Spectroscopie et detection de molécules dans l'espace

[Daniel1958]

Bonjour

Je ne vous embêterais plus. Je ne veux pas devenir un pollueur de forum.

J'ai une question globale sur une des aspects de la science qui rend hommage aux génies des femmes et des hommes de sciences.
Deux choses "simples" mais essentielles l'analyse des Céphéides et la Spectroscopie. Ben quoi il n'y a pas que la RG (je rigole !!!)

Je ne reviendrai pas sur les céphéides outil génial de mesures (mais issu de la sérendipité).

J'avais quelques questions sur la spectroscopie en particulier sur la découverte des atomes et des molécules (Raies de Fraunhofer).

Si on niveau du Système Solaire les atmosphères planétaires sont bien connues. Je me demandais de quoi était rempli (chimiquement avec les répartitions) l'espace interplanétaire dans le Systeme Solaire ?

Quand on analyse une étoile sommes-nous surs de voir la composition de cette étoile ou peut -être un nuage de gaz intercalé ? A partir de quel niveau peut-on observer la structure atomique de couches superficielles des étoiles. Je suppose qu'il en faut une quantité minimum par type d'toiles ?

Comment a-t-on pu voir des acides aminés ; le plasma stellaire aurait pu détruire ces molécules. Il me semble que les traces d'acides aminés sur les météorites ne concernent que le Systeme solaire ?
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[XK150]

Salut ,

Pas spécialiste mais bien décrit ici ( à mon avis ... ) :https://www.britannica.com/science/interstellar-medium

[Daniel1958]

Ben merci

Bon il faut que je décode car l'anglais n'est pas ma cup of Tea.

[XK150]

Ben merci

Bon il faut que je décode car l'anglais n'est pas ma cup of Tea.

Il y a beaucoup de bons traducteurs maintenant sur Internet : j'en ai utilisé un pour lire l'article !!!

[A voir en vidéo sur Futura]

[Daniel1958]

C'est vrai moi j'en ai un excellent très méconnu gratuit sur le Microsoft store il ne paie de mine mais...............c'est Translatium interface moyenne mais beaucoup de possibilités (mieux que De....) Vraiment à essayer.

[Gilgamesh]

Bonjour

Je ne vous embêterais plus. Je ne veux pas devenir un pollueur de forum.

J'ai une question globale sur une des aspects de la science qui rend hommage aux génies des femmes et des hommes de sciences.
Deux choses "simples" mais essentielles l'analyse des Céphéides et la Spectroscopie. Ben quoi il n'y a pas que la RG (je rigole !!!)

Je ne reviendrai pas sur les céphéides outil génial de mesures (mais issu de la sérendipité).

J'avais quelques questions sur la spectroscopie en particulier sur la découverte des atomes et des molécules (Raies de Fraunhofer).

Si on niveau du Système Solaire les atmosphères planétaires sont bien connues. Je me demandais de quoi était rempli (chimiquement avec les répartitions) l'espace interplanétaire dans le Systeme Solaire ?

Quand on analyse une étoile sommes-nous surs de voir la composition de cette étoile ou peut -être un nuage de gaz intercalé ? A partir de quel niveau peut-on observer la structure atomique de couches superficielles des étoiles. Je suppose qu'il en faut une quantité minimum par type d'toiles ?

Comment a-t-on pu voir des acides aminés ; le plasma stellaire aurait pu détruire ces molécules. Il me semble que les traces d'acides aminés sur les météorites ne concernent que le Systeme solaire ?

Le milieu interplanétaire est rempli du vent solaire (on parle d'héliosphère), il a donc la même composition chimique que les couches superficielles du Soleil (composition qui n'a pas bougé depuis sa formation).

Quand on fait la spectro d'une étoile, on doit effectivement prendre en compte le milieu interstellaire, qui a deux composantes : le gaz (qui va ajouter des raies d'absorption) et les poussières (qui vont rougir et obscurcir la lumière de l'étoile, phénomène que l'on appelle l'extinction).

Dans le cas où l'étoile a un mouvement pas ridicule, et surtout quand ce mouvement est cyclique (cas des systèmes binaires), il est possible de faire le départ entre les raies qui appartiennent à l'étoile (et qui subissent le décalage Doppler, éventuellement de manière cyclique) et celles qui appartiennent au milieu interstellaire (qui ne sont pas décalées, ou pas décalées de la même manière).

