Voir la source de Zone radiative stellaire

[[Fichier:Structure interne du Soleil.svg|lang=fr|vignette]]

La '''zone radiative''' est une partie interne d'une [[étoile]] où l'[[énergie]] est transportée vers l'extérieur par le biais de la [[diffusion radiative]] et de la [[conduction thermique]], plutôt que par la [[convection]]<ref name=patate>{{Ouvrage 
 | langue                 = en
 | prénom1=Sean G.
 | nom1=Ryan
 | prénom2=Andrew J.
 | nom2=Norton
 | titre=Stellar Evolution and Nucleosynthesis
 | éditeur=[[Cambridge University Press]]
 | date=2010
 | isbn=978-0-521-19609-3
| pages = 19
 | url=https://books.google.com/books?id=V8rBIudlniAC&pg=PA19 }}</ref>. L'énergie voyage à travers la zone radiative sous la forme de [[radiation électromagnétique]] transportée par les [[photons]]<ref>{{Lien web 
 | langue      = en 
 | auteur institutionnel = [[NASA]] 
 | titre       = Photon in the radiation zone : which way is out ? 
 | url         = file:///C:/Users/clala/Downloads/AMazIngModel-ST-PO%20(4).PDF
 | site        = [[NASA]] 
 | consulté le = 9 mai 2023 
}}</ref>. La matière dans la zone radiative est si [[masse volumique|dense]] que les photons peuvent uniquement y avancer d'une petite distance avant d'être absorbés ou déviés par une autre [[particule élémentaire|particule]]. 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 la [[masse]] de l'étoile. Ainsi, les étoiles de moins de 0,3 [[masse solaire]] ({{masse solaire}}) n'en auraient pas. Pour les autres étoiles, la zone radiative est située avant la [[zone convective]] pour celles de moins de {{masse solaire|1,2}}, et après pour celles de plus de {{masse solaire|1,2}}.

== Historique ==
=== Modèle stellaire d'Eddington ===
{{article connexe|structure stellaire}}

En 1920, [[Arthur Eddington|Eddington]] propose un modèle stellaire décrivant la dynamique à l'intérieur des étoiles. Le modèle d'Eddington est basé sur l'équilibre hydrostatique, la [[conservation de l'énergie]] et le transfert radiatif<ref>{{Ouvrage
| langue = en
| auteur1 = Salaris, Maurizio
| titre = Evolution of Stars and Stellar Populations
| éditeur = John Wiley & Sons
| année = 2012
| url = https://cfas.org/data/uploads/astronomy-ebooks/evolution_of_stars_and_stellar_populations.pdf
}}</ref>. Ainsi, une étoile est en [[équilibre hydrostatique]], c'est-à-dire que la [[pression]] engendrée par la [[gravité]] de l'étoile est équilibrée par la pression de la matière à l'intérieur de l'étoile<ref>{{Ouvrage
 | langue                 = en
 | auteur1                = Mark Krumholz
 | titre                  = The Stars 
 | éditeur                = [[Australian National University]]
 | mois                   = mars
 | année                  = 2017
 | tome                   = Lecture 7 : simple stellar models
 | pages totales          = 7 pages 
 | passage                = pages 1-2
 | présentation en ligne  =  https://www.mso.anu.edu.au/~krumholz/teaching/astr3007_s1_2017/notes7.pdf
}}
</ref>.

{{boîte déroulante/début|titre=formalisme}}
{{...}}
Eddington assume que la pression (<math>P</math>) dans une étoile est la combinaison d'une pression de [[gaz idéal et gaz parfait|gaz idéal]] et la [[pression de rayonnement|pression de la radiation]]. À cela, il a ajouté la constante de ratio (<math>\beta</math>), de pression des gaz à la pression totale, ce qui va former la loi des gaz parfaits : 

<math>\beta P = k_B\frac{\rho}{\mu}T</math>  

où
*<math>k_B</math> est la constante de [[Ludwig Boltzmann|Boltzmann]] et μ, la masse d'un [[ion]] d'[[hydrogène]] (i.e. la masse d'un [[proton]]){{efn|Pour cette constante, il faut généralement prendre la masse d'un [[atome]], cependant dans ce cas-ci, il faut prendre la masse d'un ion puisque les atomes sont ionisés.}}.

