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Les étoiles et le milieu interstellaire : introduction à l'astrophysique : cours, exercices et problèmes résolus : niveau M1

Livre

Résumé

Lien entre l'enseignement de la physique fondamentale et celui de l'astrophysique, cet ouvrage montre comment les lois de la physique sont mises en oeuvre dans la modélisation des étoiles et du milieu interstellaire. Les thèmes les plus accessibles concernant les étoiles et le milieu interstellaire sont abordés.


  • Éditeur(s)
  • Date
    • impr. 2006
  • Notes
    • Bibliogr. p. 491-500. Index
  • Langues
    • Français
  • Description matérielle
    • 1 vol. (XV-504 p.) : ill., couv. ill. ; 24 cm
  • Collections
  • Sujet(s)
  • ISBN
    • 2-7298-2786-2
  • Indice
  • Quatrième de couverture
    • Les Étoiles et le Milieu Interstellaire

      Le but de cet ouvrage est de faire le lien entre l'enseignement de physique fondamentale et celui d'astrophysique au niveau Master. Il s'agit de montrer comment les lois de la physique sont mises en oeuvre dans la modélisation des étoiles et du milieu interstellaire. Cette modélisation repose sur l'hypothèse que les lois de la physique connues sur Terre, sont aussi à l'oeuvre dans les étoiles et le milieu interstellaire. Les équations de conservation vérifiées par ces objets ont été démontrées à partir de principes premiers. Les démonstrations doivent permettre au lecteur de retrouver un certain nombre de résultats par lui-même.

      La première partie de l'ouvrage est dédiée aux étoiles considérées, en première approximation, comme des sphères auto-gravitantes à l'équilibre. Les lois de la physique sont utilisées pour établir des équations de conservation de la structure stellaire et étudier les processus physiques et les conditions prévalant dans les intérieurs et les atmosphères stellaires. La seconde partie de l'ouvrage est consacrée au milieu interstellaire, un milieu très complexe, hors de l'équilibre et difficile à décrire d'une manière linéaire. Des notions sur les différentes composantes du milieu interstellaire ainsi que leurs méthodes d'études sont présentées. La plupart des chapitres sont accompagnés de problèmes et d'exercices corrigés pour que le lecteur puisse vérifier l'acquisition des concepts.

      Cet ouvrage est destiné aux étudiants des parcours de physique aux niveaux L3, M1 et M2, ou à toute personne intéressée par l'astrophysique et possédant les connaissances d'une licence de physique.

      Richard Monier est Astronome-Adjoint à l'Observatoire de Strasbourg et actuellement en mission de longue durée au Groupe de Recherches en Astrophysique et Astronomie du Languedoc à l'Université Montpellier II. Docteur habilité à diriger des recherches en sciences de l'univers, ses travaux de recherche portent sur la physique stellaire. Il enseigne la physique et l'astrophysique dans les trois cycles à l'Université Louis Pasteur (Strasbourg I) et à Montpellier II.

