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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24 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers Est Figure 2. Achernar, une étoile de type B de 6,07 fois la masse solaire. Elle est très aplatie du fait de sa rotation très rapide : en surface, sa vitesse de rotation vaut 150 fois celle du Soleil. log luminosité/luminosité solaire rayon/rayon solaire 0,9 0,8 0,7 7000 6800 6600 6400 0 a b température effective (K) 1,5 1,0 0,5 0,001 X c = 0,675 X c = 0,32 0 0 0,5 1,0 1,5 c d rayon/rayon solaire CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 X c = 0,0 Nord 0 (arcsec) • 10 4 (s -1) rayon/rayon solaire 4 2 1,5 1,0 0,5 0,001 0,001 0,001 X c = 0,675 X c = 0,32 X c = 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 rayon/rayon solaire 0 -1,26• 10 -2 6,28• 10 -3 0 0 0,5 1,0 1,5 rayon/rayon solaire Figure 3. Modèle dynamique d'une étoile en rotation de 1,5 fois la masse solaire. En a, chemin évolutif dans le diagramme de Hertzsprung-Russell ; X c désigne la fraction de masse en hydrogène au cœur de l'étoile. En b, profil de rotation interne à trois instants de sa vie. Le rayon de l'étoile augmente au cours de son évolution. Les barres verticales indiquent les positions des zones convectives. Enc, lignes tangentes aux champs de vitesse induits par la rotation différentielle dans le plan méridien de l'étoile pour X c = 0,32. Les boucles tournent dans le sens inverse des aiguilles d'une montre signifiant que le moment cinétique est transporté vers l'extérieur. Les zones hachurées correspondent aux régions convectives. En d, pollution chimique provoquée par la rotation pour X c = 0,32. représente le poids moléculaire moyen qui permet de décrire le mélange des éléments dans le plasma stellaire. Dans le cas d'un plasma pur d'hydrogène ionisé, il vaut 1/2. 0 (arcsec) ESO elles émettent dans l'environnement des vents stellaires (conduits par le magnétisme dans le cas des étoiles de type solaire et par la pression de radiation pour les étoiles massives). Durant leur phase de préséquence principale, elles sont couplées à des disques d'accrétion, et peuvent aussi interagir, par transfert de masse ou effet de marée, avec un astre compagnon si elles appartiennent à un système binaire. Décrire l'évolution stellaire en considérant tous ces phénomènes exige de prendre en compte simultanément des phénomènes physiques microscopiques et macroscopiques, dont les échelles spatiales et temporelles diffèrent de plusieurs ordres de grandeur. Par exemple, l'évolution nucléaire des étoiles se déroule durant des millions ou des milliards d'années, alors que des processus hydrodynamiques – tels que la convection ou les instabilités conduisant à la turbulence – prennent place sur des échelles de temps de l'ordre du mois, voire moins. Pour relever un tel défi, le CEA s’est fortement investi dans la modélisation et la simulation des processus magnétohydrodynamiques internes. Ce que l'on sait aujourd'hui des mécanismes de transport du moment cinétique et de la matière à l'intérieur des étoiles peut se décrire comme suit. Dans les régions radiatives des étoiles, l'énergie créée par les réactions nucléaires est transportée par l'interaction entre les photons et la matière. Le plasma stellaire est en effet peu opaque, et les photons sont absorbés et réémis des millions de fois au cours de leurs collisions avec les atomes ionisés. Dans les régions convectives, la matière chaude monte des couches profondes vers les régions supérieures où elle dépose sa chaleur avant de redescendre. Ces grands mouvements d'ensemble, dits convectifs, sont dus au fort gradient de température et au fait que la densité de la matière diminue quand sa température augmente (figure 1). Les étoiles de type solaire ont un cœur radiatif et une enveloppe convective (où le plasma est opaque du fait d'une ionisation seulement partielle des atomes), alors que la situation est inversée dans les astres massifs – de masse supérieure à 1,3 fois celle du Soleil – où les photons ne peuvent évacuer l'énergie produite près du centre (voir la figure 1 de Du Soleil aux étoiles, p.16). Une histoire complexe Le mélange des éléments formés par nucléosynthèse s'effectue dans les régions radiatives, sur de très longues durées. Les mécanismes de