Quant à elle, la pression de radiation s'exprime ainsi :  
:<math>1-\beta = \frac{P_\text{radiation}}{P} =\frac{u}{3P} =\frac{4\sigma_B}{3c} \frac{T^4}{P} </math>

En utilisant l'équation d'équilibre hydrostatique, la seconde équation devient équivalente à<ref name="pols">{{Ouvrage 
 | langue                 = en 
 | auteur1                = O. R. Pols 
 | titre                  = Stellar Structure and Evolution 
 | lieu                   = Astronomical Institute Utrecht 
 | mois                   = septembre 
 | année                  = 2011   
 | passage                = 64 - 68
 | lire en ligne          = https://www.ucolick.org/~woosley/ay112-14/texts/pols11.pdf 
}}</ref> : 
::<math>-\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}</math> 

Pour l'énergie transmise exclusivement par la radiation, il serait possible d'utiliser l'équation pour le [[gradient]] de température (présenté dans la partie précédente) et obtenir : 
::<math>GM = \frac{\kappa L}{4\pi c (1-\beta)}</math>
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.
{{boîte déroulante/fin}}

== Caractéristiques physiques ==
Pour les étoiles de la [[séquence principale]], la zone radiative se situe à différents endroits dans l'étoile selon sa masse.

*Pour les étoiles de moins de {{masse solaire|0,3}}, la zone radiative est inexistante.
*Pour les étoiles ayant une masse de 0,3 à 1,2 {{masse solaire}}{{Efn|texte=Cette valeur varie entre 1,2 à 1,5 selon les auteurs.}}, la zone radiative se situe entre le centre de l'étoile et la zone convective. Elle inclut le [[Noyau stellaire|noyau]]. Dans ces étoiles, la zone radiative est séparée de la zone convective par la [[tachocline]]. C'est à cet endroit que la [[rotation uniforme]] de la zone radiative rencontre la [[rotation différentielle]] de la zone de convection<ref>{{Lien web
 | langue      = fr
 | titre       = L'intérieur et modes de transfert de l'énergie
 | url         = https://www.futura-sciences.com/sciences/definitions/astronomie-tachocline-13440/ 
 | date        =
 | site        = Futura Science
 | consulté le = 6 mai 2023
}}.
</ref>. 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 {{masse solaire|1,2}}, la zone radiative s'étend quasiment à l'ensemble de l'étoile. Dans ce cas, le noyau serait convectif plutôt que radiatif<ref name="theorical"/>.
[[File:Heat Transfer in Stars.svg|noframe|right|300px]]
Cette différence dans la structure stellaire en fonction de la masse s'explique par la variation de la [[température]] du 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 du [[cycle CNO]], l'un des cycles de formation de l'énergie dans les étoiles<ref>{{Ouvrage 
 | langue                 = en 
 | auteur1                = O. R. Pols 
 | titre                  = Stellar Structure and Evolution 
 | lieu                   = Astronomical Institute Utrecht 
 | mois                   = septembre 
 | année                  = 2011   
 | passage                = 136 
 | lire en ligne          = https://www.ucolick.org/~woosley/ay112-14/texts/pols11.pdf 
}}</ref>. 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'[[opacité#Astrophysique|opacité]] de l'étoile<ref name="theorical">{{Ouvrage 
 | langue                 = en 
 | auteur1                = Thanu Padmanabhan 
 | titre                  = Theoretical Astrophysics 
 | sous-titre             = Stellar structure 
 | lieu                   = Pune, India 
 | éditeur                = Université Cambridge 
 | collection             = Theoretical Astrophysics 
 | mois                   = Avril  
 | année                  = 2001 
 | volume                 = Stars and stellar systems 
 | tome                   = II 
 | passage                = 80
 | isbn                   = 9780521566315   
 | lire en ligne          = https://physicaeducator.files.wordpress.com/2018/03/theoretical-astrophysics-stars-and-steller-systems-vol2.pdf   
}}</ref>. En effet, pour les étoiles de 0,3 à 1,2 masse solaire, l'opacité est principalement due à la [[Rayonnement continu de freinage|transition libre-libre et liée-libre]]<ref>{{Lien web
 | langue      = en
 | auteur      = M. Heydari-Malayeri
 | titre       = free-free Transition
 | url         = https://dictionary.obspm.fr/?showAll=1&formSearchTextfield=free-free+emission
 | site        = [An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics
 | consulté le = 20 avril 2023
}}.
</ref>{{,}}<ref>{{Lien web
 | langue      = en
 | auteur      = M. Heydari-Malayeri
 | titre       = bound-free Transition
 | url         = https://dictionary.obspm.fr/?showAll=1&formSearchTextfield=bound-free+transition
 | site        = [An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics
 | consulté le = 20 avril 2023
}}.
</ref>. Ces réactions deviennent très importantes autour de 10{{exp|5}} [[kelvin]]s (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<ref name=theorical/>. 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<ref name=theorical/>.

