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Matire et Univers

 

 

 

 

 

 

 

Matière et Univers

PUBLIÉ LE 12 DÉCEMBRE 2016
       
Quelles sont les lois fondamentales gouvernant l’Univers, depuis ses constituants les plus élémentaires jusqu’à ses plus grandes structures ? Quelles sont les propriétés de la matière organisée à l’échelle des nanosciences ? Autant de questions qui animent les chercheurs des sciences de la matière et de l’Univers. Pour y répondre, le CEA mène des recherches fondamentales de pointe, en contribuant notamment au développement et à l’exploitation de nombreux instruments de recherche, reconnus sur le plan international, tels que le télescope spatial Herschel ou encore le LHC.
LES RECHERCHES DU CEA EN
sciences de la matière et de l’Univers
Les axes de recherche

Théorie et simulation
THÉORIE ET SIMULATION
Le CEA mène des recherches dans tous les grands domaines de la physique théorique moderne : physique des hautes énergies, cosmologie, gravitation quantique, théorie des cordes, méthodes exactes et physique mathématique, physique de la matière condensée et physique quantique, physique statistique et systèmes hors d'équilibre, systèmes biologiques, systèmes complexes et réseaux dynamiques. Pour mener ses recherches, le CEA utilise et développe notamment la simulation numérique.

Nanosciences
LES NANOSCIENCES
À l'échelle d'une dizaine d'atomes, les physiques classique et quantique se rencontrent, et des phénomènes de surface deviennent prépondérants. Il s'agit d'un nouveau monde que les nanosciences explorent pour en comprendre et en utiliser les propriétés.
Les équipes multidisciplinaires du CEA, à Saclay et à Grenoble, sont à l'origine de nombreuses découvertes dans les nanosciences. Grâce à elles, de nouvelles applications voient le jour dans des domaines aussi variés que la spintronique, la quantronique, la photonique, l'électronique moléculaire et les sciences des matériaux.

Matériaux
LES MATÉRIAUX
Au croisement des nanosciences, de la chimie et de la physique de l’état condensé, les recherches sur les matériaux se déclinent en d’innombrables spécialités : analyse structurale, photonique, matériaux photoconducteurs, multiferroïques, supraconductivité, magnétisme....
Les interactions entre rayonnement et matière sont exploitées pour sonder la matière à l’échelle du nanomètre et de l’attoseconde. Des équipes conçoivent, développent et exploitent des outils de niveau international (lasers de hautes performances, faisceaux de neutrons, d’ions ou d’électrons) qui sont à la disposition de la communauté scientifique.

Physique nucléaire
LA PHYSIQUE NUCLÉAIRE
Les physiciens nucléaires du CEA créent des noyaux d’atomes « exotiques » afin de comprendre leurs propriétés, du simple nucléon aux noyaux super lourds. L’étude expérimentale et la modélisation théorique des noyaux est essentielle en physique nucléaire, mais aussi en astrophysique, notamment pour modéliser les étoiles, les supernovae et tous les chaudrons cosmiques où sont forgés les éléments chimiques élémentaires de notre Univers.
Le Ganil, infrastructure européenne commune au CEA et au CNRS située à Caen, est l’un des quatre plus grands centres au monde pour l’étude des noyaux d’atome.
*         En savoir plus - Les recherches du CEA en physique nucléaire

Physique des particules
LA PHYSIQUE DES PARTICULES
Les chercheurs du CEA contribuent à la conception et à la réalisation d’instruments qu’ils utilisent ensuite pour mettre à l’épreuve leurs modèles théoriques, en particulier le modèle standard de la physique des particules. Ils s’appuient sur des experts en ingénierie, cryomagnétisme, électronique et informatique.
Toutes ces compétences font du CEA un acteur mondial dans le domaine de la physique des particules. Ses équipes ont notamment participé à la découverte du boson de Higgs au Cern.

Astrophysique
L'ASTROPHYSIQUE
Le CEA participe à de très nombreux programmes internationaux d’observation astronomique, terrestre ou spatiale. Il contribue à la conception, à la réalisation et à l’exploitation d’instruments opérant dans tous les domaines d’énergie : submillimétrique, infrarouge, visible, X et gamma.
Les astrophysiciens du CEA sont, entre autres, des experts reconnus de la formation des grandes structures de l’Univers, des étoiles et des planètes, de la recherche de matière noire et de la cosmologie.

