Aucune information nous parvient du fonctionnement interne des étoiles a part celle provenant de l heliosismologie et des neutrinos

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1 Les étoiles

2 L immense majorité de l information qui nous vient de l univers est sous forme électromagnétique. Les étoiles, de ce point de vue sont les briques essentielles de l observation cosmique. Les caractéristiques sur les étoiles nous viennent de l observation de: - étoiles isolées - binaire - étude des amas étoiles ( information sur évolution) - énergie produite et des éléments lourds synthétises. Aucune information nous parvient du fonctionnement interne des étoiles a part celle provenant de l heliosismologie et des neutrinos Aucune évidence directe de évolution de étoiles n est possible ( vie moyenne y ) a part quelques rares cas : explosion de supernovae Le fonctionnement interne des étoiles provient de modèles théoriques établis a partir des concepts de physique de base ( nucléaire, thermodynamique, plasma, )

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4 Quelques données physiques Masse : 1/20 M sol et 100 M sol (M(Soleil) = 1050 M(Jupiter) Les rayons stellaire : 10 5 R sol et 1000 R sol. Les densités moyennes : ~ kg/m 3 pour les étoile a Neutrons 10 6 kg/m 3 pour une étoile geante de 1000 R sol Luminosite : 10-6 Lo < Ls < 10 6 Lo (Pour avoir une idée de la plage des magnitudes possibles ont étudie des amas étoiles (~ même distance ))

5 Soleil : M = kg, R = m => densite = 1.4 g/cm 3 Sirus : M = 2.2 Mo, R = 1.6 Ro => densite = 0.76 g/cm 3 Betelgeuse : M ~ 10 Mo, R ~ 1000 Ro => densite ~ 10-8 g/cm 3 Betelgeuse ~ fois moins dense que l air sur Terre

6 Temperature des etoiles. Etoile ~ corps noir ( gaz fortement comprime) => Loi de Planck I λ = 2hc 5 λ 2 e hc λt 1 1 La loi de Stefan donne l energie totale : E = σt 4 et la variation du maximum par la loi de Wien : λ T = m C te

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9 Une étoile n est pas un corps noir parfait. Elle présente des bandes d absorption dues aux effets atomiques et moléculaires des couches de gaz extérieur ( faible densité )

10 Les lois de Kirchhoff (1859) Un gaz chaud, à basse pression, produit un spectre avec des raies d émission. Un gaz froid, à basse pression, s il est situé entre l observateur et une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre continu des raies d absorption. Ce gaz absorbe les mêmes couleurs qu il émettrait s il était chaud.

11 Spectroscopie stellaire Au 19eme siècle les premiers spectres sont obtenus Des ligne émission et d absorption caractéristiques des éléments présents les étoiles sont observées.

12 Types spectraux Classification de Harvard : Classification par la température a partir des raies d absorption provenant de la photosphère. On considère les lignes dépendant de T et non pas ( pas beaucoup ) de la gravité de surface. => lignes de Balmer de l H, He neutre, Pour que les lignes adsorption apparaissent il faut que certains niveaux d exitation soient peuples ce qui se produit a une température donnée. R N W - O - B - A - F - G - K - M Annie Jump Cannon S

13 O5 B2 A2 F2 G5 K4 M0 M6

14 Classe température couleur raies d'absorption O bleue azote, carbone, hélium et oxygène B K bleue-blanche hélium, hydrogène A K blanche hydrogène F K jaune-blanche métaux: fer, titane, calcium, strontium et magnésium G K jaune(comme le Soleil) calcium, hélium, hydrogène et métaux K K jaune-orange métaux et oxyde de titane M K rouge métaux et oxyde de titane

15 Spectroscopie en astrophysique identification des éléments chimiques ( atomes et molécules )

16 Identification des éléments chimiques par leur spectre N He Fe Ca

17 Spectroscopie en astrophysique identification des éléments chimiques ( atomes et molécules ) température : les lignes émission (excitation) de pend de la température

18 Spectroscopie en astrophysique identification des éléments chimiques ( atomes et molécules ) température : les lignes émission (excitation) de pend de la température intensité du champ magnétique ( effet Zeeman), électrique ( effet Stark)

19 Atome en présence d un champ magnétique Effet Zeeman E = E Coulomb E = E Coulomb + eh 2m e m B

20 En astrophysique l effet Zeeman permet de mesurer intensité du champ magnétique Les taches solaires sont dues a la présence de champs magnétiques intenses Dédoublement des raies sous l effet du champ magnétique Etoile HD λ 0,5 Å H G