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.
[[Fichier:Trajet photon dans soleil.png|vignette|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<ref>{{Lien web
 | langue      = en
 | titre       = The Solar Interior
 | url         = https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml
 | site        = [[NASA]]
 | consulté le = 5 mars 2023
}}</ref>. Puisque la matière y est suffisamment dense, les photons émis par le noyau sont constamment absorbés par les [[Électron libre#Physique|électrons libres]] et les [[atome]]s présents dans le [[gaz ionisé]] de la zone radiative. Ces photons sont alors réémis, puis réabsorbés par d'autres électrons et d'autres atomes<ref>{{Lien web 
 | langue      = fr 
 | titre       = Voyage au centre du soleil 
 | url         = https://www.cea.fr/comprendre/Pages/matiere-univers/soleil.aspx?Type=Chapitre&numero=2  
 | date        = 29 Août 2012  
 | site        = [[Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives]] 
 | consulté le = 5 mai 2023 
}}</ref>. 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<ref>{{Ouvrage 
 | langue                 = fr 
 | auteur1                = Anne Vigouroux 
 | titre                  = Étude de la variabilité solaire à long terme 
 | sous-titre             = L'intérieur et modes de transfert de l'énergie 
 | lieu                   = L'observatoire de Nice   
 | mois                   = Septembre  
 | année                  = 1996 
 | passage                = Chapitre 1.3.1  
 | lire en ligne          = https://www-n.oca.eu/vigouroux/theseAV/essai.html    
 | présentation en ligne  = https://www-n.oca.eu/vigouroux/chp1/chp131.html  
}}</ref>. 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, le [[gradient de température]] (<math>\text{d}T</math>), donné en fonction du rayon de l'étoile <math>r</math>, s'exprime par la relation<ref name=patate/> :
: <math>\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)}</math>
où 
*<math>\kappa(r)</math> est l'opacité de l'étoile,
*<math>\rho(r)</math> est la densité de la matière,
*<math>L(r)</math> est la [[luminosité]] de l'étoile et <math>\sigma_B</math> est la [[loi de Stefan-Boltzmann]]<ref name=patate/>.
Le signe négatif dans l'équation indique que la température diminue au fur et à mesure que l'on s'éloigne d'une distance <math>r</math> 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{{refsou}}.

== Zones radiatives notables ==
{{...}}
=== Soleil ===
La zone radiative solaire s'étend du centre de l'étoile jusqu'à la tachocline, à environ 72 % du [[rayon solaire]]<ref name=Brau>{{Lien web
 | langue      = en
 | auteur      = James E. Brau
 | titre       = The Sun Our Parent Star
 | url         = https://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr122/Notes/Chapter16.html
 | date        = 13 octobre 2016
 | site        = [[Université de l'Oregon]]
 | consulté le = 9 mai 2023
}}</ref>. La zone située du centre jusqu'à environ 25 % du rayon solaire est connue sous le nom de noyau<ref>{{Ouvrage
 | langue                 = fr
 | auteur1                = Benoît Villeneuve
 | auteur2                 = Marc Séguin    
 | titre                  = Astronomie et Astrophysique
 | sous-titre             = Transport de l'énergie
 | lieu                   = Montréal                                                         | numéro édition         = II
 | éditeur                = Sylvain Bournival
 | année                  = 2002 
 | pages totales          = 618
 | passage                = 233
 | isbn                   = 978-2-7613-1184-7 
}}.
</ref>.

== Notes et références ==
=== Notes ===
{{Traduction/Référence|en|Radiation zone|1115307933}}
{{références|groupe="note"}}

=== Références ===
{{références}}

== Bibliographie ==
{{légende plume}}
*{{Article
 | langue      = en
 | auteur      = Fraser Cain
 | titre       = How does the sun produce energy?
 | périodique = Phys.org
 | url         = https://phys.org/news/2015-12-sun-energy.html
 | date        = 14 décembre 2015
 | consulté le = 5 mars 2023
}}.

*{{Ouvrage 
 | langue                 = en
 | prénom1=Sean G.
 | nom1=Ryan
 | prénom2=Andrew J.
 | nom2=Norton
 | titre=Stellar Evolution and Nucleosynthesis
 | éditeur=[[Cambridge University Press]]
 | date=2010
 | isbn=978-0-521-19609-3
 | pages totales=236
 | url=https://books.google.com/books?id=V8rBIudlniAC&pg=PA19 }}

*{{Ouvrage
 | langue                 = en
 | auteur1                = Francis LeBlanc
 | titre                  = An Introduction to Stellar Astrophysics
| éditeur                = John Wiley & Sons
| mois                   = August
 | année                  = 2011
 | pages totales          = 352
| isbn                   = 978-1-119-96497-1
 | lire en ligne          = https://books.google.com/books?id=jAe4P3GIZRoC&pg=PA168
}}.

*{{Lien web
 | langue      = en
 | titre       = The Solar Interior
 | url         = https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml
 | site        = [[NASA]]
 | consulté le = 5 mars 2023
}}.