  • Tables des matières
    • Les étoiles et le milieu interstellaire
      Introduction à l'astrophysique
      Richard Monier
      ellipses
      • I Les Etoiles11
      • 1 Propriétés observationnelles des étoiles13
      • 1.1 Introduction13
      • 1.2 Nomenclature stellaire14
      • 1.3 Notions de photométrie14
      • 1.3.1 Luminosités, flux et magnitudes14
      • 1.3.2 Distances stellaires et mouvements propres18
      • 1.4 Les systèmes binaires24
      • 1.4.1 Binaires visuelles26
      • 1.4.2 Binaires à éclipses28
      • 1.4.3 Binaires spectroscopiques32
      • 1.5 Relation masse-luminosité35
      • 1.6 Mesures des diamètres angulaires stellaires36
      • 1.7 La séquence spectrale39
      • 1.8 Le diagramme de Hertzsprung et Russell42
      • 1.9 Parallaxe spectroscopique44
      • 1.10 Exercices45
      • 2 Conditions physiques dans les intérieurs des étoiles49
      • 2.1 Introduction49
      • 2.2 L'équation d'état49
      • 2.2.1 Expression générale de la pression50
      • 2.2.2 Notion de poids moléculaire moyen52
      • 2.2.3 Pression dûe aux ions54
      • 2.2.4 La pression électronique55
      • 2.2.5 La pression du rayonnement59
      • 2.2.6 Energie interne du gaz et du rayonnement60
      • 2.3 L'équilibre hydrostatique61
      • 2.4 L'équation de la conservation de la masse62
      • 2.5 Le théorème du Viriel62
      • 2.6 Conditions physiques au centre des étoiles66
      • 2.6.1 Hypothèse de l'ETL dans les intérieurs stellaires68
      • 2.7 Etat thermodynamique d'un intérieur stellaire69
      • 2.7.1 Justification de l'hypothèse de gaz parfait69
      • 2.7.2 Thermodynamique du gaz parfait69
      • 2.7.3 Coefficients adiabatiques72
      • 3 Sources et mécanismes de transport de l'énergie stellaire75
      • 3.1 Introduction75
      • 3.2 Les sources de l'énergie stellaire75
      • 3.2.1 L'énergie potentielle gravitationnelle76
      • 3.2.2 Les réactions nucléaires77
      • 3.2.3 La nature quantique des réactions nucléaires78
      • 3.2.4 Energétique des réactions nucléaires81
      • 3.2.5 Taux de réaction84
      • 3.2.6 Les différents types de réaction nucléaires dans les étoiles91
      • 3.2.7 Troisième équation de la structure stellaire100
      • 3.3 Les mécanismes de transport de l'énergie100
      • 3.3.1 Transfert du rayonnement100
      • 3.3.2 Opacité110
      • 3.3.3 Transport convectif125
      • 3.3.4 Transport par conduction132
      • 3.4 Construction d'un modèle stellaire134
      • 3.5 Modèles simples d'étoiles à l'équilibre136
      • 3.5.1 Modèles polytropiques136
      • 3.5.2 La masse de Chandrasekhar140
      • 3.5.3 La luminosité d'Eddington141
      • 3.5.4 Le modèle standard142
      • 3.6 Exercices146
      • 4 Introduction à la théorie des photosphères stellaires149
      • 4.1 Introduction149
      • 4.2 Une région de l'atmosphère150
      • 4.3 Théorie du continuum150
      • 4.3.1 L'équation de transfert151
      • 4.3.2 Forme générale de la solution de l'équation de transfert pour les étoiles160
      • 4.4 Théorie des raies en absorption173
      • 4.4.1 Le profil de raie173
      • 4.4.2 Elargissement par collisions179
      • 4.4.3 Elargissement Doppler statistique189
      • 4.4.4 Convolution des différents types d'élargissement190
      • 4.4.5 Transfert radiatif dans une raie en absorption191
      • 4.5 Notions sur les calculs de modèles d'atmosphères191
      • 4.5.1 L'équation d'équilibre hydrostatique192
      • 4.5.2 Distribution de la température dans le Soleil195
      • 4.5.3 Profil de température dans les autres étoiles195
      • 4.5.4 Calcul de la pression électronique197
      • 4.5.5 Achèvement du modèle198
      • 4.5.6 Calcul de la profondeur géométrique201
      • 4.5.7 Calcul du flux émergent201
      • 4.6 Analyse chimique des spectres stellaires202
      • 4.6.1 Identification des raies202
      • 4.6.2 La courbe de croissance de Schuster et Schwarzschild205
      • 4.6.3 Spectres synthétiques211
      • 4.7 Exercices212
      • 5 Notions d'évolution stellaire219
      • 5.1 Introduction219
      • 5.2 Les équations de l'évolution stellaire219
      • 5.2.1 Conservation de l'énergie221
      • 5.2.2 Une autre démonstration du théorème du Viriel223
      • 5.2.3 Equation vérifiée par l'énergie interne d'une étoile224