Il faut également prendre en compte la pollution du spectre par les gaz de l'atmosphère terrestre ! Encore une bonne raison d'aller dans l'espace. Surtout quand on veut s'attaquer aux atmosphères des exoplanètes (et qu'on cherche de l'ozone, du méthane, du CO2...).

La limite de détection dépend complètement de la quantité de lumière qui rentre dans le spectro, donc de la magnitude relative de l'étoile et de l'ouverture du télescope. L'analyse spectro est intrinsèquement gourmande en lumière, et c'est une raison qui pousse à augmenter toujours plus la taille des télescopes.

[Daniel1958]

Bien sûr comme dab de très haut niveau clair, net, rigoureux et précis. C'est comme ça que je conçois la science. Du haut niveau mais aussi de l'ouverture

On voit souvent dans des reportages des personnes (qui visent) des étoiles en regardant l'analyse spectrale du rayonnement et des atomes de la couche superficielle sur leurs écrans. Je peux conclure qu'il faut ensuite analyser les conditions. Ou alors c'est du temps réel avec des calculateurs intégrés ? C'est vraiment un domaine passionnant.

Peut-on dire que notre soleil est stérile au niveau du creuset des éléments ? Y-a-il un bout de cycle CNO pour le soleil malgré la faiblesse de concentration des éléments ?

[Gilgamesh]

Bien sûr comme dab de très haut niveau clair, net, rigoureux et précis. C'est comme ça que je conçois la science. Du haut niveau mais aussi de l'ouverture

On voit souvent dans des reportages des personnes (qui visent) des étoiles en regardant l'analyse spectrale du rayonnement et des atomes de la couche superficielle sur leurs écrans. Je peux conclure qu'il faut ensuite analyser les conditions. Ou alors c'est du temps réel avec des calculateurs intégrés ? C'est vraiment un domaine passionnant.

Peut-on dire que notre soleil est stérile au niveau du creuset des éléments ? Y-a-il un bout de cycle CNO pour le soleil malgré la faiblesse de concentration des éléments ?

La spectro est un domaine plutôt ardu, mais c'est de la physique statistique et quantique appliquée aux électrons, ions, atome, molécule, on a tous les modèles qu'on veut en labo (enfin presque, certaines raies dites "interdites" nécessitent des conditions de vide impossible à reproduire sur Terre, mais ça concerne plutôt le milieu interstellaire), y'a pas mal de truc qui sont analytiquement déductible en appliquant la formule qui va bien : la température, la gravité de surface, les concentration en différentes espèces chimique avec leur état d'excitation, le champs magnétique... Toutefois pour reproduire correctement le spectre on a va aussi faire tourner des simulations.

Exemple : https://e-l.unifi.it/pluginfile.php/...ezione6bis.pdf

Quelques lien vers des cours d'intro obtenu en googlant "lecture stellar spectroscopy" :
https://www.astro.rug.nl/~etolstoy/chile/etolstoy2.pdf
http://spiff.rit.edu/classes/phys230...ec_interp.html

Le Soleil est actif chimiquement : les réactions proton - proton produisent de l'hélium (environ 600 Mt/s) mais cette activité se concentre dans le cœur (10% de la masse). Autours du cœur, il y a une zone dite radiative dans laquelle la chaleur se propage par rayonnement, c'est à dire que la matière reste immobile. Et seulement en surface (sur 2% de la masse du Soleil) la matière devient convective, c'est à dire qu'elle se met à bouillonner. Comme ces zones convectives n'atteignent pas les zones chimiquement actives du cœur, la composition de toute l'enveloppe solaire (radiative + convective) est resté inchangée depuis les origine (et ça induit aussi que le Soleil ne pourra consommer que 10% de l'hydrogène total. Si le Soleil était intégralement convectif, il pourrait décupler sa durée de vie).

