Zone radiative stellaire

Lazone radiativeest une partie interne d'uneétoileoù l'énergieest transportée vers l'extérieur par le biais de ladiffusion radiativeet de laconduction thermique,plutôt que par laconvection.L'énergie voyage à travers la zone radiative sous la forme deradiation électromagnétiquetransportée par lesphotons.La matière dans la zone radiative est sidenseque les photons peuvent uniquement y avancer d'une petite distance avant d'être absorbés ou déviés par une autreparticule.Pour cette raison, on estime que le rayonnement met jusqu'à un million d'années pour traverser la zone radiative.

L'existence, l'étendue et même la position de cette zone varient grandement selon lamassede l'étoile. Ainsi, les étoiles de moins de 0,3masse solaire(M_☉) n'en auraient pas. Pour les autres étoiles, la zone radiative est située avant lazone convectivepour celles de moins de 1,2M_☉,et après pour celles de plus de 1,2M_☉.

Historique

Modèle stellaire d'Eddington

En 1920,Eddingtonpropose un modèle stellaire décrivant la dynamique à l'intérieur des étoiles. Le modèle d'Eddington est basé sur l'équilibre hydrostatique, laconservation de l'énergieet le transfert radiatif.Ainsi, une étoile est enéquilibre hydrostatique,c'est-à-dire que lapressionengendrée par lagravitéde l'étoile est équilibrée par la pression de la matière à l'intérieur de l'étoile.

formalisme

Eddington assume que la pression ($P$) dans une étoile est la combinaison d'une pression degaz idéalet lapression de la radiation.À cela, il a ajouté la constante de ratio ($\beta$), de pression des gaz à la pression totale, ce qui va former la loi des gaz parfaits:

$\beta P=k_{B}{\frac {\rho }{\mu }}T$

où

• $k_{B}$est la constante deBoltzmannet μ, la masse d'uniond'hydrogène(i.e. la masse d'unproton).

Quant à elle, la pression de radiation s'exprime ainsi:

$1-\beta ={\frac {P_{\text{radiation}}}{P}}={\frac {u}{3P}}={\frac {4\sigma _{B}}{3c}}{\frac {T^{4}}{P}}$

En utilisant l'équation d'équilibre hydrostatique, la seconde équation devient équivalente à:

$-{\frac {GM\rho }{r^{2}}}={\frac {{\text{d}}P}{{\text{d}}r}}={\frac {16\sigma _{B}}{3c(1-\beta )}}T^{3}{\frac {{\text{d}}T}{{\text{d}}r}}$

Pour l'énergie transmise exclusivement par la radiation, il serait possible d'utiliser l'équation pour legradientde température (présenté dans la partie précédente) et obtenir:

$GM={\frac {\kappa L}{4\pi c(1-\beta )}}$

Ainsi, le modèle d'Eddington est une bonne approximation de la zone radiative tant que κL/M est approximativement constant, ce qui est souvent vrai.

Caractéristiques physiques

Pour les étoiles de laséquence principale,la zone radiative se situe à différents endroits dans l'étoile selon sa masse.

• Pour les étoiles de moins de 0,3M_☉,la zone radiative est inexistante.
• Pour les étoiles ayant une masse de 0,3 à 1,2M_☉,la zone radiative se situe entre le centre de l'étoile et la zone convective. Elle inclut lenoyau.Dans ces étoiles, la zone radiative est séparée de la zone convective par latachocline.C'est à cet endroit que larotation uniformede la zone radiative rencontre larotation différentiellede la zone de convection.De plus, le rayon de la zone radiative augmente de façon linéaire en fonction de la masse de l'étoile.
• Pour les étoiles de masse supérieure à 1,2M_☉,la zone radiative s'étend quasiment à l'ensemble de l'étoile. Dans ce cas, le noyau serait convectif plutôt que radiatif.

noframe

Cette différence dans la structure stellaire en fonction de la masse s'explique par la variation de latempératuredu noyau de l'étoile. En effet, lorsque la masse de l'étoile diminue, la température en son centre diminue également. Cette différence de température modifie l'importance relative ducycle CNO,l'un des cycles de formation de l'énergie dans les étoiles.Cela entraine la diminution de la zone convective centrale et même une disparition de celle-ci autour de 1,2 masse solaire. De plus, l'apparition d'une zone convective à l'extérieur de la zone radiative s'expliquerait par un changement dans l'origine de l'opacitéde l'étoile.En effet, pour les étoiles de 0,3 à 1,2 masse solaire, l'opacité est principalement due à latransition libre-libre et liée-libre.Ces réactions deviennent très importantes autour de 10⁵kelvins(K), augmentant ainsi significativement l'opacité de l'étoile. Afin de maintenir un débit d'énergie constant malgré une opacité accrue, la température augmente dans la région externe de l'étoile.Cette augmentation de température crée de l'instabilité et permet ainsi la formation d'une zone convective au-delà de la zone radiative. Plus, la masse d'une étoile diminue, plus sa zone convective extérieure est grande.

Dans une étoile, le mode de transfert d'énergie (transfert radiatif ou convectif) est déterminé en fonction des conditions de température et de pression. Ces conditions varient selon la masse de l'étoile.

Représentation du trajet d'un photon dans la zone radiative.

Tel que son nom l'indique, le mode de transport radiatif intervient dans la zone radiative.Puisque la matière y est suffisamment dense, les photons émis par le noyau sont constamment absorbés par lesélectrons libreset lesatomesprésents dans legaz ioniséde la zone radiative. Ces photons sont alors réémis, puis réabsorbés par d'autres électrons et d'autres atomes.Ce processus se produit à répétition jusqu'à la surface de la zone radiative. Comme le phénomène d'absorption et de réémission est aléatoire, il ne favorise pas la direction vers l'extérieur de la zone radiative.C'est pourquoi la durée du trajet d'un photon à l'intérieur de la zone radiative est estimé entre quelques milliers et quelques millions d'années, en fonction de la taille, de la densité et de la composition de l'étoile.

Température

Dans la zone radiative, legradient de température(${\text{d}}T$), donné en fonction du rayon de l'étoile$r$,s'exprime par la relation:

${\frac {{\text{d}}T(r)}{{\text{d}}r}}\ =\ -{\frac {3\kappa (r)\rho (r)L(r)}{(4\pi r^{2})(16\sigma _{B})T^{3}(r)}}$

où

• $\kappa (r)$est l'opacité de l'étoile,
• $\rho (r)$est la densité de la matière,
• $L(r)$est laluminositéde l'étoile et$\sigma _{B}$est laloi de Stefan-Boltzmann.

Le signe négatif dans l'équation indique que la température diminue au fur et à mesure que l'on s'éloigne d'une distance$r$du centre de l'étoile.

Une grande opacité ou une grande luminosité peuvent engendrer un haut gradient de température, ce qui indique un transfert d'énergie peu efficace^{[réf.souhaitée]}.

Zones radiatives notables

Soleil

La zone radiative solaire s'étend du centre de l'étoile jusqu'à la tachocline, à environ 72 % durayon solaire.La zone située du centre jusqu'à environ 25 % du rayon solaire est connue sous le nom de noyau.

Notes et références

Notes

• (en)Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé«Radiation zone»(voir la liste des auteurs).

Bibliographie

:document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

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