etoiles Zahn cosmo SAF 1er oct 2011



Mise à jour le 15 Octobre 2011


CONFÉRENCE de Jean Paul ZAHN
Astrophysicien IAP
"COMMENT NOUS PARVENONS À PERCER LE SECRET DES ÉTOILES"
Organisée par la SAF
Dans ses locaux, 3 rue Beethoven, Paris XVI

Le Samedi 1^er OCTOBRE 2011 à 15H00 à l'occasion de la réunion de la Commission de Cosmologie.

Photos : JPM pour l'ambiance. (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)
Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur. Voir les crédits des autres photos si nécessaire
(JP Zahn a eu la gentillesse de nous donner sa présentation complète (en pdf) elle est disponible sur le site de la SAF et également disponible sur ma liaison ftp au téléchargement et s'appelle. JPZ-SAF.11.ppt elle est dans le dossier COSMOLOGIE SAF de la saison 2011-2012,). Dispo aussi sur le site de la SAF en pdf.
Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.
Pour info les actualités cosmo présentées ce jour là sont aussi disponibles consulter aussi le site de la commission.



BREF COMPTE RENDU

La présentation de l’auteur étant disponible au téléchargement, le compte rendu sera succinct.









Nous recevons aujourd’hui Jean Paul ZAHN de l’Observatoire de Paris-Meudon (LUTH).

Il a été aussi directeur de l’Observatoire de Nice et du Pic du Midi.

Il nous parle de la physique des étoiles














COMMENT CARACTÉRISER LES ÉTOILES ?


De nombreux paramètres sont à déterminer comme :
· La distance : premières mesures de parallaxe dues à Bessel en 1838 ; il détermine la distance de 61 Cyg comme étant 0,314’’ d’arc, la vraie distance sera mesurée plus d’un siècle plus tard par Hipparcos : 0,28547’’, pas mal !
· La masse : celle des étoiles doubles sont plus faciles à mesure (loi de Kepler), la première orbite calculée par F Savary en 1828 donne une période de 59,878 ans, il trouve pour la plus grosse une masse de 0,9 masse solaire, mais on s’apercevra plus tard que c’est une double double, cela complique les calculs.
· Le rayon : grâce aux méthodes modernes d’interférométrie, on a maintenant accès à ce paramètre, par exemple on trouvé une forme très aplatie pour Achernar comme on le voit sur cette note de l’ESO.
· La luminosité : par photométrie et astrométrie.
· La température et la composition : sont déterminées par analyse spectrale.


Spectre du Soleil, il faut le lire ligne après ligne.	Composition chimique du Soleil déduit de son spectre.



C’est Boltzmann qui comprend les raies des spectres et les explique, plus tard on trouvera la composition du Soleil : ¾ H et ¼ He.

Les étoiles ont des spectres semblables, seules leur température effective à la surface change.

Ceci a donné l’idée de la création d’un diagramme particulier pour décrire l’évolution des étoiles :
Le diagramme Hertzsprung Russel. Une autre belle vue de ce diagramme.

On remarque que la plupart des étoiles sont placées sur une bande centrale que l’on appelle la séquence principale, elles brûlent ainsi leur Hydrogène pendant leur vie.

À la fin de sa vie l’étoile va se déplacer vers la zone des géantes rouges (ou super géantes rouges), avant de mourir de façon dépendant de leur masse.


L’INTÉRIEUR DU SOLEIL.

Ce que la physique nous dit sur le Soleil :




Le Soleil (comme toutes les étoiles) est en équilibre hydrostatique,

La pression centrale équilibre la gravité.



Les lois physiques appliquées au Soleil, donne une température au centre de l’ordre de 15 millions de degrés.










Mais alors quelle est la « durée de vie » du Soleil ? D’où vient sa source d’énergie , ce qui déterminerait son age.

Les premières estimations (100 millions d’années) portent à controverse, on voit bien que c’est insuffisant.

Comme souvent, c’est Albert qui aura la solution : Lorsque la pression et la température internes deviennent si fortes , des réactions nucléaires s’allument. Elles produisent une pression qui a tendance à être dirigée vers l’extérieur

L’Hydrogène est transformé en Hélium et dans cette transformation, il y a perte de masse (0,7%) qui est transformée en une formidable énergie, correspondant à la formule E= m c2.
On en déduit par un calcul simple, la durée de vie d’une étoile comme le Soleil : approximativement 10 milliards d’années.

En fait la transformation de 4 H en He si elle se résume à cela, n’est pas aussi simple, on passe par des étapes intermédiaires, c’est le cycle pp (proto-proton).



On en déduit la structure du Soleil telle qu’on se l’imagine.


Ceci est un modèle élaboré à partir de toutes nos hypothèses.


Il faudrait maintenant le valider par des observations et des mesures.











VALIDATION DU MODÈLE SOLAIRE.


De nombreuses expériences ont validé ce modèle ; notamment :

· Les neutrinos : émis par le Soleil, on les détecte à Homestake (Davis), mais ils sont moins nombreux que prévu.
· Kamiokande confirme ce déficit de neutrinos, la théorie est à revoir.
· En fait les neutrinos oscillent entre plusieurs états, l’explication est trouvée.
· Les ondes sonores observées à la surface du Soleil, avec le réseau GONG notamment. Héliosismologie.



L’ÉVOLUTION DES ÉTOILES.


À la fin de sa vie, une étoile se déplace dans le diagramme HR.


Le Soleil naît et prend progressivement sa place sur la séquence principale (durée 30 Ma)	Le Soleil reste sur la séquence principale pendant la plus grande partie de sa vie (quelques Ga), puis se déplace vers les géantes rouges.



À la fin de sa vie, le Soleil, brûle ses cendres d’Hélium en donnant naissance à des éléments plus lourds , comme le Carbone par exemple, c’est la réaction triple alpha.


Il explosera ensuite en nébuleuse planétaire (perte de masse par émission de vents stellaires), essaimant des éléments lourds dans l’espace. Il restera au centre une mini étoile (mais extrêmement lourde), une naine blanche.



Quant aux étoiles plus massives, elles ont une autre fin, beaucoup plus violente ; elles ont peut être 10 fois plus de combustible, mais sont 10.000 fois plus lumineuses, et leur durée de vie est très limitée : 1000 fois plus courte que le Soleil.

Les réactions nucléaires vont se poursuivre au delà du Carbone, jusqu’au Fer, élément le plus stable de l’Univers.

Le combustible étant épuisé, l’enveloppe explose, c’est une super nova. Cet événement est très brutal et émet d’énormes quantité de neutrons qui vont permettre la fabrication d’éléments nouveaux, plus lourds que le Fer et qui vont se propager et ensemencer l’espace.






Les étoiles de très faible masse, (inférieure à 0,08 Masse solaire) ont un autre destin ; la température centrale étant trop faible, les réactions nucléaires ne peuvent pas s’amorcer ; elles meurent doucement en devenant des naines brunes.


CONCLUSIONS, PERCÉES MAJEURS DU XXème SIÈCLE.




POUR ALLER PLUS LOIN.


Le secret des étoiles, CR de la conférence de JP Zahn à l’IAP.

La spectrographie ou pourquoi il est si important d’étudier le spectre des étoiles, présentation de JPM.

La vie et la mort des étoiles, par JPM conf à la Cité des Sciences.

Les neutrinos dans l’Univers, CR de la conférence de D Vignaud à l’Unesco.

Le projet Corot et son histoire, CR de la conférence d’A. Baglin à la SAF.





Bon ciel à tous

Jean Pierre Martin SAF Commission de Cosmologie
www.planetastronomy.com
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