[Gilgamesh]

Note : la réaction CNO n'induit aucune activité chimique supplémentaire, le bilan net de la réaction est la même que pour la chaîne p-p : 4 p-> He-4

Y'a un p'tit peu de CNO dans le Soleil, et ça ira croissant avec l'augmentation de la température centrale, voir schéma ci-dessous.

source : Fractions-of-the-solar-luminosity-produced-by-different-nuclear-fusion-reactions
Légende : Fractions of the solar luminosity produced by different nuclear fusion reactions versus solar age, with the present age marked by an arrow [22]. The proton-proton chain is seen to dominate the luminosity fractions – in particular, through the branch that is terminated by the 3 He– 3 He reaction. The solid curve shows the luminosity generated by the CNO-

[Gilgamesh]

Sinon, sur la composition du milieu interstellaire, j'avais fais un petit topo ici :
https://forums.futura-sciences.com/a...ml#post5674968

Et un cours en anglais pour aller plus loin (notamment sur l'histoire et les moyens permettant de mesurer ce milieu diffus)
https://astro.uni-bonn.de/~uklein/te...09Lecture1.pdf

[Daniel1958]

Pardon J'avais fait une réponse. Mais les caprices "des sauvegardes" en ont décidé autrement.

Encore une fois ébloui par votre lumineuse présentation claire (sans concession à la facilité) mais accessible.

Je remarque que

La fusion hydrogène jusqu'à l'hélium est à plus de 90%
La fusion de l'hélium faible
Le cycle carbone-azote-oxygène est quasi insignifiant

Je suis étonné que la fusion soit non neutronique comme pour une fusion thermonucléaire "classique". Est-ce que les protons reçus jouent un role sur notre magnétosphère et nous-mêmes ?

Je reprends votre phrase

Si le Soleil était intégralement convectif, il pourrait décupler sa durée de vie)

Cela me semble difficile à concevoir car ces couches sont très proches des couches plus externes. Je pense qu'elles sont sous forme de plasma ionisé à hautes températures mais très loin des températures de fusions.
Je vois mal comment le cœur pourrait évacuer dans ce cas de façon radiative son énorme température.
Si ces couches n'étaient que convectives les rayons gammas pourraient passer plus facilement (moins de fusions absorptions) avec les protons. Ce qui pourrait rendre la vie plus difficile.

A moins que la dynamo fusionnelle du cœur soit beaucoup plus faible. Mais notre étoile serait limite naine brune. Dans ce cas nous serions de troglodytes


Sujet très passionnant et nous concernant directement

[Deedee81]

Salut,

Est-ce que les protons reçus jouent un role sur notre magnétosphère et nous-mêmes ?

Sur la magnétosphère oui, le vent solaire (surtout des protons) déforme la magnétosphère :
https://fr.wikipedia.org/wiki/Magn%C..._rendition.jpg

Sur nous, pas tellement.... même sans magnétosphère d'ailleurs (les protons sont arrêtés par la haute atmosphère, au pire cela provoque une certaine érosion de l'atmosphère mais pendant les périodes d'inversion des pôles ça n'a pas le temps de jouer de manière significative). Au pire tu peux te prendre une particule secondaire dans la tronche (un muon par exemple) mais ça n'est pas plus élevé que la radioactivité naturelle (d'ailleurs les inuits mal protégés par le bouclier magnétique se portent très bien, alors que rien que le trou dans la couche d'ozone avait provoqué une baisse significative des récoltes et une hausse notable des cancers de la peau en Australie.... les UV sont bien plus dangereux que les protons)

[Daniel1958]

Bonjour

Les inuits sont protégés par les omégas 3 (rires). Dis dans les tempêtes solaires certes il y a les rayons X mais les protons ne réagissent pas ? Pour la destruction "électronique des satellites Starlink c'est bien dû l'effet EMP (ionisation avec des méchants électrons) ?

alors que rien que le trou dans la couche d'ozone avait provoqué une baisse significative des récoltes et une hausse notable des cancers de la peau en Australie.... les UV sont bien plus dangereux que les protons)

là il n'y a pas que le UV (oui physiquement) mais les australiens sont recordmans hélas des mélanomes car ils s'exposent trop au soleil aussi.

[Gilgamesh]

Pardon J'avais fait une réponse. Mais les caprices "des sauvegardes" en ont décidé autrement.

Encore une fois ébloui par votre lumineuse présentation claire (sans concession à la facilité) mais accessible.