transport entrant en jeu se répartissent en deux grandes familles selon leur échelle, microscopique ou macroscopique. Les mécanismes microscopiques comprennent le triage gravitationnel et les forces dues au rayonnement, qui influencent le déplacement de chaque particule ou atome. Les processus magnétohydrodynamiques, eux, agissent à l'échelle macroscopique. Ainsi, les régions radiatives sont en rotation, parfois très rapide (figure 2). Celle-ci n'est ni constante ni uniforme au cours de l'évolution de l'étoile. En fait, chacune des différentes couches de l'étoile a sa propre vitesse angulaire. Cette rotation différentielle crée des champs de vitesse à grande échelle (équivalents des grandes circulations des atmosphères
planétaires) et de la turbulence associée au cisaillement (équivalente à celle observée dans l'atmosphère terrestre ou les océans). Ceux-ci transportent le moment cinétique et provoquent un mélange qui modifie la structure de l'étoile. D'autre part, les étoiles ont vraisemblablement piégé un champ magnétique, appelé « fossile » car il remonte à l'époque de leur formation, dans leurs régions radiatives. Ce champ interagit avec les processus précédents, engendrant un transport de moment cinétique supplémentaire qui modifie le couplage entre les différentes couches de l'étoile. Qui plus est, sous l'influence opposée de la poussée d'Archimède (qui pousse la matière vers le haut) et de la gravité (qui l'attire vers le centre), les régions radiatives sont également parcourues de phénomènes oscillatoires appelés « ondes internes de gravité ». Pour mieux se représenter ces ondes, qu'il ne faut pas confondre avec l'onde gravitationnelle chère à Einstein, il suffit d'évoquer les vagues à la surface de l'océan. Excitées par les mouvements convectifs turbulents, ces ondes transforment le profil de vitesse angulaire. L'interaction de ces différents acteurs, évidemment non linéaire, modifie la dynamique et la structure de l'étoile. Pour compliquer encore le tableau, les étoiles sont couplées, parfois de manière violente, à leur environnement par l'intermédiaire des vents stellaires, des phénomènes d'accrétion ou d'autres transferts de masse, voire d’effets de marée dans le cas des systèmes binaires serrés. Ces couplages modifient à leur tour les processus internes, ce qui rend encore plus complexe l'évolution de l'étoile. La modélisation de cette évolution dynamique constitue aujourd'hui l'axe central du travail des physiciens stellaires du CEA et de leurs partenaires. Ils mettent ainsi au point, pas à pas, les outils théoriques nécessaires à l'élaboration de modèles de nouvelle génération (figures 3 et 4) ainsi que les simulations numériques des processus magnétohydrodynamiques (sur les échelles de temps qui leur sont propres). D'autre part, ils participent simultanément au développement et à l'exploitation des instruments d'observation qui fournissent rayon/rayon de l’étoile 1,5 1,0 0,5 0 0,5 1,0 1,5 1,5 1,0 0,5 0 0,5 1,0 rayon/rayon de l’étoile 1,5 Figure 4. Champ magnétique fossile d'une étoile de type A (de 2,37 fois la masse solaire et trois fois le rayon solaire). L'étoile Eta Carina, photographiée par le télescope spatial Hubble, est située à environ 8 000 années-lumière dans la nébuleuse de la Carène. Très massive, plus de 100 fois la masse du Soleil, elle est sans doute très proche d'une explosion imminente. Un petit astre compagnon gravite autour d’elle avec une période de cinq ans, leur interaction provoquant des échanges violents de gaz et de matière. les contraintes introduites dans les modèles (voir Voyage dans les lumières de l'Univers, p.90 et Scruter le Soleil avec GOLF-NG, p.130). Fort de ces différentes expertises et grâce au développement simultané des expériences auprès des grands lasers, le CEA s’investit donc dans la mise en place de l’étude de l’évolution dynamique des seuls réacteurs à fusion thermonucléaire naturels que sont les étoiles. > Stéphane Mathis 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) POUR EN SAVOIR PLUS « Physics, Formation and Evolution of Rotating Stars » par André Maeder, Astronomy & Astrophysics Library, Springer (2009). CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 25 Jon Morse (University of Colorado), and NASA



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