La vie des étoiles

La vie des étoiles
Et la vie autour des étoiles
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Qu’est-ce qu’une étoile ?
Comment ça marche?
Comment classer les étoiles?
L’évolution des étoiles.
Des étoiles bizarres.
D’autres systèmes stellaires.
De la vie autour d’autres étoiles?
Qu’est-ce qu’une étoile ?
Une gigantesque boule de plasma émettant sa
propre lumière
Le plasma c’est quoi ???
un gaz très chaud
Le plasma c’est quoi ???
Le plasma c’est quoi ???
eeNoyau
+
un gaz normal
L’électron se libère
Noyau
+
On chauffe le gaz
On obtient plasma
Comment ça marche une étoile?
Auto-Gravitation
Pression de radiation
On obtient une étoile en équilibre
Comment ça marche une étoile?
Auto-Gravitation
La gravité :
Deux objets possédant une masse
s’attirent mutuellement
Quelques exemples :
•Nous et la Terre
•La Lune et la Terre
•Le soleil et la Terre
Comment ça marche une étoile?
Pression de radiation
Pression de radiation :
Provient de réactions nucléaires au centre de l’étoile.
Comment ça marche une étoile?
Des milliards
d’absorptions et
de ré-émissions
photosphère
3000 - 50000°C
Diminution de
la
température
noyau
15 000 000°C
La lumière que nous observons provient de la surface
de l’étoile (photosphère).
La « couleur » de cette lumière dépend de la
température de la surface de l’étoile
Comment classer les étoiles
Sa masse
Son rayon
sa vitesse de rotation
Son age
Sa Température
Sa « couleur »
« Sa brillance »
Sa luminosité
Son spectre
Les éléments chimiques
Et plein d’autres caractéristiques…
Comment classer les étoiles
Sa Température effective ou sa « couleur »
O : 30000-50000°
B : 10000-30000°
A :
7200-10000°
F :
6000-7200°
G:
4500-6000°
K:
3800- 4500°
M : 3000-3800°
Penser à un bout de métal que l’on chauffe
Étoile
Nôtre
rouge
Bleue
soleil
température
: température
3000°C
5500°C
Classification
avec
une
lettre
plus 25000°C
un
chiffre
Rouge
=>
Jaune
=> Blanc
=>
Bleuté de 0 à 9
Comment classer les étoiles
Sa « brillance » et sa luminosité
La brillance d’une étoile dans notre ciel dépend :
De son rayon
De sa température
De sa distance à la Terre
Plus une étoile est grosse, chaude et proche de la Terre plus elle brille
Problème : Comparer les étoiles entre elles indépendamment de
leur distance à la Terre
La luminosité est la brillance réelle de l’étoile, indépendamment de sa
distance à la Terre
Importance de la mesure de la distance des étoiles
Comment classer les étoiles
Sa masse et son diamètre
Masse du soleil :
Diamètre du soleil :
30
2 x 10
kilogrammes
1,4 million de kilomètres
2 milliards de milliards de milliards de tonnes 120 fois le diamètre de la Terre
300 000 fois la masse de la terre
3,5 fois la distance Terre-Lune
Masse des étoiles :
0,1 – 40 masses solaires
Diamètre des étoiles :
0,2 – 20 diamètres solaires
Relations entre la masse et le diamètre d’une étoile
Dépend du stade d’évolution d’une étoile (age)
Relation avec la température effective de l’étoile
« A l’age adulte » : Plus chaude = Plus grosse = Plus massive
Comment classer les étoiles
Son spectre et les éléments chimiques
O
A
B
F
G
K
M
Comment classer les étoiles
D’autres caractéristiques
Vitesse de rotation de l’étoile
Champs magnétiques
Présence de vents stellaires
Pulsations et Variabilité
Age ou le stade d’évolution
L’évolution des étoiles
Naissance et jeunesse
Age adulte
Déclin
Fin de vie
L’évolution des étoiles
Nuages de matière interstellaire
Effondrement en
plusieurs petits
nuages plus denses
sous l’action de la
gravité
Explosion d’étoiles
Ou
Passage dans un bras
de la galaxie
Perturbation du nuage
Aplatissement du à
la rotation du nuage
=
Formation d’un
disque d’accrétion
Formation d’une protoétoile et
allumage des réactions nucléaires
L’évolution des étoiles
Formation d’un système stellaire
Protoétoile
Protoplanètes
L’évolution des étoiles
Disque d’accrétion
Protoétoile
Formation de planètes avec le
reste du disque d’accrétion
L’évolution des étoiles
Séquence principale
=
Age adulte de l’étoile
Transformation de l’hydrogène du cœur en hélium
La durée de la réaction dépend de la masse ou de la
température effective de l’étoile :
40000° : 1 million d’années
10000° : 1 milliard d’années
5500° : 12 milliard d’années
3000° : 200 milliards d’années
Age de l’univers : 10 – 20 milliards d’années
L’évolution des étoiles
Évolution tardive
Enclenchement des
réactions
nucléaires
Plus
d’hydrogène
dans le cœur
He
Gonflement de la photosphère
Et diminution de sa température
effondrement
Augmentation de
la température
Géante ou super-géante
200 fois la taille de l’étoile d’origine
L’évolution des étoiles
Fin de vie
Faible masse ( inférieure à 6 Masses solaire)
Éjection de l’enveloppe externe de l’étoile
Nébuleuse planétaire + naine blanche
Taille de l’ordre de celle de la Terre
Masse plus ou moins de l’étoile d’origine
Plus de réactions nucléaires
Sa température diminue progressivement
Elle disparaît…
L’évolution des étoiles
Fin de vie
Forte masse (supérieure à 6 Masses solaire)
Supernovae
Pulsar et étoile à neutron
Cœur de l’étoile d’origine
Environ 1,5 masse solaire
20 km seulement !!!