      • 5.2.4 Application à la formation stellaire226
      • 5.2.5 Les équations régissant les changements de composition227
      • 5.2.6 L'ensemble des équations d'évolution228
      • 5.3 Une vue schématique de l'évolution des étoiles229
      • 5.3.1 Différentes zones d'équation d'état230
      • 5.3.2 Différentes zones de combustions nucléaires232
      • 5.3.3 Zones d'instabilité233
      • 5.3.4 Trajet évolutif de la région centrale d'une étoile dans le plan (log T, log rau)234
      • 5.3.5 L'évolution d'une étoile vue depuis son centre237
      • 5.4 La théorie de la séquence principale (SP)239
      • 5.4.1 Le modèle linéaire239
      • 5.4.2 Valeurs moyennes241
      • 5.4.3 Relations Rayon-Masse, Luminosité-Masse242
      • 5.5 Evolution avant l'arrivée sur la séquence principale244
      • 5.5.1 Evolution d'une protoétoile244
      • 5.5.2 Zone interdite d'Hayashi246
      • 5.6 Evolution sur la séquence principale248
      • 5.6.1 La séquence principale d'Age Zéro248
      • 5.6.2 Evolution sur la séquence principale249
      • 5.6.3 Résultats des calculs évolutifs pour le bas de la SP250
      • 5.6.4 Résultats des calculs pour le haut de la SP251
      • 5.7 Evolution après la séquence principale257
      • 5.7.1 Inhomogénéité de la composition chimique258
      • 5.7.2 Condensation centrale258
      • 5.7.3 Caractéristiques des zones de brûlage en couche259
      • 5.7.4 Evolution des étoiles de masses intermédiaires260
      • 5.7.5 Evolution ultérieure des étoiles de faible masse264
      • 5.7.6 Evolution ultérieure des étoiles de grande masse264
      • 6 Etoiles aux propriétés particulières267
      • 6.1 Introduction267
      • 6.2 Méthodes d'observation268
      • 6.3 Les variables intrinsèques périodiques270
      • 6.3.1 Les variables pulsantes de la bande d'instabilité270
      • 6.3.2 Les Céphéides, les RR Lyrae et les W Virginis272
      • 6.3.3 Les étoiles de type delta Scuti et les AI Velorum276
      • 6.3.4 Les étoiles du type bêta Canis Majoris276
      • 6.3.5 Etoiles B pulsantes du type 53 Per277
      • 6.3.6 Etoiles Be277
      • 6.3.7 Variables rotationnelles278
      • 6.3.8 Les variables bleues lumineuses (LBVs) : P Cygni281
      • 6.3.9 Etoiles Wolf-Rayet283
      • 6.4 Les variables géantes froides283
      • 6.4.1 Etoiles RV Tauri et semi-régulières jaunes283
      • 6.4.2 Les variables rouges284
      • 6.4.3 Etoiles carbonées285
      • 6.5 Les variables irrégulières287
      • 6.5.1 Les étoiles à éruptions287
      • 6.6 Les variables cataclysmiques288
      • 6.6.1 Les novae classiques288
      • 6.6.2 Les novae récurrentes289
      • 6.6.3 Les novae naines289
      • 6.6.4 Les novoïdes et les variables à hélium290
      • 6.6.5 Les étoiles variables cataclysmiques magnétiques290
      • 6.7 Les variables symbiotiques290
      • 6.8 Les supernovae291
      • 6.8.1 Différents types de supernovae291
      • 6.8.2 Les supernovae de type Ia292
      • 6.8.3 Supernovae de type Ib294
      • 6.8.4 Supernovae de type Ic294
      • 6.8.5 Les supernovae de type II295
      • 6.8.6 SN 1987A296
      • II Le Milieu Interstellaire297
      • 7 Introduction au milieu interstellaire299
      • 7.1 Les différentes composantes du milieu interstellaire299
      • 8 Les poussières interstellaires305
      • 8.1 Introduction305
      • 8.2 Evidence observationnelle305
      • 8.3 Interaction grains-rayonnement309
      • 8.3.1 Equation de transfert310
      • 8.3.2 Comparaison des efficacités prédites à l'extinction observée :312
      • 8.3.3 Comportement de Qsca et Qext lorsque a (...) lambda312
      • 8.4 Emission thermique des grains314
      • 8.4.1 Température d'équilibre des grains314
      • 8.4.2 Emission thermique des grains dans l'infrarouge315
      • 8.5 Origine et formation des grains316
      • 8.5.1 Formation de la poussière dans les atmosphères stellaires316
      • 8.5.2 Injection de la poussière dans le milieu interstellaire320
      • 8.6 Destruction des grains322
      • 8.7 Nature des poussières interstellaires322
      • 8.7.1 Raies en absorption323
      • 8.7.2 L'absorption à lambda 2175 Å324
      • 8.7.3 Les bandes optiques diffuses (DIBs)325
      • 8.7.4 Les raies d'absorption infrarouges328
      • 8.7.5 Résultats récents329
      • 8.7.6 Directions de lectures332
