher le démarrage de lafusion (texte J. Perrin plus haut)

Les deux ingrédients de l’évolution d’uneétoile : gravitation et fusion nucléaire

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La formation d’une étoile: nos idées actuelles

• Contraction d’un nuage de gazfroid (idée nébuleuse primitive,Kant & Laplace, XVIIIème)

• Origine de la contraction : gravitation & pression del’environnement (gaz chaud,ondes de choc d’une supernova)

• Si T>107 K:

démarrage fusion H → He (dépasser répulsioncoulombienne !)

Un nuage interstellaire froid: la nébuleuse de la« tête de cheval » (constellation Orion)

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Un groupe d’étoiles jeunes

• les « Pléiades »

• Proximité des étoiles =indication qu’elles seforment en groupes (J.Michell, XVIIIème siècle)

• Raison : un grand nuagede gaz qui se contractese fragmentera (+rotation)

Remarque : masse de Jeans & milieu interstellaire

T~100 K ; hydrogène neutre ;densité ρ ~106 à 108 atomes par cm3

→ Mc ~103 à 104 masses solaires

→ formation d'un amas d'étoile

La classification des spectres des étoiles (1)

Soleil

L(é

toile

) /

L(S

olei

l)Température [K]

40000 20000 10000 5000 2500

10-2

10-4

102

104

106

1

chaude & faible

chaude & brillante

froide & faible

froide & brillante

Classification des étoiles selon leur spectre: pour un gaz en équilibrethermodynamique L=4 π R2 σ T4 (loi de Stefan); une étoile est brillante parce qu’elle est (1) chaude ou (2) grande.

H.N. Russell,1914

Hipparcos,1995

Séquence principale

Naines blanches

Géantesrouges

Diagramme Hertzsprung-Russell

T

37

La grande majorité des étoiles segroupe le long de la séquenceprincipale (SP).

Les étoiles rouges plus brillantes quecelles de la SP doivent, à T égale,posséder des rayons supérieurs(géantes).

Les étoiles blanches moins brillantesdoivent avoir des rayons moindres queles étoiles de la SP (naines blanches).

Beaucoup d’étoiles sur la SP parce quec’est la phase d’existence la pluslongue d’une étoile (fusion H → He).

Peu de naines blanches parce qu’ellessont difficiles à détecter.

Séquence principale

Naines blanches

Géantesrouges

La classification des spectres des étoiles (2)

L=4 π R2 σ T4

T

L

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L’évolution des étoiles après la fusion de l’hydrogène

• Conservation de l’énergie : les étoiles ont une durée de vie finie

• Modèles : fusion H → He, puis ???– Arrêt fusions et fin de vie en tant qu’étoile compacte (« naine blanche »)– Fusion d’éléments plus lourds (nécessite des températures de plus en

plus élevées pour surmonter répulsion électrostatique) jusqu’au fer (fin dela possibilité de gagner de l’énergie par fusion)

⇒ incapacité de maintenir la gravitation par la pression

⇒ effondrement de l’étoile + éjection des couches externes (« supernova »)

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Ejection de l’enveloppe stellaire

• Ejection partie extérieure del’enveloppe (faiblementmaintenue, car F ∝ 1/r2) :nébuleuse planétaire .

• Nébuleuse (plus ou moins)sphérique, env. 10% de lamasse de l’étoile.

• Résidu : noyau de l’étoile,composé d’éléments lourds(He, C, O, …) ; chaud,puisqu’on voit des couchesinternes, très dense (naineblanche).

Cliché télescope spatial Hubble

D’autres cycles de fusion

• Dans les grosses étoiles (grande masse) la contraction élève la T° et peut aboutirà un nouveau cycle de fusion :

3(4He) → 12C + énergie … → 56Fe + énergie

• Ces étoiles construisent peu à peu les éléments chimiques !

Energie de liaison /nucléon [MeV]

Nombre de nucléons

41

D’autres cycles de fusion

• Impossible de libérer de l’énergie par fusion si centre de l’étoile constitué de 56Feou 56Ni (max. de l’énergie de liaison).

• La gravitation contracte le noyau sans augmenter la pression (température) quipuisse lui résister → collapse noyau de l’étoile → éjection couches externes(« supernova »).

Energie de liaison /nucléon [MeV]

Nombre de nucléons

Les étapes ultimes de l'évolution stellaire

43

Résumé : nature et évolution des étoiles

• « Rocher incandescent » (Anaxagore) - 5ème espèce de matière (Aristote) -liquide incandescent (XXème siècle) - gaz ionisé (depuis fin XIXème siècle).

• Production d’énergie pendant des durées longues, mais finies (fusionnucléaire).

