Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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16 Soleil L’astrophysique et l’exploration de l’Univers Du Soleil aux étoiles Le Soleil est une étoile parmi des centaines de milliards d’autres dans la Voie lactée. Le nombre d'étoiles de type solaire (type spectral G) est évalué à trois milliards, dont un milliard du sous-type G2V, qui est précisément celui du Soleil, situées sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung- Russell. La température de surface de ces astres est comprise entre 5 700 et 5 800 K. La population stellaire est en fait très diverse, et chaque type d’étoile est doté d'une structure interne et de propriétés dynamiques propres. Les astres massifs (plus de deux fois la masse solaire) ont un cœur nucléaire convectif et une enveloppe radiative. Les étoiles de type solaire possèdent au contraire une enveloppe convective turbulente et un intérieur radiatif. Enfin les étoiles de faible masse se caractérisent par des zones convectives très profondes, qui peuvent même représenter la totalité de l’astre (figure 1 gauche). Il en résulte des comportements dynamiques, des régimes de rotations et des caractéristiques magnétiques fort différents. À chaque étoile son activité Depuis la fin des années 1970, la rotation et le magnétisme de plusieurs centaines d’étoiles ont été étudiés. Il en ressort que les astres pourvus d'une zone convective externe – à l’instar du Soleil – sont magnétiquement actifs et possèdent en général une étoiles massives luminosité (unité solaire) séquence principale Figure 1. À gauche, distribution spatiale et en masse des zones convectives en fonction de la masse de l’étoile (cœur convectif pour les massives, enveloppe pour les petites masses). La transition entre une convection principalement à la surface ou dans le centre des étoiles se situe vers 1,3 masse solaire. À droite, taux de détection en rayonnement X d’une activité magnétique dans les étoiles. Une quasiabsence de rayonnement, donc de champ, est observée pour les étoiles de type A et B possédant un cœur convectif. Il convient de noter que l'orientation sur l'abscisse va des naines aux massives (type M jusqu'à O) dans le schéma de gauche et inversement, ce qui est plus classique, dans le schéma de droite. couronne chaude émettant des rayonsX, ce qui est un bon indicateur d’activité (figure 1 droite). Le champ magnétique des étoiles de type solaire présente souvent des variations cycliques, d’une période allant de 7 à 25 ans (le demi-cycle du Soleil dure 11 ans). Il existe une corrélation entre le taux de rotation et l’activité, les étoiles tournant rapidement étant souvent très actives, avec un champ magnétique principalement horizontal (toroïdal). Cette activité atteint un plateau pour les très forts taux de rotation, à des vitesses de 35 km/s, 10 km/s et 3 km/s, respectivement, pour les étoiles de type G (le Figure 2. Simulations numériques tridimensionnelles de la magnétohydrodynamique de divers types d'étoiles repérées sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, effectuées dans le cadre du projet européen STARS2 (www.stars2.eu). RGB signifie branche des géantes rouges. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 masse/masse de l’étoile 1,0 0,8 0,6 0,4 0,2 0,0 supergéantes étoiles naines (type M) géantes 10 2 10 1 10 0 10 -1 naines blanches 10 -2 O B A F G K M 30 000 10 000 6 000 3 000 augmentation de la température diminution de la température température de surface (K) étoiles de type spectral A étoiles de type solaire (type G et K) 0,5 1 2 5 10 20 (masse solaire) 1,0 étoiles massives (type B et O) 0,8 étoiles massives 0,6 étoiles évoluées (RGB) Cathedras imputat satis bellus chirographi, quod Augustus comiter corrumperet tremulus saburre, quamquam saetosus zothecas deciperet vix lasciviusumbraculi. Octavius celeriter suffragarit satis adfabilis saburre. Chirographi spinosus insectat Soleils adlaudabilis jeunes oratori, ut gulosus. Brun et al. 2002, 2004, 2005, 2006, 2007, 2008, Ballot et al. 2007, Browning et al. 2004, 2006, Jouve & Brun 2007 a, b, Zahn, Brun & Mathis 2007, Brown et al. 2007 taux de détection 0,4 étoiles de type solaire étoiles naines 0,2 0,0 -0,2 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 indice de couleur B-V O B A F G K M Soleil tourne à 2 km/s), K et M. Le mécanisme de dynamo explique