Zone de convection stellaire

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Structure du Soleil en coupe.

La zone de convection stellaire est une couche dans une étoile qui est thermodynamiquement instable. L'énergie est principalement ou partiellement transportée par convection des parcelles à l'intérieur de cette région contrairement à la zone de rayonnement où l'énergie est transportée par le rayonnement émis et par la conduction. Il s'agit donc d'un mouvement de masse du plasma à l'intérieur de l'étoile qui forme habituellement un courant de convection circulaire avec le plasma chauffé ascendant et le plasma refroidi descendant.

Le critère de Schwarzschild exprime les conditions dans lesquelles une région d'une étoile est ainsi instable. Une parcelle de gaz qui s'élève légèrement se retrouvera dans un environnement de pression plus faible que celle d'où elle provient. Son volume se dilate et sa température refroidit alors. Si la parcelle ascendante se refroidit à une température inférieure à celle de son nouvel environnement, de sorte qu'elle a une densité plus élevée que le gaz environnant et selon le principe d'Archimède elle retombera d'où il vient. Cependant, si le gradient de température est assez raide (c'est-à-dire que la température change rapidement avec la distance du centre de l'étoile), ou si le gaz a une capacité thermique très élevée (c'est-à-dire que sa température varie lentement lors de l'expansion du volume), la parcelle demeurera plus chaude et moins dense que son nouvel environnement et sa flottabilité lui fera alors continuer à s'élever.

Condition de Schwarzschild[modifier | modifier le code]

Le gradient de température détermine si un élément d'une étoile va monter ou descendre s'il déplacé par des fluctuations aléatoires dans l'étoile, ou si le principe d'Archimède le ramènera à sa position initiale. Le critère de Schwarzschild pour inhiber la convection est[1] :

est l'accélération gravitationnelle et est la capacité thermique à pression constante.

Étoiles de la séquence principale[modifier | modifier le code]

Dans les étoiles de la séquence principale de plus de 1,3 fois la masse du Soleil, la température du cœur est très élevée et provoque la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium principalement via le cycle carbone-azote-oxygène (CNO) au lieu de la chaîne proton-proton moins affectée par la température. Le cœur de ces étoiles est entouré d'une couche de rayonnement qui est en équilibre thermique et subit peu ou pas de mélange[2].

Par contre, la couche au-dessus est réchauffé à sa base par le rayonnement et refroidit à son sommet par la couche externe de l'étoile. Le fort gradient de température permet ainsi une zone de convection qui mélange lentement le combustible d'hydrogène avec le produit d'hélium. Dans les étoiles les plus massives, la zone de convection peut s'étendre à partir du noyau à la surface[3].

Dans les étoiles de séquence principale de moins d'environ 10 masses solaires, l'enveloppe extérieure de l'étoile contient une région où l'ionisation partielle de l'hydrogène et de l'hélium augmente la capacité thermique. La température relativement basse dans cette région provoque simultanément que l'absorbance, due aux éléments plus lourds, soit suffisamment élevée pour produire un gradient de température abrupt. Cette combinaison de circonstances produit une zone de convection externe, dont le sommet est visible dans le Soleil sous forme de granulation solaire. Les étoiles de la séquence principale de masse faible, comme les naines rouges inférieures à 0,35 de masse solaire, ainsi que les étoiles de séquence pré-principales du trajet de Hayashi, sont convectives dans toute leur volume et ne contiennent pas de zone de rayonnement[4],[5].

Étoiles de type solaire[modifier | modifier le code]

Pour les étoiles de la séquence principale semblables au Soleil, avec un cœur radiatif et une enveloppe convective, la région de transition entre la zone de convection et la zone de rayonnement est appelée tachocline. Dans le cas du Soleil lui-même, la zone convective s’étend de 0,8 rayon solaire du centre à la surface visible du Soleil. Elle est séparée de la zone de radiation par une tachocline épaisse d’environ 3 000 kilomètres, qui d’après les études récentes pourrait être le siège de puissants champs magnétiques et jouerait un rôle important dans la dynamo solaire. La température y passe de 2 millions à ~5 800 kelvins. La matière parvenue en surface, refroidie, plonge à nouveau jusqu’à la base de la zone de convection pour recevoir la chaleur de la partie supérieure de la zone de radiation, etc. Les gigantesques cellules de convection ainsi formées sont responsables des granulations solaires observables à la surface de l’astre. Les turbulences survenant dans cette zone produisent un effet dynamo responsable de la polarité magnétique nord-sud à la surface du Soleil.

Géantes rouges[modifier | modifier le code]

Dans les étoiles géantes rouges, et en particulier pendant la branche asymptotique des géantes, la zone de convection superficielle varie en épaisseur pendant les phases de brûlage de la coquille. Cela provoque des évènements de très courte durée de drague des éléments résultant fusion depuis le cœur de l'étoile vers la surface.

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (de) Karl Schwarzschild, Gesammelte Werke: Collected Works (lire en ligne), p. 14.
  2. (en) R. Behrend et A. Maeder, « Formation of massive stars by growing accretion rate », Astronomy and Astrophysics, vol. 373,‎ , p. 190 (DOI 10.1051/0004-6361:20010585, Bibcode 2001A&A...373..190B, arXiv astro-ph/0105054).
  3. (en) F. Martins, E. Depagne, D. Russeil et L. Mahy, « Evidence of quasi-chemically homogeneous evolution of massive stars up to solar metallicity », Astronomy & Astrophysics, vol. 554,‎ , A23 (DOI 10.1051/0004-6361/201321282, Bibcode 2013A&A...554A..23M, arXiv 1304.3337).
  4. (en) A. Reiners et G. Basri, « On the magnetic topology of partially and fully convective stars », Astronomy and Astrophysics, vol. 496, no 3,‎ , p. 787–790 (DOI 10.1051/0004-6361:200811450, Bibcode 2009A&A...496..787R, arXiv 0901.1659).
  5. (en) F. d'Antona et J. Montalbán, « Efficiency of convection and Pre-Main Sequence lithium depletion », Astronomy and Astrophysics, vol. 212,‎ , p. 203 (DOI 10.1051/0004-6361:20031410, Bibcode 2003A&A...412..213D, arXiv astro-ph/0309348).