Instrumentation pour les grandes expériences de physique
L'INSTRUMENTATION POUR LES GRANDES EXPÉRIENCES
DE PHYSIQUE
Les chercheurs, ingénieurs et techniciens du CEA conçoivent ou participent à la conception de nombreuses grandes expériences. Ils ont ainsi développé des compétences tant dans le domaine des accélérateurs de particules ou des télescopes que dans ceux de la détection des rayonnements, du traitement de l’information, des cryotechnologies ou du calcul haute performance. Le CEA est reconnu pour ses compétences en matière de cavités et d’aimants supraconducteurs, de cryogénérateurs ou de détecteurs (Micromégas, bolomètres, etc.). La maison de la Simulation, enfin, a pour objectif de favoriser l’utilisation efficace par la communauté scientifique des grands équipements de calcul intensif pour la simulation numérique.

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Astrophysique au laboratoire

 

 

 

 

 

 

 

L'ASTROPHYSIQUE NUCLÉAIRE
Astrophysique au laboratoire

A l'observation et la théorie se sont ajoutées la simulation numérique et même l'expérience.

Publié le 10 décembre 2015


TÉLESCOPES ET SATELLITES
En astrophysique, les découvertes sont essentiellement faites grâce à des télescopes au sol ou embarqués à bord de satellites.
L’ensemble des rayonnements forme le spectre électromagnétique ; qui est utilisé depuis les ondes radio jusqu’aux rayons X ou gamma, chaque domaine spectral apportant des informations spécifiques. Par exemple :
*         les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles et les planètes se forment ;
*         la lumière visible renseigne sur les propriétés du gaz de la photosphère des étoiles ;
*         les rayons X et gamma révèlent les phénomènes parfois très violents qui adviennent à la fin de la vie d’une étoile : supernovas, pulsars, étoiles à neutrons, trous noirs.

Ces rayonnements se distinguent par leur longueur d’onde, mesure de l’énergie qu’ils transportent. Plus la longueur d’onde est courte, plus le rayonnement transporte d’énergie et plus le gaz qui l’a produit est chaud. A l’inverse, les grandes longueurs d’onde sont caractéristiques de rayonnements moins énergétiques et issus de milieux plus froids.
L’interprétation des données recueillies permet de déterminer la luminosité de l’étoile, sa température de surface, sa vitesse radiale ou sa composition chimique.

AU LABORATOIRE
Recréer sur Terre les phénomènes violents, qui agitent les astres et le milieu interstellaire, a longtemps été impensable, car cela nécessite de fournir des quantités phénoménales d’énergie pour chauffer et comprimer la matière et obtenir un plasma qui ressemble à ceux que l’on observe en astrophysique.
Les progrès réalisés sur les lasers permettent désormais cette astrophysique de laboratoire. Les échantillons étudiés grâce à des lasers à haute énergie mesurent quelques centimètres cubes. Ces expériences permettent d’acquérir des données de physique fondamentale et d’analyser des phénomènes astrophysiques dynamiques où se mélangent instabilités, rayonnement et champ magnétique.


On déduit ce qui pourrait se passer dans un plasma de taille astrophysique en utilisant des lois d’échelle.
Grâce aux accélérateurs d’ions lourds du Ganil, les physiciens explorent l’infiniment petit : la structure des noyaux, leurs propriétés thermiques et mécaniques…
Ils créent des noyaux exotiques, qui n’existent pas sur Terre mais peuplent le cœur des étoiles, et recréent de minuscules « étoiles » au sein de leurs installations.

SIMULATION NUMÉRIQUE
Après l’observation et l’instrumentation, la simulation est la troisième voie de recherche en astrophysique. Les principales études concernent la cosmologie, la physique stellaire, l’étude des disques protoplanétaires et celle du milieu interstellaire.
Grâce au développement de supercalculateurs, reconstituer l’évolution de la matière dans l’Univers est désormais possible. A charge pour les ordinateurs de résoudre les équations de la gravité, de la mécanique des fluides et de la physique des gaz qui régissent ces mouvements, en partant de données initiales connues.


Pour valider leurs théories, les chercheurs découpent l’Univers en cubes, plus ou moins petits en fonction de la densité de la matière. La plus grande simulation a été réalisée par le projet Horizon : elle a reconstitué l’évolution de 70 milliards de particules de matière noire dans un cube de 6 milliards d’années-lumière de côté (la moitié de l’Univers observable !), divisé en 140 milliards de mailles.