• Phase stable : fusion H → He (Soleil actuel, durée environ 10 milliardsd’années, plus courte pour étoiles de grande masse).

• Production des éléments chimiques lourds à partir de H, He dans étoiles(jusqu’au Fe) et lors des supernovae (jusqu’à l’U).

• Nous devons les éléments lourds (y compris C, O) sur Terre aux générationsprécédentes d’étoiles.

• Au début du XXème siècle, la compréhension du fonctionnement et del’évolution des étoiles a besoin d’une physique « nouvelle »: physiquequantique, théorie de relativité. Besoin de surmonter l’intuition formée parnotre expérience quotidienne pour comprendre la physique aux échelles del’atome et en présence de très grandes masses.

44

Vingt à cinquante millions d’années, voilà donc ce qui aurait dû suffire à l’histoireque nous racontent les terrains lentement déposés au fond des mers, et les restesfossiles des végétaux ou des animaux. Or on sait que la discussion de ces donnéesstratigraphiques et paléontologiques (auxquelles sont venues récemment se joindrecelles que livrent les minéraux radioactifs), ne permet guère d’admettre que la Terreou le Soleil aient beaucoup changé, s’ils ont changé, depuis un milliard d’années. Etnous n’apercevons d’ailleurs aucun signe d’un changement prochain. La théorie siremarquable de Kelvin est donc insuffisante.

Il semble que nous pouvons lever la difficulté. Imaginons que les poussièresminuscules ou les molécules isolées qui forment la nébuleuse primitive soientconstituées par des atomes légers tels que ceux de l’hydrogène, de nébulium ou dehélium. En se heurtant les unes contre les autres, avec les grandes vitesses qu’ellesavaient peut-être déjà en venant du large, ou qu’elles prennent en tombant vers lecentre de la nébuleuse, ces particules dégagent de la chaleur, et la températuremoyenne s’élève progressivement. Ainsi, d’une part, la nébuleuse se contractant, lesconjonctions doivent venir de plus en plus nombreuses entre atomes légers capablesde se réunir en atomes lourds, et, d’autre part, la température s’élevant, l’intensité desradiations qui peuvent déterminer ces réunions va en croissant. Pour cette doubleraison, la formation d’atomes lourds devient notable, puis de plus en plus importante,s’accompagnant de rayons ultra X qui, pour la plus grande part, ne sortent pas del’astre dont la température devient colossale : l’étoile s’est allumée.

Jean Perrin, Annales de Physique 1919 Nébulium=élément non identifié à l’époque, en fait un ion de fer.

Epilogue

1. Les populations stellaires2. La structure spirale3. Les grandes structures de l'Univers4. La formation hiérarchique des galaxies5. L'Univers primordial et la croissance des perturbations

Gilles Theureau, LPC2E Orléans

http://lpc2e.cnrs-orleans.fr/~theureau/histoire.html

http://lpc2e.cnrs-orleans.fr/~theureau/histoire.html

La distribution des amasglobulaires par H.Shapley (1918)EXTRAIT

Retour sur la scéance précédenteLa mesure des distances

La distribution des amas globulaires par H.Shapley (1918)

les hypothèses :

les amas globulaires et la Voie Lactée forment un seul système

les amas sont identiques entre eux

les étoiles du voisinage solaire sont identiques à celles des amas*

l'extinction interstellaire est négligeable*

la zone d'absence est due à une impossiblité dynamique pour les amas globulaires et une force répulsive pour les nébuleuses spirales*

Retour sur la scéance précédenteLa mesure des distances

Le Grand Débat

1920: Shapley et Curtis invités à débattre devant l'Académie des Sciences

Shapley

La comparaison des * B proches du Soleil et avec celles des amas donne pour M13 d~35,000 a.l.

Pas d'extinction car en dehorsdu Plan Galactique

Les AGs sont distribués symé--triquement autour d'un point situé à 60,000 a.l. du Soleil

si les spirales sont des VL, ellesdoivent être extrêment loin, ce quiest démenti par la nova de 1885

les mvts propres de Van Maanensont fatals aux univers-iles

Les * B et les géantes des amas sont plus brillantes que les géantes bleues de notre voisinage → d surestimée

la distribution des spirales montreune zone d'absence qui s'expliquesi la VL est un univers-île avec une bande de poussières dans le plan

25 novae connues, 16 dans M31→ 1 million d'a.l. pour M31

les spirales ont un spectre stellaire(cf Scheiner 1899)

les redshifts → vitesses énormes,impossible pour des objets internes

Curtis

1923-1929: les céphéides extragalactiques de Hubble

11 céphéides dans NGC6822 → 700,000 a.l.35 céphéides dans M33 → 860,000 a.l.40 céphéides dans M31 → 900,000 a.l.