cette corrélation entre rotation et champ magnétique. Ce dernier dépend en effet des écoulements (courants, cisaillements, turbulences) qui se produisent dans la zone convective. Des simulations numériques effectuées au CEA ont mis en évidence les processus physiques à l’origine de l'effet dynamo et de ces écoulements à grande échelle, ainsi que la variation de ces processus physiques en fonction du taux de rotation de l’étoile (figure 2). En revanche, l’immense majorité (90%) des étoiles massives ne possède pas de champ magnétique ni de couronne chaude. Les étoiles de type A et B, en particulier, ont une activité très faible (figure 1 droite). Toutefois, lorsqu’elles sont dotées d'un champ magnétique, celui-ci est souvent très intense (plusieurs milliers de gauss), et semble oblique par rapport à l’axe de rotation. Il s’agit probablement d’un champ fossile datant de la formation de l’étoile, car le temps de diffusion ohmique des champs magnétiques stellaires est très long. Le cœur convectif de ces astres constitue certes une dynamo très efficace pouvant créer un champ de plusieurs millions de gauss, comme l’ont montré des simulations numériques (figure 2), mais ces champs n’émergent pas, arrêtés par l’enveloppe radiative très étendue. > Allan Sacha Brun Service d'astrophysique (SAp) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) Unité mixte de recherche astrophysique interactions multi-échelles (CEA-Université Paris 7-CNRS) CEA Centre de Saclay (Orme des Merisiers) J. SCHMITT, IAU S219, 2003 (schéma de droite)
ESA-NASA Voyage dans les nurseries stellaires Toute la vie d’une étoile est déterminée par sa masse. C’est pourquoi les astrophysiciens s’intéressent maintenant aux moments de la naissance des astres, recherchant ce qui définit leur masse. De nouveaux instruments d’observation, comme le télescope spatial Herschel, vont participer à cette étude démographique. À notre échelle, les étoiles paraissent inaccessibles et éternelles. Et pourtant elles naissent, vivent et meurent. Chacune des centaines de milliards d'étoiles qui composent une galaxie est en effet une « simple » boule de gaz – principalement de l’hydrogène – où se produisent et s’entretiennent des réactions de fusion thermonucléaire, accompagnées d’un dégagement de chaleur et de lumière. Plus une étoile est grosse ou massive, plus elle a de combustible, donc plus elle brille, plus elle fabrique des éléments lourds comme de l’oxygène, du carbone ou du fer… et plus vite elle épuise ses réserves (voir L'origine des éléments lourds, p.22). Les plus massives – de 10 à 100 fois la masse du Soleil – sont très chaudes (de 10 000 à 30 000 K en surface) et émettent essentiellement des ultraviolets. Elles nous apparaissent bleues et disparaissent après quelques dizaines de millions d’années. À l’opposé, les petites étoiles brillent peu, nous apparaissent rouges et mènent une vie tranquille. Ne dispersant que très peu d’énergie dans l’espace puisque leur température ne dépasse pas les 1 300 K en surface, elles peuvent exister durant des milliards d’années. Le Soleil, étoile moyenne s’il en est, devrait vivre environ 10 milliards d’années. Le lecteur l’a compris : c’est la masse d’une étoile qui dicte son destin. Elle détermine sa durée de vie, son intensité lumineuse ou sa capacité à créer des éléments lourds. Elle préside aussi à sa mort, par exemple sous forme de supernova, et donc à l’impact de cette disparition sur l’écologie galactique (dispersion de matière recyclable dans le milieu interstellaire). La naissance des étoiles Le destin d’une étoile serait ainsi scellé dès sa naissance. Or cet épisode est encore mal connu. Comment le milieu interstellaire, ce gaz raréfié contenant quelques centaines d’atomes et molécules par litre, peut-il engendrer des objets aussi massifs ? Comment certaines parties d’un nuage Amas d’étoiles NGC 265 dans le Petit Nuage de Magellan, une galaxie proche de la nôtre. Les étoiles ne naissent pas isolées mais en groupes au sein d’un grand nuage de poussière et de gaz. La lumière des amas d’étoiles est généralement dominée par les étoiles massives bleues, extrêmement lumineuses, mais ayant une vie courte. L’âge d’un amas peut alors être estimé en recensant sa population d’étoiles bleues, jaunes ou rouges. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 17



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