ASTÉROSISMOLOGIE

La surface d’une étoile est animée par les mouvements turbulents qui agitent sa zone convective et engendrent des ondes acoustiques qui se propagent en son sein. Puisque le vide règne dans l’espace, les chercheurs ne peuvent pas les écouter directement ; ils enregistrent les mouvements de dilatation et de compression en analysant les mouvements de surface.
Chacune de ces millions de pulsations doit être étudiée individuellement. Cela permet de déterminer la vitesse du son et donc la densité et la température au sein de l’étoile, couche par couche. La sismologie stellaire a pris son essor avec le satellite SOHO, observant le Soleil, mais aussi avec le satellite Kepler pour les autres étoiles. L’aventure va continuer avec le lancement de la mission Plato de l’ESA, prévu vers 2025, qui étudiera les vibrations de centaines de milliers d’étoiles de la Voie lactée.

Webdoc L'Odyssée de la Lumière

OBSERVATION EN RAYONS X ET GAMMA
INTEGRAL
Les vestiges chauds et radioactifs des explosions d’étoiles émettent des rayonnements X et gamma. Ce sont eux que les astrophysiciens observent, car cette partie la plus énergétique du spectre électromagnétique apporte les indices les plus nets de la synthèse des noyaux d’atomes dans l’Univers. Le satellite Integral (International Gamma-Ray Astrophysics laboratory), lancé en octobre 2002, étudie la radioactivité de la Voie lactée et des galaxies voisines, permettant de préciser les modèles d’étoiles et de mieux comprendre les processus dynamiques qui engendrent leur explosion. Le but de ce télescope spatial est de détecter le rayonnement gamma émis par les éléments radioactifs à vie longue tels que l’aluminium 26, à vie moyenne comme le titane 44 et à vie courte tel le cobalt 56. Il permet également de repérer où se situe l’action de la nucléosynthèse dans la galaxie.

HESS
Installé en Namibie, le réseau de télescopes Hess observe les gerbes de particules provoquées par les particules ou les rayons gamma de haute énergie entrant dans l’atmosphère terrestre. Il en déduit l’origine, ce qui permet de mieux comprendre des sources comme la nébuleuse du Crabe, reste d’une supernova qui explosa en 1054. Plus d’une centaine de sources ont été recensées, certaines sont des restes de supernova ou des pulsars, d’autres sont de nature encore inconnue.


OBSERVATION EN INFRAROUGE
HERSCHEL
Le satellite Herschel, lancé en avril 2009, a fourni des images de l’Univers dans l’infrarouge lointain et submillimétrique. Celles-ci servent à une quarantaine de programmes d’observation qui portent sur l’origine de la masse des étoiles, la formation des étoiles massives, l’évolution du milieu interstellaire des galaxies et l’histoire de l’évolution des galaxies.

ALMA

Le télescope Apex détecte de nombreux objets célestes, qui seront ensuite étudiés plus précisément par Alma. © DR
Sur Terre, au Chili, les 66 antennes de l’observatoire Alma analysent le rayonnement émis par les nuages de gaz et de poussières très froids dans lesquels les étoiles sont en train de naître.

PLANCK

Entre 2009 et 2012, le télescope spatial Planck a cartographié l’intégralité de la voûte céleste dans 9 longueurs d’onde du domaine infrarouge, provenant de sources différentes : étoiles, poussières interstellaires, galaxies, amas galactiques… En ôtant de l’image complète les rayonnements émis par chaque source, il a fourni en 2013 l’image du plus ancien rayonnement de l’Univers, le fond diffus cosmologique, émis il y a 13,8 milliards d’années !
L’analyse de ce fond diffus cosmologique a permis de valider le modèle cosmologique standard d’un Univers en expansion accélérée, probablement issu d’une phase d’expansion exponentielle appelée inflation.

 

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Le tlescope James Webb rvle la composition d'un disque protoplantaire

 

 

 

 

 

 

 

Le télescope James Webb révèle la composition d'un disque protoplanétaire

11 mai 2023    UNIVERS
*              Les jeunes étoiles sont entourées de disques de matières où naissent les futures planètes.

*         Le télescope James Webb a permis de révéler la composition chimique du disque de l’étoile J160532, riche en hydrocarbures.

*         Les observations de ces dernières années ont montré que les exoplanètes rocheuses sont très abondantes autour des étoiles « légères » comme J160532.