→ les spirales sont bien au-delà de la Voie Lactée

La mesure des distances

Trumpler (1930):l'extinction repousse les distances des spiraleset réduit la taille de la Voie Lactée

Hubble (1938):les mouvement de rotations de Van Maanen étaient un artefact

Baade (1946):il existe deux types de populations stellaires, et donc deux types de céphéides :

celles des amas globulaires sont 1.4 mag moins brillantes que celles du disque des galaxies spirales

→ des distances 101.4/5 soit 1.9 fois supérieures

Epilogue

Les populations stellaires (Baade 1944: Populations I et II)

pas la même répartition spatiale

pas la même vitesse ni le même type d'orbite

pas les mêmes compositions chimiques

pas le même âge

Amas jeune

pas la même place dans

le diagramme magnitude-couleur

Amas vieux




Baade (1944)



Bulbe, halo

10 à 15 .109 ans (pop. II)

sphérique

pas de rotation, σv importante

fort gradient radial, log[Fe/H] → -3 à -1.5


Disque 0.1 à 5 .109 ans (pop. I)

120 pc < |zm| < 700 pc,

croît avec l'âge

orb. circulaires et elliptiques, σv croît avec l'âge

0.2< log[Fe/H] < 2, décroît avec l'âge

âge

distributionspatiale

cinématique

métallicité

La structure spirale:

en optique:régions HII, étoiles OB, amas galactiques jeunes, céphéides...

en IR, radio:nuages moléculaires, poussières, hydrogène neutre

type possible SAB(r)bc

• Faiblement barrée• Ouverture des bras modérée• Anneau stellaire possiblemais difficile à mettre en évidence

L'apport de la radioastronomie

la structure spiraletracée par l'émissionà 21-cm de l'hydrogèneneutre du milieuinterstellaire(Oort, 1964)


Dans le millimétrique : carte de CO (115GHz), traceur de H2

dans le visible 500 nm

Dans l'infrarouge à 1.2, 1.6, 2.2 μm

Les observation multi-longueurs d'onde

disque mincez < 400 pc

disque épaisz < 2000 pc

haloR(*) ~12 kpcR(gaz) ~25 kpc

bulbe< 1000 pc


- pb de l'enroulement : résultats d'une onde de densité

- régularité des bras liée au M/L et M*/Mgaz

- contraste bras/inter-bras plus fort pour le gaz

- création d'une onde choc → compression du gaz et de la poussière→ plus d'instabilité gravitationnelle→ plus de formation d'étoiles

Le Groupe Local

• Les galaxies du Groupe Local : Unequarantaine de membres en bordurede l’amas de la Vierge.

• 3 galaxies spirales (M31, MW, M33)

• En grande majorité constitué depetites galaxies naines sphéroïdales etde naines irrégulières.

Crédit M.Haywood

La Voie Lactée / aux autres galaxies spirales duGL

AG 20, haloAG 400 halo, bulbe,disque

AG 150 halo, bulbe

-18.9-21.1MV=-20.6

101254Rotation 220km/s

Pas de bulbeBulbeBulbe

Déficient-0.6Halo [Fe/H]=-1.5

8kpc 25kpcRayon 12kpc

M33 Sc M31 SbVoie Lactée SBAbc

Crédit M.Haywood

L’importance de l’environnement : les galaxiessatellites

Années 90 :•les scénarios cosmologiquesCold Dark Matter (prédictions)•Découvertes observationnelles

La Voie Lactée s’est-elle formée(partiellement/totalement) parl’accrétion de petites structures ?

Crédit M.Haywood

And V (satellite de M31)

Sculptor (satellite de notre Galaxie)

-> ‘Low surface brightness’ galaxies(LSB)

NGC6822s(M31)

Galaxies naines sphéroïdales du Groupe Local :

Crédit M.Haywood

Le courant magellanique HI

Mais pas de contrepartie détectée dans les comptagesd’étoiles

Masse estimée : 109M๏, soit ¼ à ½ du contenu HI de la VoieLactée

Crédit M.Haywood

Autre exemple : Queues de marée des amasglobulaires

Palomar 5

La Galaxie interagit avec son environnement, mais quel est son importance ?

Crédit M.Haywood

Interactions

Crédit NASA

Les galaxies lointaines

Crédit NASA

Le million de galaxies les plus billantes (LEDA)

Grandes structures

Crédit CRAL Observatoire de Lyon

Grandes structures

Crédit SDSS

Crédit CFHT

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Le super-continent de galaxies Laniakea (Science, 2014)

Le fond diffus cosmologiquecroissance des structures à partir des perturbations de densités initiales

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