Je remarque que

La fusion hydrogène jusqu'à l'hélium est à plus de 90%
La fusion de l'hélium faible
Le cycle carbone-azote-oxygène est quasi insignifiant

Ah oui, mais non. La courbes p+p ³He-³He (90%) représente la branche ppI dans le schéma ci-dessous et la courbe ³He-⁴He celle de la branche ppII. Il manque la voie ppIII (avec l'intermédiaire du ⁸Be) avec un taux de branchement encore plus faible (0,1%) ainsi que les voies pep (production d'un deutérium par absorption d'un électron, sans émission de e⁺) et la voie hep (absorption d'un proton par un noyau ³He).

Ce sont tous des éléments de la chaine p-p c'est à dire que la réaction globale s'écrit 4p -> ⁴He.

A noter que la voie ppIII même si elle est très faible produit la plupart des neutrinos détectables dans les observatoire à neutrinos terrestres du fait de leur énergie >1MeV (jusque dans les années 90 avec exeriences comme Gallex et Sage pouvant détecter les neutrinos de plus basse énergie (0,27 Mev)


La fusion de l'hélium (3 ⁴He -> ¹²C, ce qu'on appelle la réaction triple alpha) nécessite des température bien plus élevée (de l'ordre de 10⁸ K). Elle se produira plus loin dans le cycle de l'étoile, après ascension sur la branche des géantes rouges lors d'un épisode dramatique qu'on appelle le flash de hélium.

Je suis étonné que la fusion soit non neutronique comme pour une fusion thermonucléaire "classique". Est-ce que les protons reçus jouent un role sur notre magnétosphère et nous-mêmes ?

Je reprends votre phrase

Cela me semble difficile à concevoir car ces couches sont très proches des couches plus externes. Je pense qu'elles sont sous forme de plasma ionisé à hautes températures mais très loin des températures de fusions.
Je vois mal comment le cœur pourrait évacuer dans ce cas de façon radiative son énorme température.
Si ces couches n'étaient que convectives les rayons gammas pourraient passer plus facilement (moins de fusions absorptions) avec les protons. Ce qui pourrait rendre la vie plus difficile.

Le fait d'être convectif ne change rien à l'opacité de l'enveloppe au rayonnement gamma. Ils seraient diffusés de la même façon par les couches successive de l'étoile pour émerger des centaines de millier d'années après à la surface, en équilibre thermique avec la matière (~ 6000 K dans le cas du Soleil).

Sur les modes de transfert thermique, j'ai retrouvé ce vieux post :

Les transferts de chaleur dans les étoiles

La chaleur étant produite par les réactions nucléaires dans le coeur de l'étoile, il y a deux façons de la conduire à travers l'enveloppe vers la surface où elle ira rayonner dans l'espace :

- par transfert radiatif,
- par transfert convectif.

Dans le premier cas, l'enveloppe est statique, dans le second cas, elle bouillonne.

Commençons par considérer une enveloppe statique, formée de couches sagement empilées et qui ne se mélangent pas. Dans ce cas, le transfert est assuré par les collisions des photons avec les électrons et les ions qui transfèrent la chaleur de proche en proche, d'où son nom de transfert radiatif.

Le flux de chaleur F (en W/m²) qui traverse une couche d'épaisseur infinitésimale dr est proportionnel au gradient de température dT/dr:

F = -C dT/dr

où le coefficient C se calcule comme :

C = 4αcT³/(3κρ)

avec :

α = 7,56.10^-16 J.m^-3.K^-4 la constante de radiation
c la vitesse de la lumière
κ l'opacité spécifique du milieu, ou coefficient d'absorption massique
ρ la masse volumique (ou densité)

On voit que le transfert radiatif augmente fortement avec la température (c'est en T³), diminue avec le densité du milieu, les photons ayant du mal à traverser un milieu dense, et avec l'opacité spécifique de ce milieu qui dépend de la nature des interactions entre les photons et les (électrons + ions) qui se trouvent sur leur route.

À faible température, la matière est sous forme d'atomes électriquement neutres avec lesquels les photons ont peu d'affinité, la matière est transparente, κ est petit.