Une équipe de recherche internationale impliquant des scientifiques du CNRS, de l’Université Paris-Saclay et du CEA soutenus par le CNES vient de révéler la composition chimique d’un disque de matière en rotation autour d’une jeune étoile, où se forment de nouvelles planètes. Étonnamment, celui-ci est riche en hydrocarbures, deux molécules de cette famille ayant même été détectées pour la première fois dans un disque. Ces résultats publiés le 11 mai dans la revue Nature Astronomy ont été obtenus grâce à l’instrument MIRI développé par un consortium de laboratoires en Europe1 et aux Etats-Unis.
C’est ici que naissent les planètes, au cœur des disques de poussière et de gaz qui se forment autour d’une jeune étoile après sa naissance. La matière s’y agglomère pour former des « protoplanètes » qui poursuivent leur croissance en amassant les matériaux qu’elles rencontrent dans le disque. Mais les connaissances sur ce processus restent limitées.
Parmi les mystères qui entourent encore les disques protoplanétaires, les scientifiques de 11 pays européens2 regroupés au sein du consortium MINDS (MIRI mid- Infrared Disk Survey) viennent de lever en partie le voile sur leur composition chimique. Les observations de la très jeune étoile J1605323 et de son disque, menées avec le télescope spatial James Webb, a mis en évidence des hydrocarbures étonnamment abondants. Certains sont même détectés pour la première fois dans un disque.

L’équipe de recherche s’est appuyé pour cela sur le spectromètre MIRI du télescope. En disséquant la lumière infrarouge émise par le gaz dans le disque de J160532, l’instrument a permis de révéler une quantité très importante d'acétylène (C2H2), une molécule d'hydrocarbure simple et très réactive. La découverte de molécules jusqu'alors inconnues dans les disques protoplanétaires a également créé la surprise : deux autres hydrocarbures, le benzène (C6H6) et le diacétylène (C4H2) ont en effet été identifiés.
Ainsi, le disque J160532 semble extrêmement riche en molécules carbonés sous forme de gaz, avec très peu d'eau et de dioxyde de carbone, alors que ces deux molécules contenant de l'oxygène sont régulièrement détectées dans d'autres disques. Les auteurs de cette étude avancent l’hypothèse selon laquelle que le carbone solide dans le disque J160532 serait passé à l’état de gaz en raison de l’activité intense de la jeune étoile. Cela impliquerait que les planètes rocheuses formées à partir des grains de poussière du disque devraient avoir une composition minérale pauvre en carbone, tout comme la Terre. Au contraire, les planètes gazeuses devraient être riches en carbone.

Le consortium avait choisi de s’intéresser à J160532 en raison de sa faible masse, de l’ordre de cinq à dix fois plus faible que celle du Soleil. En effet, les observations de ces dernières années ont montré que les exoplanètes rocheuses sont très abondantes autour de ces étoiles “légères”. Ces exoplanètes se forment en outre souvent dans la zone habitable de leur étoile comme en témoigne le célèbre système d'exoplanètes Trappist-1.
Ces résultats sont un premier aperçu du potentiel du télescope spatial James Webb pour connaître les conditions physiques et chimiques qui règnent lors dans la formation des planètes. Les scientifiques souhaitent désormais étudier toute la diversité des disques protoplanétaires pour comprendre comment les mêmes processus physiques qui opèrent dans tous les disques conduisent aux différents types de planètes observées dans l’Univers, y compris celles de notre Système solaire.

Le spectre MIRI de l’étoile J160532. Les raies d'émission du benzène (C6H6), du diacétylène (C4H2) et du dioxyde de carbone (CO2) apparaissent comme des pics étroits dans le spectre. L'acétylène est si abondant qu'il produit deux larges bosses dans le spectre. Cela témoigne de la prédominance des hydrocarbures dans le disque. L'émission d'eau, couramment observée dans d'autres disques, est faible ou absente.
© Benoît Tabone/MINDS consortium/NASA/ESA
Bibliographie
A rich hydrocarbon chemistry and high C to O ratio in the inner disk around a very low-mass star. Tabone et al. Nature Astronomy, le 11 mai 2023. DOI:10.1038/s41550-023-01965-3

Contact
Benoît Tabone
Chercheur CNRS
benoit.tabone@universite-paris-saclay.fr
François Maginiot
Attaché de presse CNRS
+33 1 44 96 43 09
francois.maginiot@cnrs.fr

