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Astrophysique5010L'astrophysique au collégial - Martin Aubé et François Gaudreau 2012
Les couchesLe modèle classique d'une étoile peut se comparer à un oignon dans le sens où il est constitué de plusieurs couches concentriques. Dans chacune des couche domine un processus de transfert d'énergie. De l'intérieur vers l'extérieur on a le noyau, la zone radiative, la zone convective, la photosphère ou atmosphère stellaire, et enfin la couronne. Le noyauTel que discuté au chapitre 4, le noyau est le siège des réactions nucléaires qui permettent à l'étoile de générer sa propre énergie et de lutter contre la compression radiale exercée par la force de gravité. Lors de ces différentes réactions de l'énergie est libérée soit sous forme cinétique ou radiative (photons gamma). L'énergie cinétique est régulés par l'équilibre thermique alors que le photon émis est absorbé ou diffusé d'innombrables fois avant de pouvoir quitter l'étoile. La zone radiativeOn estime qu'un photon gamma peut prendre 1 million d'année pour réussir à traverser la couche radiative du Soleil. Ceci s'explique par la grande probabilité d'interaction entre le photon et les particules de la zone radiative. À chaque interaction avec les particules, l'énergie du photon est dégradée en réchauffant le milieu ambiant de sorte que le photon gamma émis initialement sera soit visible à la sortie (dans le cas du Soleil). La zone convectiveCette zone est opaque aux photons. Il n'est dès lors plus possible de transporter assez d'énergie par radiation et c'est une transport convectif qui prends le relais. La convection correspond à un mouvement macroscopique de masse du plus chaud vers le plus froid. Le gaz de cette région en contact avec la zone radiative plus chaude est donc chauffé ce qui diminue sa masse volumique. C'est par effet de flottaison que cette masse de gaz chaud monte vers la surface en se refroidissant tranquillement. En haut de la zone convective l'énergie thermique est libérée et ce gaz plus froid étant plus dense plonge vers les couches internes de l'étoile. La convection est tout à fait similaire au mouvement que fait l'eau lorsqu'on la chauffe dans une casserole. PhotosphèreLa photosphère est la partie de haute densité la plus externe de l'étoile. On la nomme aussi atmosphère stellaire. Dans cette zone, l'énergie est trasportée par radiation et par convection. C'est en fait la partie visible de l'étoile car les photons qui y sont émis sont généralement de longueur d'onde visible. Cette partie de l'étoile peut représenter quelques dizaine de pourcent du rayon total de l'étoile dans les cas extrêmes mais pour des étoiles naines comme le Soleil est ne correspond qu'à quelque pourcent. Les cellules de convection observées dans la photosphère portent le nom de granulation solaire. Comme la photosphère est partiellement opaque et de plus en plus chaude à mesure qu'on va en profondeur, l'observation de à la périphérie du disque solaire montre une assombrissement. Ceci est du au fait qu'avec la profondeur de pénétration de notre vision et compte tenu de l'angle d'inclinaison de la normale à la surface avec notre ligne de visée, nous ne voyons que les couches superficielles de la photosphère. Ces couches étant moins chaudes, elle sont aussi moins lumineuses (c.f. loi du corps noir). La couronneLa couronne est la zone externe ténue mais vaste entourant la photosphère. Sa température est très élevée. Elle atteint des millions de degrés dans le cas du Soleil. Sa morphologie et façonnée par les aléas des éruptions stellaires, par les vents stellaires et par les champs magnétiques autour de l'étoile. Elle est composée en grande partie de gaz ionisé qui est en effet influencé dans son mouvement par tout champ magnétique. C'est la couronne solaire qui est dangereuse à observer lors d'une éclipse solaire car sa contribution visible est faible (donc peu ébouissante) mais elle émet énormément dans l'ultraviolet. Équilibre hydrostatique et thermodynamiqueÀ venir...
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