Astronomie Québec n°3-5 jan/fév/mar 2015
Astronomie Québec n°3-5 jan/fév/mar 2015
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°3-5 de jan/fév/mar 2015

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 68

  • Taille du fichier PDF : 4,9 Mo

  • Dans ce numéro : étudier la poussière stellaire.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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44 Astronomie-Québec Janvier/février 2015 D’abord, un petit rappel : notre Soleil est une étoile naine jaune appartenant au type spectral G, avec une température de surface proche de 6 000 K. On peut détecter à sa surface des éléments chimiques tels que l’hydrogène et l’hélium, et bien sûr des éléments plus lourds. La masse du Soleil est de 1,9891 × 10 30 kg, et son diamètre équatorial est d’environ 1 390 000 km. À partir de la couronne solaire, on retrouve en ordre successif la stratosphère et la photosphère ; sous cette dernière se trouvent la zone de convection, la zone de radiation et, pour finir, le cœur de notre étoile son noyau (voir Fig. 1 ci-contre). La zone de convection s’étend de 0,8 rayon solaire jusqu’à la photosphère. La zone de radiation, quant à elle, se situe approximativement entre 0,25 et 0,7 rayon solaire. Puis, le cœur (noyau) s’étend du centre à environ 0,25 rayon solaire, avec une masse volumique supérieure à 150 000 kg/m³ et une température approchant les 15 millions de kelvins. La structure interne du Soleil n’est pas observable directement ; pour y arriver, on utilise l’héliosismologie, qui nous permet de mesurer et de visualiser indirectement la structure interne du Soleil. L’héliosismologie est utilisée par les astrophysiciens qui étudient les mouvements sismiques du Soleil, de la même façon que les sismologues « terrestres » le font pour étudier les ondes produites par les tremblements de terre et déterminer la structure interne de la Terre. L’héliosismologie est une discipline très jeune, mais les instruments d’observation permettent d’effectuer des mesures similaires sur des étoiles situées à plusieurs dizaines d’années-lumière ; on parle alors d’astérosismologie. Les simulations informatiques (comme celle de la Fig. 2, ci-dessous) sont également utilisées comme outils théoriques pour sonder les couches les plus profondes. L’image de synthèse reproduite ici montre les motifs d’oscillation acoustique en mode p tant à l’intérieur qu’à la surface du Soleil. C’est dans le cœur du Soleil que se produisent les réactions thermonucléaires exothermiques [1] qui transforment son hydrogène en hélium, soit 564 millions de tonnes d’hydrogène converties en 559 millions de tonnes d’hélium, et ce, chaque seconde, libérant une énergie correspondant à l’annihilation de 4,26 millions de tonnes de matière par seconde, produisant 383 yottajoules (383 × 10²⁴ joules) par seconde, soit l’équivalent de l’explosion de 91,5 × 10¹⁵ tonnes de TNT [2]. Pour comprendre ces réactions, parlons de la chaine PP (de « proton- [1] De l’ancien grec ἔξω (éksō), « extérieur » et θέρμη (thérmē), « chaleur » ; par opposition à endothermique, de l’ancien grec ἔνδον (éndon), « intérieur ». [2] Wikipédia. Soleil. Section « Le cœur ou noyau » ∙ http://fr.wikipedia.org/wiki/Soleil
proton »). La chaine PP est une des réactions de fusion nucléaire que les étoiles de masse relativement faible, comme le Soleil, utilisent pour convertir leur hydrogène en hélium. La Fig. 3 (ci-dessous) nous montre les différentes étapes de la chaine proton-proton [3]. Deux noyaux d’hydrogène ¹H (des protons) fusionnent pour former un noyau de deutérium ²H, ce qui est accompagné de l’émission d’un positron ainsi que d’un neutrino. Ensuite, un autre proton fusionne avec le noyau de deutérium, formant ainsi un noyau d’hélium ³He et émettant un photon gamma. Finalement, deux noyaux d’hélium ³He peuvent fusionner et produire un noyau d’hélium ⁴He ainsi que deux noyaux d’hydrogène ¹H. reste de notre étoile puise sa chaleur uniquement de l’énergie émise par le cœur du Soleil. La totalité de cette énergie s’échappe dans l’espace, après avoir traversé les diverses zones, sous forme de rayonnement solaire et de particules chargées, et ce, pour le plus grand bonheur de la vie sur Terre ! Références additionnelles LEMON, Stéphane. « L’origine du Soleil ». Astronomie- Québec Vol. 2, No. 6 (mars/avril 2014), p.29 ∙ http://astronomie.quebec Wikipédia. Chaîne proton-proton ∙ http://fr.wikipedia. org/wiki/Cha%C3%AEne_proton-proton Comme la chaine PP est dominante à des températures comprises entre 10 et 14 millions de kelvins, elle correspond à ce stade-ci à la température interne de notre étoile. Après la libération des photons (rayons X et gamma) par la réaction de fusion, on estime que le temps de transition de ceux-ci pour passer par la zone de radiation et la zone de convection afin d’atteindre la photosphère (surface du Soleil) se situe entre 10 000 et 170 000 ans [2]. À ce stade, les photons s’échappent de la surface sous forme de lumière dans l’espace. Toujours par les réactions de fusion, des neutrinos sont eux aussi libérés, mais puisqu’ils interagissent peu avec la matière, ils sont par la fait même libérés immédiatement. Donc, le cœur du Soleil est la seule partie qui produit de la chaleur par fusion ; le [3] À noter par rapport à la légende de la Fig. 3 : un positron est un antiélectron, c’est-à-dire une particule en tous points semblable à l’électron, mais de charge positive. Fig.3 41-fe Janvier/février 2015 astronomie-quebec.com 45



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