Pascal ChardonnetUniversité de Savoie & LAPTH

Du Sidereus Nuncius…

Merveille de technologie éphémère

Les pyramides des temps modernes…

…ou futurs

Des femmes et des hommes à la poursuite d’une même idée:comprendre notre univers

Le Soleil a un rayon moyen de 690.000 km=109 rayon terrestres

et une masse de 2 1030 kg =300.000 Terre

Il rayonne 400 milliards de milliards de mégawatts

Sa durée de vie est estimée à environ 10 milliards d’années

Notre Soleil:« l’étoile unité »

Image de la chromosphère du Soleil en ultra-violet

Notre Galaxie : des milliards de Soleil

100 millions de milliards de km

L’Univers est grand…Très GRAND

La Lune 384.000 km 1,25 secondes

Le Soleil 150.000.000 km 8,33 minutes

Pluton 6.000.000.000 km 5,25 heures

Centauri 40.000.000.000.000. km 4,25 années

Les confins de l’Univers:130.000.000.000.000.000.000.000 km

« des univers îles »

L’Univers est fait de vide

• Densité de l’eau: 1 gramme/cm3

• Densité de la Terre: 5 gramme/cm3

• Densité de l’Univers:0,000.000.000.000.000.000.000.000.000.02 gramme.cm3

Composition: 80 % hydrogène ~20 % hélium < 1% reste Tous les autres éléments ont été formés dans les étoiles

L’espace entre les étoiles est PRESQUE vide: il est rempli de gaz et de poussières qui produisent les plus belles images du cosmos et aussi donnent naissance aux

Des nuages de gaz gigantesques: autant de réserve pour de nouvelles étoiles.

Images du Télescope Spatial de Hubble de la nébuleuse d’Orionqui montre 5 jeunes étoiles, avecleur disque.

Des pépinières d’étoiles dans La nébuleuse M16 située à 7000 années lumières de nous.La hauteur de ses piliers est de une année lumière.

De jeunes étoiles chauffent ce gazet le sculpte.Des globules émergent et contiennentde jeunes étoiles en formation

Reste d’une supernova dans le Cygne

La naissance des étoiles

La formation des étoiles est certainement le plus fondamental des processus en astrophysique: le milieu interstellaire, les galaxies en dépendent.Malheureusement il n’existe pas de théorie de formation des étoiles

Mais…

les astrophysiciens ont des idées.Et les télescopes de très bon yeux

Les étoiles sont des points lumineux

L’étoile la plus proche de nous: Proxima du Centaure

4,22 années lumière

La couleur d’une étoileest déterminée par satempérature de surface:Rouge: froidBleu: chaud

James C. Maxwell

Visible Infrarouge

Joseph Stefan

LSoleil 4R2T 4

T constan teChaud = bleuFroid = rougeWilhelm Wien

Notre étoile, le Soleil a une température de surface de 5700 K

400 milliards de milliards de mégawatts !

Les spectres de raies : l’ADN des éléments

Niels Bohr

Betelgeuse

Distance : 425 annéesTempérature de surface: 3600 KMasse = 20 fois le Soleil, Diamètre = 600 fois le Soleil

Les extra-terrestres nous analysent

Taille en mètres

Poids en kg

Russell et Rosseland Hertsprung

Nous analysons les étoiles:

le diagrammed’Hertsprung-Russell

Répartition en fonction de la masse

LM 4

RelationMasse-Luminosité:

Durée de vie:

T M

LM 3

L4R2T 4

Luminosité

La théorie de von Helmoltz et de Lord Kelvin

L’énergie est conservée.

Un barrage est un exemple de transformation de l’énergie potentielle en énergie cinétique.

Dans le Soleil on peut imaginer un telprocessus par contraction gravitationnelle.

Arthur S. Eddington

Eddington réalisa le premier modèlethéorique du Soleil.Ses calculs montrèrent que le cœur duSoleil est très dense et sa température atteint plusieurs millions de degrés.

Il montra également que le modèle de von Helmoltz et de Lord Kelvinne pouvait pas expliquer pourquoile Soleil brillait. Sa durée de vie serait de seulement 20 millions d’années!

PressionTempérature

Gravité

Gravité

Gravité

Gravité

La clé: l’équilibre hydrostatique

La pression à l’intérieure de l’étoile contrebalance la force de gravité

Francis Aston

En 1920, Francis Aston mesura lamasse d’un noyau d’helium et S’aperçut qu’il était plus léger de 0.8 pourcent de la somme de sesconstituants: deux neutrons etdeux protons.« Un verre d’eau contient assezd’énergie pour emporter le QueenMary de l’autre côté de l’atlantique »

Eddington comprit que cette découverte expliquait pourquoi les étoiles brillent si longtemps.

L’équilibre hydrostatique

L’énergie libérée par la fusion dans le cœur des étoiles produit une force de pression qui contrebalance la forcede gravitation qui tend à contracter l’étoile: c’est l’équilibre hydrostatique.

C’est la compétition entre ces deux forces qui détermine lastabilité et l’évolution des étoiles.

Plus une étoile est grosse et plus la force de gravitation estImportante. En conséquence, elle doit brûler son carburantnucléaire plus vite pour avoir une luminosité plus grande

E = mc2

En 1 seconde, le Soleil « brûle » 657 millions de tonnes d’hydrogène en 653 millions de tonnes d’hélium: la masse manquante étant convertie en 4x1026 W !

• Il faut vaincre la force de répulsion électrostatique

• Cela demande des hautes températures, une densité élevée, un temps de confinement long

• Ces trois conditions sont réalisée dans le Soleil:

17 millions de degrés,

200g.cm-3,

la gravité assure le confinement