Evolution des étoiles... qu'il faut. Isabelle VAUGLIN Observatoire de Lyon

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1 Evolution des étoiles... le temps qu'il faut Isabelle VAUGLIN Observatoire de Lyon

2 Formation des étoiles: Naissance dans une pouponnière QuickTime et un décompresseur sont requis pour visionner cette image.

3 Nuages moléculaires M ~ 10 4 à10 5 M ( à M ) R ~ 100 pc ( m) T ~ 10 K (- 263 C) Les atomes sont combinés en molécules (H2, CO, ) Équilibre entre gravité et pression du gaz Si perturbation (supernova) Équilibre rompu effondrement rapide : quelques milliers d'années La Nébuleuse d'orion

4 Effondrement Le nuage moléculaire s effondre Instabilités: Fragmentation en de nombreux grumeaux de M ~ 1 à 100 M I Contraction et échauffement de chaque grumeau nébuleuse protostellaire

5 Mécanisme de formation: Contraction d'un nuage de gaz QuickTime et un décompresseur sont requis pour visionner cette image. Proto-étoile + nébuleuse QuickTime et un décompresseur sont requis pour visionner cette image. R = 50 R T surf = 3500K T coeur = K Rotation aplatissement disque Condensation + planètésimaux QuickTime et un décompresseur sont requis pour visionner cette image. QuickTime et un décompresseur sont requis pour visionner cette image.

6 Étoiles pré-séquence principale: Une jeunesse tumultueuse! La contraction continue jusqu'au de quelle couleur sont les démarrage étoiles des réactions? thermonucléaires dans le coeur Etoile T Tauri: activité intense disques et jets Démarrage de la chaine P-P Température du cœur: 10 7 K Température surface: 4500 K Durée: 10 millions d'années

7 qu est-ce qu une étoile? Une boule de gaz Chaud (de T ~ 5000 K à la surface à T > K au centre) Sphérique (essentiellement ) En équilibre sous l action conjuguée de la gravité et de la pression du gaz Rayonnant de l énergie (émet sa propre lumière grâce à des réactions thermonucléaires) force de pression gravitation thermonucléaire & radiative

8 la plus people des stars : notre Soleil 1 M = 1, x 1030 kg 1 R = km 1 L = 3,826 x 1026 W Teff, = K Age ans H : 90% He : 10% "Métaux" : traces SOHO Perte de masse: 4 millions de tonnes par seconde

9 dans de nombreux cas: Formation simultanée d'un système planétaire

10 Autour des proto-étoiles: disques de débris

11 HST WFPC2 - Orion Nebulae Disques proto-planétaires

12 Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) Disque autour de l'étoile Fomalhaut (visible + radio)

13 couleur des étoiles Matthew Spinelli Observatory Austria Paramètre fondamental: la Masse

14 Durée de vie : ans ans ans 10 7 ans 0.01 M 0.1 M M > 8 M naine naine étoile de géante brune rouge type solaire bleue 600 K 2600 K 6000 K K

15 Fin de vie : ans ans ans 10 7 ans naine naine géante supernova brune rouge rouge de type II 0.01 M 0.1 M M > 8 M

16 dispersion des éléments chimiques C O Pb Zn Na Ca Mg Au naine naine nébuleuse restes de brune rouge planétaire supernova

17 Les soubresauts d'une étoile massive Cat's Eye Nebula Enrichissement du milieu interstellaire Eta Carinae

18 La nucloésynthèse: cycle des éléments 10 7 ans ans

19 Une mort grandiose! HST

20 Paramètre fondamental: la masse Paramètres de l'évolution: Température, rayon et luminosité

21 Classification spectrale a) Types spectraux $ F = 1/4 $ M!!! b) Classes de luminosité c) Diagramme HR

22 Spectres des étoiles Types Spectraux

23 Les Types Spectraux sont basés sur o Couleur de l'étoile o Spectroscopie plus fine (intensité des raies) Et sont composés de QuickTime décompresseur et un o Une lettre sont requis pour visionner cette image. o Un chiffre de 0 à 9 dans le sens des Températures décroissantes

24 Classes de luminosité Pour tenir compte de l'aspect des mêmes raies, différent selon les étoiles o Largeurs des raies gravité R o Sept classes: I. Supergéantes II. Géantes brillantes III. Géantes IV. Sous-géantes V. Naines VI. Sous-Naines VII. Naines blanches Soleil : G2V

25 température Diagramme Hertzsprung-Russell classification des étoiles luminosité

26 Rayons Rayons et des masses étoiles dans le diagramme HR Les étoiles sont assimilables à des corps noirs: L = 4 R 2 T 4 T : Température effective Pour deux étoiles : M R1 T M 5log 100. log R T M = -10 log T 5log R + C te y = a x + b Echelles logarithmiques Relation linéaire entre M et log T pour un rayon R constant. Relation linéaire entre M et log R pour une température constante. Echelle des rayons de 1 à 10 6

27 Diagramme HR Diagramme HR à partir des étoiles du catalogue Hipparcos (distances des étoiles mesurées) Diagramme HR d'un amas globulaire: de quelle couleur sont étoiles? Toutes les étoiles ont même âge

28 Résumé des Phases d'évolution des étoiles: Etoile de type solaire: Pré-séquence principale : 10 millions d'années Etoiles massives: Pré-séquence principale : 10 millions d'années Séquence principale : 10 milliards d'années Séquence principale : millions d'années Départ de la SP : 1 milliard d'années Combustion en pelures d'oignons: de quelle 100 millions couleur sonthe les : 1 million étoiles d'années? Géante rouge : d'années C : 300 ans Combustion de l'hélium : 2 milliards O : 2-3 ans d'années Si : 2 jours Nébuleuse planétaire : ans Pas de stade Géante rouge Naine blanche : Refroidissement infini Catastrophe du fer Explosion en supernova Etoile à neutrons ou trou noir

29 Résumé des Phases d'évolution des étoiles: Etoile de type solaire: Pré-séquence principale : 10 millions d'années Etoiles massives: Pré-séquence principale : 10 millions d'années Séquence principale : 10 milliards d'années Séquence principale : millions d'années Départ de la SP : 1 milliard d'années Combustion en pelures d'oignons: de quelle 100 millions couleur sonthe les : 1 million étoiles d'années? Géante rouge : d'années C : 300 ans Combustion de l'hélium : 2 milliards O : 2-3 ans d'années Si : 2 jours QuickTime et un Nébuleuse planétaire décompresseur : ans Pas de stade Géante rouge sont requis pour visionner cette image. Naine blanche : Refroidissement infini Catastrophe du fer Explosion en supernova Etoile à neutrons ou trou noir

30 Résumé: Influence de la masse M = kg Selon la masse M des objets formés: M > ~ 8 M : vie courte, nombreux cycles de réactions nucléaires, supernova, fort enrichissement du milieu interstellaire M >1.2 M : cycle CNO 0.4 M < M < 1.2 M : type solaire, combustion H->He par chaîne P-P et He via triple-alpha, nébuleuse planètaire, enrichissement du milieu interstellaire modéré M < M < 0.4 M : vie longue, pas de triple-alpha, ni combustion He 0.01 M < M < M : naines brunes, pas de chaîne P-P, très peu lumineuses (visibles en infrarouge) M < 0.01 M : planètes gazeuses Jupiter (0.001 M )

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