      • 8.8 Exercices333
      • 9 Physique du gaz interstellaire peu dense349
      • 9.1 Le gaz interstellaire diffus349
      • 9.2 Transfert du rayonnement350
      • 9.3 La raie à 21 cm de l'hydrogène neutre353
      • 9.3.1 Raie à 21 cm en émission353
      • 9.3.2 Raie à 21 cm en absorption355
      • 9.4 Raies d'absorption interstellaires dans le visible et l'ultraviolet357
      • 9.5 Composition et physique des nuages interstellaires diffus360
      • 9.5.1 Composition du milieu interstellaire diffus360
      • 9.5.2 Détermination des densités de colonne361
      • 9.5.3 Résultats des déterminations d'abondances367
      • 9.5.4 Détermination des conditions physiques par les raies d'absorption368
      • 9.5.5 Abondance du deutérium369
      • 9.5.6 Corrélation entre le gaz et la poussière372
      • 9.6 Equilibre thermique d'un nuage interstellaire373
      • 9.7 Densité électronique dans le milieu interstellaire diffus374
      • 9.7.1 Mesure de ne à partir des taux d'ionisation et de recombinaison375
      • 9.8 Le gaz interstellaire très chaud375
      • 9.8.1 Distribution du gaz en dessus du plan galactique376
      • 9.8.2 Composition chimique du gaz de la couronne377
      • 9.8.3 Résultats récents obtenus par le satellite FUSE379
      • 9.8.4 Directions de lecture381
      • 9.9 Exercices382
      • 10 Introduction aux nuages moléculaires393
      • 10.1 Introduction393
      • 10.2 Observations des nuages moléculaires396
      • 10.2.1 Quantités mesurées et leurs importance397
      • 10.3 Les molécules comme diagnostiques physiques du gaz399
      • 10.3.1 Transitions observables399
      • 10.3.2 Théorie du transfert du rayonnement402
      • 10.3.3 Excitation des molécules interstellaires405
      • 10.3.4 Détermination de la densité et des températures à partir des raies moléculaires406
      • 10.3.5 Structures déduites des observations407
      • 10.3.6 Traceurs du champ magnétique410
      • 10.4 Champs de vitesse413
      • 10.5 Estimation de la masse414
      • 10.6 Différents types de morphologie415
      • 10.7 Observations de molécules dans les nuages moléculaires417
      • 10.8 Processus de chauffage et de refroidissement422
      • 10.8.1 Directions de lecture424
      • 10.9 Exercices425
      • 11 Notions de chimie interstellaire431
      • 11.1 Introduction431
      • 11.2 Synthèse moléculaire sur les grains431
      • 11.2.1 La nature de la surface des grains432
      • 11.2.2 Formation de molécules à la surface de grains par collage (adsorption)432
      • 11.2.3 Processus de désorption436
      • 11.3 Synthèses en phase gazeuse436
      • 11.4 Chimie dans les nuages diffus441
      • 11.5 Rôle des rayons cosmiques dans les nuages denses442
      • 11.6 Réactions primaires442
      • 11.7 Réactions secondaires443
      • 11.8 Les six types de réactions en phase gazeuse444
      • 11.8.1 Type 1 : ion + H2444
      • 11.8.2 Type 2 : ion + CO445
      • 11.8.3 Type 3 : Association radiative445
      • 11.8.4 Type 4 : Recombinaisons dissociative et radiative447
      • 11.8.5 Type 5 : Réaction neutre-neutre448
      • 11.8.6 Type 6 : C+ + neutre449
      • 11.9 Preuves de l'importance de la chimie ions-molécules449
      • 11.10 La chimie des ondes de choc450
      • 11.11 Le problème de l'ion CH+451
      • 11.12 Effet d'un choc sur un nuage diffus452
      • 11.13 Modélisation des processus chimiques454
      • 11.13.1 Modélisation des réactions en phase gazeuse454
      • 11.13.2 Modélisation des réactions à la surface de grains460
      • 11.14 Développements récents en chimie interstellaire461
      • 11.14.1 Détection de nouvelles espèces462
      • 11.14.2 Directions de lecture463
      • 12 Nébuleuses gazeuses ionisées (régions HII)465
      • 12.1 Introduction465
      • 12.2 Processus physiques dans les régions H II466
      • 12.2.1 Nébuleuse d'hydrogène pur468
      • 12.2.2 Mesure de la température et densité électronique par les raies474
      • 12.2.3 Détermination de Ne à partir de l'émission thermique radio476
      • 12.2.4 Directions de lecture477
      • 12.3 Exercices478
      • Constantes physiques et Bibliographie487
      • Index bibliographique501

  • Origine de la notice:
    • BNF
  • Disponible - 522.5 MON

    Niveau 2 - Sciences