Reflets de la Physique n°58 jun/jui/aoû 2018
Reflets de la Physique n°58 jun/jui/aoû 2018
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de jun/jui/aoû 2018

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Société Française de Physique

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 48

  • Taille du fichier PDF : 3,9 Mo

  • Dans ce numéro : l'observatoire spatial Fermi.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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La mesure du spectre de pulsations d’une étoile permet d’obtenir des informations sur les processus physiques qui régissent sa structure et son évolution. La révision récente des abondances chimiques solaires entraîne un désaccord entre le modèle stellaire standard et les mesures d’hélio-sismologie. L’opacité du fer a été mesurée en laboratoire, dans des conditions proches de celles de l’interface entre les zones radiative et convective du Soleil. Les opacités déduites des mesures sont, dans une gamme spectrale allant de 7 à 12,7 Å, de 30 à 400% supérieures aux calculs, ce qui tend à réconcilier mesures hélio-sismiques et prédictions du modèle standard, mais demeure une énigme pour les théoriciens. 10 Reflets de la Physique n°58 L’hélio-sismologie et l’énigme de l’opacité du fer Jean-Christophe Pain (jean-christophe.pain@cea.fr) Laboratoire de Physique Atomique des Plasmas, CEA, DAM, DIF, 91297 Arpajon La structure du Soleil et le modèle standard Le Soleil tire son énergie des réactions de fusion nucléaire qui transforment, en son cœur, l’hydrogène en hélium. Dans le cœur thermonucléaire, concentrant la moitié de la masse du Soleil dans un quart de son rayon de 700 000 km, la température décroît de 15 (au centre) à 7 (à la périphérie) millions de degrés. Dans la zone radiative, qui se situe approximativement entre 0,25 et 0,7 rayon solaire, la matière est si chaude et si dense que le transfert de la chaleur se fait uniquement par transfert de rayonnement. À mesure que l’on s’éloigne du cœur, la densité décroît de 1,4 10 31 à 1,7 10 28 atomes/m 3, la pression de 3 10 10 SOHO (ESA & NASA) Chromosphère Photosphère Zone convective Zone radiative Cœur à 6 10 6 atmosphères, et la température de 7 10 6 à 2 10 6 K. On pense que cette zone radiative contient entre un tiers et la moitié de la masse du Soleil (fig. 1). Autour de 0,7 rayon solaire, la température a suffisamment baissé pour qu’une partie des atomes conserve quelques électrons, ce qui rend la matière plus opaque. L’opacité (voir encadré, p.11) ralentit le transfert radiatif, et l’accumulation de chaleur qui en résulte déstabilise le plasma, la chaleur s’évacuant alors par convection vers la surface dans les derniers 30% du rayon solaire qui constituent la zone convective, dans laquelle la température varie de 2 10 6 à 6 10 3 K. La convection est également source de champs magnétiques qui donnent naissance, en émergeant à la surface, aux taches solaires. Modes p - Modes g - 1. Coupe du Soleil représentant les différentes zones. Les ondes acoustiques (modes p) sont localisées principalement dans la zone convective, et les ondes de gravité (modes g) dans la zone radiative et le cœur.
Randy Montoya/Sandia National Laboratories. La tachocline [1], couche de fort cisaillement, épaisse d’environ 3000 km, séparant les zones radiative et convective, est supposée jouer un rôle important dans le mécanisme de production du champ magnétique solaire via l’effet dynamo dont la compréhension est un des défis actuels de la physique stellaire. Les rayonnements X et γ libérés lors des réactions de fusion mettent un temps considérable pour traverser les zones radiative et convective avant d’atteindre la surface du Soleil, les photons étant constamment absorbés et réémis. On estime que le temps de transit du cœur à la surface se situe entre 10 000 et 170 000 ans. La stabilité du Soleil résulte d’un équilibre entre la force de gravitation, qui tend à concentrer la matière, et la force de pression qui va dans le sens d’une expansion. Pour assurer la stabilité de cet équilibre il faut que la pression et la densité augmentent lorsque l’on s’enfonce à l’intérieur du Soleil. Le calcul d’un modèle de la structure interne du Soleil nécessite de faire des hypothèses raisonnables sur la composition chimique, les taux de réactions nucléaires, les opacités, le transport par convection et l’équation d’état de la matière. Dans le modèle stellaire standard, l’évolution solaire est calculée en supposant que le mélange de la matière solaire se produit uniquement dans la zone convective. L’abondance relative des éléments lourds comme le carbone ou l’oxygène est choisie égale à celle observée dans l’atmosphère solaire. En l’absence d’une théorie rigoureuse de la convection J Avancées de la recherche La machine Z, générateur de rayons X pulsés le plus puissant au monde, installée dans les locaux des laboratoires Sandia à Albuquerque, New-Mexico (USA). L’impulsion électrique est produite par un ensemble de 36 générateurs de Marx situés à la périphérie de l’installation et déclenchés par des éclateurs, permettant une décharge électrique extrêmement puissante en une fraction de seconde. Afin d’obtenir et de libérer en un temps suffisamment court la quantité considérable d’énergie nécessaire au fonctionnement de la machine, il faut au préalable stocker l’énergie dans des cuves remplies d’eau, qui jouent le rôle de condensateurs. Opacité d’un plasma chaud turbulente, la structure de l’enveloppe convective est modélisée de manière semiempirique faisant intervenir la « longueur de mélange », distance sur laquelle une particule de gaz peut être identifiée avant que sa trajectoire ne se confonde avec un mouvement d’ensemble. En faisant varier ce paramètre, qui sert à quantifier l’efficacité de la convection, et la quantité initiale d’hélium, il est possible de calculer un modèle du Soleil reproduisant, à son âge actuel, son rayon et sa luminosité. L’opacité d’un milieu est la section efficace de photoabsorption (c’est-à-dire d’absorption de rayonnement) par unité de masse. Elle s’exprime traditionnellement en cm 2/g. L’opacité d’un plasma chaud (température supérieure à plusieurs centaines de milliers de degrés) à l’équilibre thermodynamique local, est due à quatre processus  : la photoexcitation (à l’origine des raies spectrales), la photo-ionisation (ou effet photoélectrique), l’effet Bremsstrahlung inverse (accélération d’un électron libre due à l’absorption de rayonnement) et la diffusion Compton. Reflets de la Physique n°58 11



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