21 Spectroscopie en astrophysique identification des éléments chimiques ( atomes et molécules ) température : les lignes émission (excitation) de pend de la température intensité du champ magnétique ( effet Zeeman),, électrique ( effet Stark) intensité du champ gravitationnelle ( redshift gravitationnel)

22 Spectroscopie en astrophysique identification des éléments chimiques ( atomes et molécules ) température : les lignes émission (excitation) de pend de la température intensité du champ magnétique ( effet Zeeman), électrique ( effet Stark) intensité du champ gravitationnelle ( redshift gravitationnel) vitesse rotation ( effet Doppler )

23 Vitesse de rotation i v.sin(i)=3 km/s Elargissement des lignes v.sin(i)=330 km/s i = angle par rapport a l axe de rotation

24 Quasar => z = ( )/656 = 0.14 Normalement la raie Hα est à 656 nm

25 Spectroscopie en astrophysique identification des éléments chimiques ( atomes et molécules ) température : les lignes émission (excitation) de pend de la température intensité du champ magnétique ( effet Zeeman), électrique ( effet Stark) intensité du champ gravitationnelle ( redshift gravitationnel) vitesse rotation ( effet Doppler ) densité (élargissement des lignes)... Lignes étroites => fiable pression => faible gravite => grosse étoile Supergéante => lignes étroites Naines Blanches => lignes larges

26 Relation Masse / Luminosité et Masse / Rayon Etoiles séquence principale ( 90 % des étoiles ) Masse Luminosite L L = ( ) M o M o Masse Rayon M 1,1 M Sol => R = M 0,57 M > 1,1 M Sol => R = M 0,80

27 Dimension des étoiles Tache de diffraction OR les perturbations atmospheriques Le Soleil a 1 pc => Optique adaptative

28 ocultation d une etoile par la Lune etoiles doubles Si la distance est connue = > Magnitude absolue L= 4 π R 2 σ T 4 Aujourd hui plus de 1500 diamètre étoile mesures dont pour certaine Φ <

29 Relation Temperature (couleur) v.s. Luminosité (magnitude) Diagramme Hertzsprung - Russel Luminosite Sequence principale Temperature

30 L évolution de l étoile va entraîner des changements de la structure de l étoile (rayon et Tsurf) et donc une variation de la luminosité. Si on suppose que les étoiles rayonnent, au premier ordre, comme des corps noirs, leur luminosité L (ou Mv) dépend du rayon et de la température uniquement (L=4πr 2 σt 4 ). Les étoiles au dessus de la séquence principale doivent être des étoiles géantes (à T égal, seulement r peut augmenter L), et les étoiles en dessous de la séquence principale doivent être des naines.

31 Rayon de l étoile: L = 4π R 2 σ (T eff ) 4

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33 Pulsation Contraction Expansion Collapse La position sur la SP dépend de la masse Au cours de sa vie, chaque étoile parcourt une trajectoire particulière dans le diagramme HR, qui dépend uniquement de sa masse (et composition)

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35 Suivant sa masse, l évolution des étoiles passe par la phase d étoile pulsante

36 Betelgeuse Super Geante Rouge ~ 15 Mo ~ 650 do M = -5 T = 3600 K distance = 131 pc Bellatrix Geante Bleu distance = 75 pc Rigel Super Geante Bleu ~ 21 Mo ~ 80 do M = -6.7 T = distance = 273 pc Saiph Geante Bleu distance = 221 pc

37 Étoiles proches ( d < 20 ps) Étoiles lointaines ( d = ps) (Hipparcos)

38 Regroupement d étoiles Les etoiles sont groupes en amas : - amas ouverts ~ 100 etoiles dans le disque galactique - amas globulaires ~ 10 5 etoiles dans le halo galactique Amas ouvert M6 Amas globulaire M13

39 1918 Harlow Shapley : Demontre que la Terre n est pas au centre de la Galaxie

40 Les étoiles d un Amas ont le même age et la même composition chimique => évolution dépend seulement de la masse

41 Amas jeune. Etoiles jeunes, massive, brillantes Amas vieux Peu d etoiles brillantes Geantes Rouges

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43 Evolution en temps des étoiles

44 Classement des étoiles par population Etoiles de population I : Etoiles riches en éléments lourds (grande metallicite Z >6 ~ 2% comme au soleil ). Etoiles du disque galactique, amas ouverts. Etoiles jeunes principalement Etoiles de population II : Etoiles pauvres en éléments lourds. Etoiles du halo galactique, amas globulaires. Etoiles vieilles. Etoiles de population III : Hypothétiques. Metallicite nulle. Etoiles primordiales.

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