Notes
*         Sous la maîtrise d’œuvre du CEA et la maîtrise d’ouvrage du CNES, plusieurs laboratoires français ont joué un rôle clef pour fournir l’imageur de MIRI : le laboratoire Astrophysique, instrumentation, modélisation (CEA/CNRS/Université Paris Cité), l’Institut d'astrophysique spatiale (CNRS/Université Paris-Saclay), le Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (Observatoire de Paris-PSL/CNRS/Sorbonne Université/Université Paris Cité), le Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS/Aix Marseille Université).
*         En France, ces recherches ont impliqué des scientifiques de l’Institut d’astrophysique spatiale (CNRS/Université Paris-Saclay), du laboratoire Astrophysique, instrumentation, modélisation (CNRS/CEA/Université Paris Cité), du Laboratoire d’études du rayonnement et de la matière en astrophysique et atmosphères (Observatoire de Paris – PSL/CNRS/Sorbonne Université/Université de Cergy-Pontoise) et du Laboratoire de météorologie dynamique (CNRS/ENS-PSL/École polytechnique/Sorbonne Université), ainsi qu’un soutien financier du CNES.
*         J160532 s’est formée il y a environ trois millions d’années, contre plus de quatre milliards pour le Soleil à titre de comparaison.

 

  DOCUMENT         CNRS         LIEN   
 

 
 
 
 

LES TOILES

 


 

 

 

 

 

Les étoiles

Publié le 7 juin 2017

Une étoile est une boule de gaz, lumineuse, principalement composée d’hydrogène et d’hélium. Le cœur d’une étoile atteint une température extrêmement élevée (plusieurs millions de degrés). Cette forte température permet la réaction de fusion des noyaux d’hydrogène qui maintient, sur des temps pouvant atteindre des dizaines de milliards d’années, l’énergie lumineuse qui nous permet de les voir de si loin.
COMPOSITION D’UNE ÉTOILE

Le gaz composant les étoiles est « ionisé », c’est-à-dire que les électrons électriquement chargés négativement sont totalement ou partiellement séparés des noyaux électriquement chargés positivement. On appelle ce gaz un plasma.
A l’œil nu ou au télescope en lumière visible, on ne voit que la surface lumineuse des astres. Grâce aux télescopes scientifiques terrestres et spatiaux, l’ensemble du spectre électromagnétique de l’étoile peut être observé. Chaque domaine du spectre apporte des informations spécifiques sur l’origine, l’évolution et  le fonctionnement des astres. Par exemple, les rayons infrarouges nous apprennent où et comment les étoiles se forment, la lumière visible nous renseigne sur la composition chimique des étoiles et les ondes radio sur leur activité magnétique. Enfin les rayons X et les gammas révèlent les très hautes températures atteintes lors des explosions qui ont lieu à la fin de la vie des étoiles.
L’ensemble des données provenant de tous ces rayonnements permet de mesurer précisément quelle est la quantité d’énergie produite par une étoile, la température à sa surface ou encore sa composition chimique et son impact sur l’environnement interstellaire.
POURQUOI LES ÉTOILES BRILLENT-ELLES ?
L’équilibre des étoiles dans l’Univers est régi par deux effets opposés :
*         la gravitation, qui tend à compresser le gaz qui compose l’étoile
*         et la pression thermique de ce gaz qui tend à le dilater.
Le cœur d’une étoile est extrêmement chaud. La différence de température entre le cœur et la surface de l’étoile entraîne un flux de chaleur, donc d’énergie, du centre vers l’extérieur. Cette chaleur est finalement rayonnée par l’étoile à sa surface et fait que nous la voyons briller.
L’énergie des étoiles est due aux réactions nucléaires de fusion qui ont lieu en leur centre. Les étoiles évoluent en transformant l’hydrogène en éléments plus lourds. A la fin de leur vie, les réactions nucléaires s ‘emballent et les étoiles se gonflent avant finalement de se contracter définitivement, pour la plupart d’entres elles, en un astre très dense lorsque leurs ressources internes tarissent. Celui-ci va se refroidir lentement jusqu’à ce qu’il ne brille presque plus. La durée de vie d’une étoile varie ainsi en fonction de sa masse. Plus une étoile est grosse, plus elle consomme rapidement son énergie. Une étoile massive peut vivre quelques dizaines de millions d’années alors que les étoiles plus petites peuvent vivre des dizaines, voire même des centaines de milliards d’années.
 