À température plus élevée, la matière devient ionisée (plasma) et les photons sont constamment absorbés et réémis, essentiellement par les électrons liés aux noyaux, κ augmente avec T.

Au dela de T ~ 10⁵ K l'énergie des photons est telle qu'il devient de plus en plus difficile pour les ions d'absorber les photons (dont l'énergie est en T³). κ commence à baisser.

Finalement, au delà de T ~ 10⁶ K, il ne reste plus aucun électron lié aux noyaux, et les photons diffusent sur des électrons libres, κ reste constant.

Bon, en considérant l'étoile à l'équilibre, cela signifie que l'énergie ne s'accumule dans aucune enveloppe, en partant du centre jusqu'à la surface. Ce qui signifit que F, le flux d'énergie est le même partout ⁽¹⁾.

Considérons maintenant le gradient de température dT/dr, quotient du flux (constant) sur le coefficient de transfert radiatif (qui varie du centre vers la surface) :

dT/dr = -F/C

Dans le terme de droite, C dépend des éléments que nous avons listés : T, κ (lui même dépendant de la température comme vu), ρ (qui augmente avec la profondeur) ; F on l'a dit est constant.

Quand le gradient de température dépasse une certaine limite, le milieu devient instable. L'écart de température induit un écart de densité (plus c'est chaud, moins c'est dense), des bulles de gaz chauds se forment et montent, mues par la poussée d'Archimède. Elles transfèrent leur énergie en se mélangeant aux couches supérieures plus froides puis retombent par gravité. Il se forme un mouvement d'ensemble de convection. On pourrait dire ça comme ça : la matière, n'arrivant pas à se débarrasser de son énergie en la confiant au rayonnement, finit par se charger elle-même du boulot

Ces mouvements de convection mélangent très efficacement les zones affectées et uniformisent leur composition chimique.

Cela se produit notamment quand κ est élevé ou quand F est trop important, enfin selon une combinaison de ces deux cas.

F grand correspond aux cas des étoiles massives qui brulent selon le cycle CNO, fortement dépendant de la température. Leur température centrale fait qu'elles sont "emballées" et que le flux dégagé est très important. Elles pratiquent donc le transfert convectif en profondeur et radiatif en périphérie. Le mélange convectif permet de ramener du combustible frais vers le coeur et augmente la durée de vie des étoiles massives.

κ élevé correspond aux couches périphériques des étoiles de faible masse, comme le Soleil. Elles pratiquent le transfert radiatif en profondeur (sur 0,86 rayon pour le Soleil) et sont convectives en surface. La transition a lieu vers 500 000 K, température à laquelle les éléments lourds de l'enveloppe (carbone, oxygène, azote) parviennent à retenir quelques uns de leurs électrons, opacifiant ainsi le milieu. La teneur en éléments lourds (c'est à dire plus lourds que H et He, la "métallicité" de l'étoile dans le jargon astrophysique) joue donc un rôle important dans la dynamique des transferts d'énergie. Comme le coeur n'est pas mélangé, elles ne brulent qu'une petite partie de leur réserve totale, environ 10% dans le cas du Soleil.

Cette structure (coeur radiatif, enveloppe convective) concerne également les géantes rouges mais la fraction qui convecte est beaucoup plus importante et descend très profondément. Par dragage convectif elles font remonter depuis les profondeurs les produits de combustion (hélium, puis carbone, oxygène...) qui sont ainsi détectable par spectrométrie dans leur atmosphère, ce qui permet d'affiner les modèles de structure interne.

-----------------
⁽¹⁾ Si ce n'est bien sûr que la surface de diffusion devient de plus en plus vaste quand on s'approche de la surface. Par unité de surface F est en 1/r². Il diminue donc du centre (r petit) vers la surface (r = R, le rayon de l'étoile).

Illustration : la chaîne proton-proton (source: wikipédia)

[Daniel1958]

Là c'est un cours complet et clair.

Il faut que je digère toutes les notions.

La fusion de l'hélium (3 4He -> 12C, ce qu'on appelle la réaction triple alpha) nécessite des température bien plus élevée (de l'ordre de 108 K). Elle se produira plus loin dans le cycle de l'étoile, après ascension sur la branche des géantes rouges lors d'un épisode dramatique qu'on appelle le flash de hélium.