*{{Article 
 | langue      = en 
 | auteur institutionnel      = National aeronautics and space administration  
 | titre       = The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core.
 | périodique = Sun-Earth Days
 | url         = https://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php  
 | date        = 2007 
 | éditeur = [[National Aeronautics and Space Administration]] 
 | consulté le = 23 avril 2023 
}}.

*{{Ouvrage 
 | langue                 = fr 
 | auteur1                = Jean Heyvaerts 
 | titre                  = Astrophysics : étoiles, univers et relativité 
 | sous-titre             = Le transport d'énergie dans les étoiles 
 | éditeur                = Dunod  
 | année                  = 2012 
 | pages totales          = 392
 | isbn                   = 978-2-10-058269-3 
 | lire en ligne          = https://cyberlibris-chicoutimi.proxy.collecto.ca/catalog/book/docid/88809250   
 | présentation en ligne  = https://cyberlibris-chicoutimi.proxy.collecto.ca/reader/docid/88809250/page/1  
}}.

*{{Ouvrage 
 | langue                 = en 
 | auteur1                = Thanu Padmanabhan 
 | titre                  = Theoretical Astrophysics 
 | sous-titre             = Stellar structure 
 | lieu                   = Pune, India 
 | éditeur                = Université Cambridge 
 | collection             = Theoretical Astrophysics 
 | mois                   = Avril  
 | année                  = 2001 
 | volume                 = Stars and stellar systems 
 | tome                   = II 
 | pages totales          = 580 
 | passage                = 179
 | isbn                   = 9780521566315   
 | lire en ligne          = https://physicaeducator.files.wordpress.com/2018/03/theoretical-astrophysics-stars-and-steller-systems-vol2.pdf   
}}.
 
*{{lien web
 | langue      = fr 
 | titre       = Le Soleil
 | url         = https://www.asc-csa.gc.ca/fra/astronomie/systeme-solaire/soleil.asp   
 | date        = 12 mars 2020  
 | site        = [[Agence spatiale canadienne]] 
 | consulté le = 5 mai 2023 
}}.

*{{lien web 
 | langue      = fr 
 | titre       = Voyage au centre du soleil 
 | url         = https://www.cea.fr/comprendre/Pages/matiere-univers/soleil.aspx?Type=Chapitre&numero=2  
 | date        = 29 Août 2012  
 | site        = [[Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives]] 
 | consulté le = 5 mai 2023 
}}.

*{{Lien web
 | langue      = en
 | titre       = Solar opacity calculations using the super-transition-array method
 | url         = https://arxiv.org/abs/1601.01930
 | date        = 15 février 2016
 | site        = [[Cornell University]]
 | consulté le = 8 mai 2023
}}.

*{{Lien web
 | langue      = en
 | titre       = Solar neutrinos, helioseismology and the solar internal dynamics
 | url         = https://arxiv.org/abs/1009.0852
 | date        = 24 juin 2011
 | site        = [[Cornell University]]
 | consulté le = 8 mai 2023
}}.

*{{Ouvrage 
 | langue                 = en 
 | auteur1                = O. R. Pols 
 | titre                  = Stellar Structure and Evolution 
 | lieu                   = Astronomical Institute Utrecht 
 | mois                   = septembre 
 | année                  = 2011  
 | pages totales          = 199  
 | lire en ligne          = https://www.ucolick.org/~woosley/ay112-14/texts/pols11.pdf 
}}

*{{Lien web 
 | langue      = en 
 | auteur institutionnel = [[NASA]] 
 | titre       = Photon in the radiation zone : which way is out ? 
 | url         =file:///C:/Users/clala/Downloads/AMazIngModel-ST-PO%20(4).PDF
 | site        = [[NASA]] 
 | consulté le = 9 mai 2023 
}}

*{{Ouvrage 
 | langue                 = en 
 | auteur1                = Mark Krumholz 
 | titre                  = The Stars  
 | éditeur                = [[Australian National University]] 
 | mois                   = mars 
 | année                  = 2017 
 | tome                   = Lecture 7 : simple stellar models 
 | pages totales          = 7 pages  
 | passage                = pages 1-2 
 | présentation en ligne  =  https://www.mso.anu.edu.au/~krumholz/teaching/astr3007_s1_2017/notes7.pdf 
}} 

*{{Ouvrage 
 | langue                 = fr 
 | auteur1                = Benoît Villeneuve
 | auteur2                 = Marc Séguin     
 | titre                  = Astronomie et Astrophysique 
 | sous-titre             = Transport de l'énergie 
 | lieu                   = Montréal                                                         | numéro édition         = II 
 | éditeur                = Sylvain Bournival 
 | année                  = 2002  
 | pages totales          = 618 
 | passage                = 233 
 | isbn                   = 978-2-7613-1184-7  
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[[Catégorie:Étoile]]
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