Astronomie ch.8

• Étoile= gigantesque boule de gaz majoritairement formé d’hydrogène
• Fusion nucléaire

  Processus qui se produit au centre de l'étoile et lui permet d'émettre de la lumière
• Fusion nucléaire

  Deux noyaux se joignent pour n'en former qu'un seul
• La masse des produits initiaux étant plus grande que la masse des produits finaux
• La masse perdue se transforme en énergie selon l'équation E=mc2
• L'énergie libérée est émise sous forme de photons (lumières)
• Lorsqu'une étoile est à l'équilibre, la fusion qui a lieu est celle de l'hydrogène et de l'hélium
• Fusion à lieu dans le cœur de l'étoile

  C'est à cet endroit que les conditions nécessaires à la fusion nucléaire ont lieu, c'est-à-dire une température de 10 millions de kelvin
• Le Soleil fusionne 600 millions de tonnes d'hydrogène en 596 millions de tonnes d'hélium chaque seconde
• 4 millions de tonnes perdue se transforme en énergie lumineuse
• La pression augmente


  Au fur et à mesure que l'on s'approche du centre de l'étoile
• Augmentation de pression

  Augmentation de la température
• La température à la surface du soleil est de 5800k et au centre de 15 560 000k
• La température au centre du soleil est suffisante pour engendrer la fusion nucléaire
• La fusion nucléaire permet à l'étoile de demeurer en équilibre
• Noyau

  Occupe 1,6% du volume total du soleil mais contient 40% de la masse totale du soleil
• Fusion nucléaire


  Engendre une force s'opposant à la gravité
• Fusion nucléaire

  1. Libère de l'énergie sous forme de photons

  2. Les photons tentent de s'échapper de l'étoile

  3. Crée une pression vers l'extérieur (pression de radiation)
• Énergie d'une étoile

  Produite dans le noyau
• Façons de transport de l'énergie

  • Radiation
  • Convection
  • Conduction
• Transport d'énergie par radiation

  1. Énergie transportée par les photons

  2. Photons émis dans le noyau et transportent l'énergie jusqu'à la surface

  3. Photons peuvent être réabsorbés par la matière et réémis dans une autre direction

  4. Phénomène présent jusqu'à 75% du rayon du soleil

  5. Un photon parcourt 1 cm avant d'être absorbé

  6. Photons prennent plus de 200 000 ans avant de passer du noyau à la surface de l'étoile
• Transport par convection

  1. Bulles chaudes qui se forment dans le Soleil ont tendance à monter jusqu'à la surface du soleil où l'énergie sera libérée

  2. Zone convective due à la présence d'atomes non-ionisés

  3. Atomes non-ionisés absorbent les photons, augmentant l'énergie de l'atome et la température de la zone

  4. Pour les étoiles semblables au Soleil, cette zone occupe le quart du rayon externe

  5. Pour les étoiles de masse inférieure à 0,4 masse solaire, cette zone s'étend du noyau à la surface

  6. Pour les étoiles massives, tout le gaz est ionisé et l'énergie libérée au cœur crée des courants convectifs dans le noyau
• Photosphère

  Les limites d'une étoile sont défini par la photosphère
• Atmosphère de l'étoile

  Après la photosphère, le gaz devient moins dense et c'est le début de l'atmosphère de l'étoile
• Chromosphère

  • Première couche de l'atmosphère
  • Région de quelques milliers de km
  • Température de 10 000k
  • Composée de spicules qui sont de longs jets de gaz en forme de tuyau pouvant atteindre une hauteur de 10 000km
  • Forme défini par le champ magnétique du soleil
  • Durée de vie d'environ 5 minutes
• Couronne solaire

  • Deuxième couche de l'atmosphère
  • Gaz tenu ayant une température de 1 millions de k
  • Température causée par l'onde de choc crée par l'énergie libérée à la surface du soleil
  • Gaz de la couronne à l'origine des vents solaires
• Taches solaire

  Taches sur la surface du soleil
• Formation des taches solaires

  1. Piégeage d'une bulle chaude par le champ magnétique

  2. La bulle ne peut plus remonter à la surface et transporte son énergie

  3. La surface au-dessus de la bulle se refroidit et paraît moins brillante
• Les taches solaires apparaissent noires par l'effet de contraste mais sont en réalité brillantes
• Cycle solaire

  Fluctuation du nombre de taches solaires dans le temps, durant environ 11 ans (entre 7 et 15 ans)
• Le cycle solaire représente la façon dont le champ magnétique du soleil varie
• Le vent solaire fluctue également en fonction du cycle solaire
• Chromosphère

  Formée de plasma
• Formation du vent solaire

  Le champ magnétique du soleil permet d'expulser le gaz de la chromosphère à des vitesses de 400 à 800 km/s
• Nombre d'aurores boréales

  Plus nombreuses lors d'un maximum du cycle solaire
• Les explosions à la surface du soleil suivent les lignes du champ magnétique et sont liées aux taches solaires
• Les explosions à la surface du soleil sont plus faciles à observer dans le rayonnement UV
• SOHO se trouve en orbite depuis 1995
• Les explosions à la surface du soleil sont plus nombreuses lors d'un maximum du cycle solaire
• Corps noir

  Corps qui absorbe tout la lumière qu'il reçoit et dont la lumière émise est relié à sa température de surface