Il me semble avoir lu qu'il va y avoir une fusion d'une/des couches d'hélium (ppI ?) pour notre étoile prévue dans une à trois centaines de millions année. Cette fusion devrait être plus énergétique et poserait des problèmes à notre magnétosphère (et à nous bien sûr).

Par unité de surface F est en 1/r². Il diminue donc du centre (r petit) vers la surface (r = R, le rayon de l'étoile).

Ma gymnastique intellectuelle est lente. le flux de chaleur est donc bien plus faible pour les couches en surface que pour les couches proches du noyau. La nature adore les 1/R au carré on dirait. C'est peut-être quelque chose de profond ?

F = -C dT/dr où le coefficient C se calcule comme : C = 4αcT3/(3κρ)

Cette équation est non linéaire évolutions de T au cube et k simple.

Je continue ma compréhension

Au dela de T ~ 105 K l'énergie des photons est telle qu'il devient de plus en plus difficile pour les ions d'absorber les photons (dont l'énergie est en T³). κ commence à baisser. Finalement, au dela de T ~ 106 K, il ne reste plus aucun électron liés au noyau, et les photons diffusent sur des électrons libre, κ reste constant.

J'ai un peu de mal car cela sous-tend que la diffusion n'interviendrait pour les électrons qu'à partir de certaines températures et que d'une certaine manière que les ions "absorberaient" plus de photons que les électrons libres grâce à leur de section efficace.

ρ la masse volumique (ou densité)

je la croyais différente entre les couches radiatives et convectives.

Je vois que vous montrez le mécanisme des éruptions solaires.
C'est une grande question pour moi. Je n'ai jamais compris pourquoi nous n'avons jamais mis "le paquet" sur les calculs stochastiques (avec l' Ia (algorithmes) voire ordinateurs quantiques) sur ces événements non périodiques mais avec des alertes : éruptions solaires, volcanisme, tremblements de terre, tsunamis, événement météo et autres calamités. Dans ces secteurs la physique et les mathématiques ont vraiment des choses à dire et peut être il y aurait des découvertes heuristiques à la clé.

[Gilgamesh]

Il me semble avoir lu qu'il va y avoir une fusion d'une/des couches d'hélium (ppI ?) pour notre étoile prévue dans une à trois centaines de millions année. Cette fusion devrait être plus énergétique et poserait des problèmes à notre magnétosphère (et à nous bien sûr).

ppI c'est la fusion de l'hydrogène. L'hélium comme je l'ai précisé c'est pour (bien) plus tard, environ 5 milliards d'années

Il y a bien après le flash de l"hélium une combustion de l'hélium en couche, assez instable du fait de la très grande dépendance à la température.
Voir topo ici : https://forums.futura-sciences.com/q...ml#post6714121

Quand ces événement se dérouleront, la Terre sera transformé en un océan de magma et la magnétosphère le cadet de nos soucis.

Ma gymnastique intellectuelle est lente. le flux de chaleur est donc bien plus faible pour les couches en surface que pour les couches proches du noyau. La nature adore les 1/R au carré on dirait. C'est peut-être quelque chose de profond ?

La flux surfacique c'est le flux divisé par la surface. La surface d'une sphère est donné par le carré de son rayon, voilà pourquoi 1/r²

J'ai un peu de mal car cela sous-tend que la diffusion n'interviendrait pour les électrons qu'à partir de certaines températures et que d'une certaine manière que les ions "absorberaient" plus de photons que les électrons libres grâce à leur de section efficace.

Oui c'est ça en gros. Quand l'électron est lié au noyau, il peut absorber le photon pour changer d'état et ça augmente la section efficace d'absorption.

je la croyais différente entre les couches radiatives et convectives.

ρ est proportionnel à la pression et à la température, donc essentiellement à la profondeur. Pas au mode de transfert thermique.

Je vois que vous montrez le mécanisme des éruptions solaires.
C'est une grande question pour moi. Je n'ai jamais compris pourquoi nous n'avons jamais mis "le paquet" sur les calculs stochastiques (avec l' Ia (algorithmes) voire ordinateurs quantiques) sur ces événements non périodiques mais avec des alertes : éruptions solaires, volcanisme, tremblements de terre, tsunamis, événement météo et autres calamités. Dans ces secteurs la physique et les mathématiques ont vraiment des choses à dire et peut être il y aurait des découvertes heuristiques à la clé.