    
NAISSANCE D’UNE ÉTOILE
A l’intérieur des galaxies, on trouve de gigantesques nuages de gaz et de poussières, appelés nuages moléculaires. Leur forme a récemment été révélée dans l’infrarouge. Loin d’être sphériques, ils se structurent en un réseau de filaments interstellaires. Probablement sous l’effet conjugué de la turbulence et de la gravitation, une partie de ces filaments peut se condenser, se contracter puis se fragmenter en poches de gaz : les cœurs protostellaires.
Dans ces cœurs, la masse de gaz s’accumule progressivement, l’agitation des particules augmente et la température du gaz s’élève jusqu’à environ un million de degrés. A ce stade, on considère qu’il s’agit d’une protoétoile. Chaque protoétoile devient ensuite de plus en plus dense en s’effondrant sur elle-même sous l’effet de la gravité. La température augmente encore jusqu’à ce qu’elle soit suffisamment élevée pour produire des réactions de fusion thermonucléaire. Avec ces réactions, la protoétoile devient une étoile.
La formation d’une étoile peut être observée par les astrophysiciens grâce aux rayonnements infrarouge et submillimétrique émis par le gaz et la poussière composant les cœurs protostellaires.

VIE ET MORT D’UNE ÉTOILE
Durant leur vie, la structure interne des étoiles évolue comme leur taux de rotation et leur activité magnétique. Ces deux processus sont intimement liés via un effet appelé dynamo fluide qui convertit de l’énergie mécanique en énergie électrique. A l’intérieur d’une étoile, les zones turbulentes et convectives, où l’énergie est transportée, non pas par la lumière, mais par les mouvements à grande échelle de la matière, génèrent des courants électriques. Ces courants, combinés à la rotation de l’étoile, génèrent à leur tour, via l’effet dynamo, des champs magnétiques dont l’intensité et la structure changent au cours du temps. Dans le cas du Soleil par exemple, le fameux cycle de 11 ans et l’apparition périodique des taches solaires sont une illustration de cette activité magnétique des étoiles.

Le Soleil passe par des maximums puis par des minimums d’activité et cela a un impact direct sur la Terre, car des éruptions très énergétiques peuvent impacter notre planète. Cette activité magnétique est très intense dans les étoiles jeunes et se calme au fur et à mesure de l’évolution de l’étoile, lorsque sa rotation ralentit. La durée des cycles magnétiques s’allonge alors et leur intensité s’amenuise. Ce ralentissement, important pour les étoiles de type solaire, est dû au vent de particules appelé "vent solaire", qui extrait de la masse et de la "quantité de rotation" (plus précisément du "moment cinétique") de l’étoile. On parle alors de gyrochronologie ou de magnétochronologie, pour désigner l’évaluation de l’âge des étoiles en fonction de leur rotation ou de leur magnétisme.


Le magnétisme solaire nous permet donc de comprendre le magnétisme des étoiles et vice-versa.
Une autre manière de comprendre les étoiles est d’en sonder l'intérieur profond. Ceci est possible grâce à une technique dite de "sismologie stellaire" ou "héliosismologie", qui, par l’étude des vibrations (ondes sonores ou mixtes) se propageant dans les étoiles, nous renseigne sur leur intérieur, un peu comme la comparaison du son d’un tambour ou d’une trompette, nous permet de distinguer la taille et la nature du matériau composant de l’instrument de musique.

La sismologie solaire et stellaire a permis de grandes avancées en décrivant la structure et la dynamique interne des étoiles, amenant les scientifiques à réviser la compréhension classique des étoiles. Dans le Soleil, cette technique d’observation indirecte, « de l’intérieur », a mis en évidence la rotation interne solaire et la présence d’une forte zone de mélange appelée la tachocline, à la séparation entre le cœur radiatif du Soleil en rotation rigide (rotation en bloc solide) et la zone convective, la région plus extérieure, animée de forts mouvements de convection.
    

Notions clés
*         Une étoile est une boule de gaz, lumineuse, principalement composée d'hydrogène et d'hélium.
*         L'équilibre des étoiles dans l'Univers est régi par deux effets opposés : la gravitation, qui tend à compresser le gaz qui compose l'étoile et la pression thermique de ce gaz qui tend à le dilater.

 

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