Les étoiles. 2ème Partie

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1 Université Lille 1 Licence Sciences de la Vie, de la Terre et de l Environnement UE Sciences de l'univers Introduction à l astronomie et à l'astrophysique Les étoiles 2ème Partie 1/25

2 Plan du cours I. Introduction II. Magnitude III. Classification des étoiles IV. Evolution stellaire 2/25

3 milieu interstellaire ~ 10% masse de notre galaxie lieu de formation des étoiles : nébuleuses en émission (régions hydrogène ionisé HII) nuages moléculaires (H 2 ) mode de formation : contraction gravitationnelle fragmentation du nuage en plusieurs proto-étoiles proto-étoile = luminosité due à la chute de matière formation par groupes: amas ouverts formation de systèmes multiples (60% étoiles de la galaxie) 3/25

4 effondrement d un nuage interstellaire

5 masse proto-étoile 0.08 M température au centre insuffisante pour engendrer les réactions nucléaires de fusion H He naine brune («étoile ratée») masse proto-étoile 0.08 M étoile, équilibre réactions nucléaires H He / gravitation + éventuellement: aplatissement d un disque gaz + poussières en rotation formation de planètes 5/25

6

7

8 nébuleuse de la Rosette nuage gaz + poussières diamètre ~ 100 a.l. amas ouvert étoiles jeunes (~ 5 x 10 6 ans) rayonnement UV ionisation H

9 séquence principale (diagramme HR) 1 ère phase de la vie des étoiles conversion H He par fusion thermonucléaire dans le cœur position sur le diagramme HR dépendante masse de l étoile (entre 0.1 et 100 M ) durée 50 x 10 9 ans étoile de 0.1 M 20 x 10 6 ans étoile de 30 M 10 x 10 9 ans Soleil 9/25

10 diagramme HR étoile massive Soleil étoile peu massive 10/25

11 phase post-séquence principale épuisement H central rupture équilibre pression de radiation / gravitation évolution dépendante de la masse masse entre 0.1 et 0.5 M étoile de type naine rouge fusion d éléments plus lourds que H impossible (T trop faible) durée séquence principale âge de l'univers modèles évolution en naine blanche 11/25

12 cas du Soleil (ou masse entre 0.5 et 7 M ) H puis He seuls éléments pouvant fusionner par réaction nucléaire phase de stabilité sur la séquence principale et enrichissement du noyau en He fin de la combustion de l hydrogène au centre fusion de H dans une couche autour d'un cœur He contraction du noyau He et dilatation de l enveloppe = phase de géante rouge H +H e H e 12/25

13

14 cas du Soleil (ou masse entre 0.5 et 7 M ) T(centre) 10 8 K: fusion brutale He C, O flash de l hélium stabilisation de la fusion de He noyau de C, O qui se contracte et s échauffe masse insuffisante pour atteindre température de fusion C période de pulsation thermique et de perte de masse ionisation des couches expulsées par un flux UV formation d une enveloppe autour de l étoile: nébuleuse planétaire contraction du cœur en naine blanche lent refroidissement de l étoile 14/25

15

16 cas du Soleil (ou masse entre 0.5 et 7 M ) naine blanche M < 1.4 M, masse limite de Chandrasekhar R ~ R étoile très chaude (contraction du cœur), très peu lumineuse (R~R ) équilibre gravité / pression de dégénérescence des électrons (= résistance des électrons à l augmentation de la densité du gaz) 16/25

17 Nébuleuse planétaire Flash de l hélium évolution du Soleil dans le diagramme HR

18 masse 8 M fusion H sur séquence principale fusion He, C, O... lors d une phase de supergéante rouge structure en couche: cœur de fer et éléments + légers en fusion 18/25

19 masse 8 M effondrement du noyau de fer densité maximale des noyaux atomiques atteinte matière périphérique attirée, rebond sur le coeur et onde de choc qui expulse les toutes les couches externes de l étoile = explosion en supernova de type II 19/25

20

21 Supernova du Crabe

22 masse 8 M masse initiale 25 M (ou résidu stellaire 3 M ) résidu de la supernova étoile à neutrons (pulsar si rotation très rapide) masse initiale 25 M (ou résidu stellaire > 3 M ) résidu de la supernova trou noir 22/25

23 supernovae de type Ia système d étoiles double naine blanche + géante couches externes géante accrétées par naine blanche masse naine blanche limite de Chandrasekhar explosion totale après fusion C, O Fe aucun residu stellaire! enrichissement du milieu interstellaire 23/25

24 résumé des propriétés des résidus stellaires naine blanche R ~ R M ~ M (< 1,4 M ) étoile à neutrons R ~ 10 km 1,4 M 3 M trou noir horizon ~ qq km M > 3 M 24/25

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