Où ai-je parlé des éruptions solaires sur ce fil ?

[Daniel1958]

Où ai-je parlé des éruptions solaires sur ce fil ?

non pas vraiment

Mais

Quand le gradient de température dépasse une certaine limite, le milieu devient instable. L'écart de température induit un écart de densité (plus c'est chaud, moins c'est dense), des bulles de gaz chauds se forment et montent, mues par la poussée d'Archimède. Elles transfèrent leur énergie en se mélangeant aux couches supérieures plus froides puis retombent par gravité. Il se forme un mouvement d'ensemble de convection. On pourrait dire ça comme ça : la matière, n'arrivant pas à se débarrasser de son énergie en la confiant au rayonnement, finit par se charger elle-même du boulot

Bon c'est les couches convectives. Mais il me semble que c'est la porte ouverte aux éruptions solaires (certes beaucoup plus complexes) en cas d'instabilités

[Gilgamesh]

non pas vraiment

Mais Bon c'est les couches convectives. Mais il me semble que c'est la porte ouverte aux éruptions solaires (certes beaucoup plus complexes) en cas d'instabilités

Voui zé non.

Les éruptions solaires sont des phénomène qui font intervenir en premier lieu les champs magnétiques du Soleil. Il y a un lien assez direct entre le magnétisme et la convection mais c'est quand même deux phénomènes à envisager séparément.

[Daniel1958]

Effectivement y une forme de MHD en plus pour les jets plasmiques

Mais je reste quand même étonné d'avoir vu deux éruptions majeures sans qu'elles fussent envisagées. Il y a eu une qui heureusement était polarisée de l'autre côté du soleil. Elle aurait eu des conséquences graves sur l'électronique embarquée. La dernière semble avoir été limitée.
Bien entendu ce n'est pas une critique mais ces éruptions peuvent être inquiétantes. A part parler de cycle solaire, il ne me semble pas que les moyens humains soient à la hauteur des enjeux sur évaluation du risque. A mon avis on peut faire à ce niveau une forma de prévention.
Bien sûr c'est totalement subjectif mais....

[JPL]

D’autant plus subjectif qu’il existe plusieurs satellites spécialisés dans l’observation solaire. Penses-tu pouvoir donner un conseil pour faire mieux ?

[Gilgamesh]

Toujours est il que si on doit parler des éruptions solaires, ce sera sur un autre fil.

[Daniel1958]

Non c'était juste pour m'étonner que certains évènements importants pour les humains ne soient pas mieux "identifiés" malgré les progrès des instruments de mesures. La physique des éruptions solaires est beaucoup trop complexe pour moi.

[Daniel1958]

Bonjour

Comme je suis très lent d'esprit et un peu (beaucoup ?) obtus.
Je me permets de revenir sur l'image sur ce qu'il advient à 84.92 % après la fusion d'hydrogène. On a bien une fusion de deux noyaux d'hélium 3 qui donne un noyau d'hélium 4 et deux protons.
Certes ce n'est peut -être pas le flash (j'y vais avec prudence). Mais c'est tout même une fusion d'hélium qui devrait être plus énergétique.

[Deedee81]

Salut,

Juste sur un point :

Mais c'est tout même une fusion d'hélium qui devrait être plus énergétique.

A confirmer pour He3 -> He4 mais normalement l'énergie libérée diminue avec la masse des noyaux. C'est pour ça que plus une (grosse) étoile vieilli et plus elle crâme vite son carburant et arrivé au fer l'arrêt est brutal, vraiment brutal !

[Gilgamesh]

Bonjour

Comme je suis très lent d'esprit et un peu (beaucoup ?) obtus.
Je me permets de revenir sur l'image sur ce qu'il advient à 84.92 % après la fusion d'hydrogène. On a bien une fusion de deux noyaux d'hélium 3 qui donne un noyau d'hélium 4 et deux protons.
Certes ce n'est peut -être pas le flash (j'y vais avec prudence). Mais c'est tout même une fusion d'hélium qui devrait être plus énergétique.

Oui ce sont bien 2 noyaux d'hélium néanmoins quand on parle de la fusion de l'hélium dans les étoiles, il s'agit toujours de hélium-4.

L'énergie dégagée peut être visualisée avec la courbe d'Aston ci-dessous qui donne l'énergie de liaison par nucléon.
On voit que le passage de ³He à ⁴He représente -4,5 MeV par nucléon (a multiplier par 3 pour avoir l'énergie dégagée par la fusion d'un noyau), plus grand que l'énergie perdue pour passer de ¹H à ²H ou de ²H à ³He

[Daniel1958]

Bonsoir

Encore merci.
Je suis le diagramme. Nous sommes sur des énergies de liaison (qui sont la cause de l'énergie dégagée par la fusion, le nombre de nucleons restant inchangés (je compte aussi ceux qui sont expulsés)). il y a un truc que je ne comprends pas. Je vais prendre l'oxygène dont l'énergie de liaison me semble importante (je ne parlerai pas du fer), je suis étonné de voir l'uranium au même niveau alors qu'il a une tendance naturelle à fissionner. Là réside pour moi un mystère.

[Gilgamesh]

Bonsoir

Encore merci.
Je suis le diagramme. Nous sommes sur des énergies de liaison (qui sont la cause de l'énergie dégagée par la fusion, le nombre de nucleons restant inchangés (je compte aussi ceux qui sont expulsés)). il y a un truc que je ne comprends pas. Je vais prendre l'oxygène dont l'énergie de liaison me semble importante (je ne parlerai pas du fer), je suis étonné de voir l'uranium au même niveau alors qu'il a une tendance naturelle à fissionner. Là réside pour moi un mystère.

Les noyaux fissilent sont juste une poignée, et il est intrinsequement plus facile de perdre de l'énergie de cette façon (l'absorption d'un neutron suffit et celui ci peut être thermique, avec très peu d'énergie) que par fusion (où il faut vaincre la barrrière coulombienne, ce qui nécessite de très haute température).

[Daniel1958]

Merci

Après je ne connais pas vraiment la courbe du delta entre l'énergie nécessaire apportée pour la fusion et l'énergie dégagée par la fusion. Et puis il y aussi l'abondance des éléments ;

Si je ne dis pas de bêtises il y a aussi une partie de l'énergie qui est transportée par les protons (collisions), les neutrinos donc qui est perdue (peut-être) pour une fusion de niveau supérieur

[Archi3]

Bonsoir

Encore merci.
Je suis le diagramme. Nous sommes sur des énergies de liaison (qui sont la cause de l'énergie dégagée par la fusion, le nombre de nucleons restant inchangés (je compte aussi ceux qui sont expulsés)). il y a un truc que je ne comprends pas. Je vais prendre l'oxygène dont l'énergie de liaison me semble importante (je ne parlerai pas du fer), je suis étonné de voir l'uranium au même niveau alors qu'il a une tendance naturelle à fissionner. Là réside pour moi un mystère.

la fission n'est possible que si les fragments ont un défaut de masse par nucléon supérieur au noyau initial. C'est le cas de l'uranium, pas de l'oxygène. Et en plus il y a une barrière coulombienne qui fait qu'elle n'est possible que pour un petit nombre de noyaux.

[Deedee81]

SAlut,

Si je ne dis pas de bêtises il y a aussi une partie de l'énergie qui est transportée par les protons (collisions), les neutrinos donc qui est perdue (peut-être) pour une fusion de niveau supérieur

En effet, l'essentiel de l'énergie emportée par les neutrinos est perdue (*). Il existe des tableaux avec les fusions (il y a une partie ici https://fr.wikipedia.org/wiki/Fusion_nucl%C3%A9aire ) et les particules émises et l'énergie émise.

(*) exception : les supernovae, l'effondrement donne un coeur tellement dense qu'il est en partie opaque aux neutrinos qui sont alors un élément essentiel du rebond explosif.


Pour l'énergie totale libérée, c'est très facile à calculer en prenant en compte l'énergie de liaison par nucléon :
https://fr.wikipedia.org/wiki/Liaiso...sotopes-fr.svg