Très dense et très forte
gravité
Un grain de salle pèserait
400000 tonnes
Trou noir
Cœur de l’étoile d’origine
1,5 - 3 masses solaires
Moins 10 km seulement !!!
Gravité si forte qu’elle dévie et
« absorbe » les rayons de lumière
Des étoiles Bizarres
Des étoiles Bizarres
Les étoiles multiples
Étoile double
Étoile triple
Évolution d’un système double
Étoile quadruple
Des étoiles Bizarres
Les étoiles aplaties
Déformation de l’étoile à cause de la force centrifuge
Peut même arracher de la matière au niveau de l’équateur de l’étoile
Des étoiles Bizarres
Les étoiles pulsantes
Fin de vie des étoiles = déséquilibre
Certaines étoiles se mettent à pulser
Période des pulsations : quelques heures à quelques années
Des étoiles Bizarres
Les étoiles à enveloppe
Formation d’une enveloppe :
•Étoiles jeunes
•Étoiles tardives
•étoiles doubles
•Étoiles aplaties
•Étoiles pulsantes
vent stellaire :
souvent important
pour les étoiles
chaudes
Enveloppe de gaz (hydrogène) ou de poussière (molécules complexes)
D’autres systèmes stellaires
Le système solaire
D’autres systèmes stellaires
Les exoplanètes
Plus de 100 planètes détectées autour d’autres étoiles
« Grosses » planètes : de 0,1 à 10 fois la masse de Jupiter
Souvent très proche de leur étoile :
Période très courte (quelques jours)
(Jupiter environ 12 ans)
Impossible de voir des planètes de la taille de la Terre pour l’instant
Trop petites
Construction de réseaux de satellites d’ici une dizaine d’année
Darwin (Europe) et TPF (USA)
De la vie autour d’autres étoiles?
Conditions pour l’apparition de la vie :
1. Masse de l’étoile (ou Rayon ou température) :
Pour l’apparition
d’êtres unicellulaires
Pour l’apparition
d’êtres complexes
1 milliard d’années
4 milliards d’années
Inférieure à 2 masses solaires
Inférieure à 1,2 masses solaires
Température sur la séquence
principale inférieure à
8000°C
Température sur la séquence
principale inférieure à
6800°C
A-F
G
K
M
G
K
M
De la vie autour d’autres étoiles?
Conditions pour l’apparition de la vie :
2. Masse de la planète :
Trop faible
pas d’atmosphère
Ex : Mercure
Trop forte
Retient trop de gaz « légers»
Hydrogène- Hélium …
Ex : Jupiter, Saturne, Neptune, Uranus
Masse comprise entre 0,5 et 2
fois la masse de la Terre
Peut retenir une atmosphère
d’azote, d’oxygène et de gaz
carbonique ..
Ex : Vénus, Terre, Mars
De la vie autour d’autres étoiles?
Conditions pour l’apparition de la vie :
3. Distance étoile-planète :
Elle détermine :
•La température à la surface de la planète ( eau liquide )
•La lumière disponible pour les végétaux
•La quantité de rayonnement nocif reçu (destruction de l’ADN..)
Trop éloignée de l’étoile
Ex : Mars, Titan
Trop proche de l’étoile
Ex : Vénus
Bonne distance
Ex : Terre
De la vie autour d’autres étoiles?
Conditions pour l’apparition de la vie :
4. Composition de planète:
Pour la vie telle que
nous la connaissons
Eau
Oxygène
Carbone
Fer…
?
Possibilité d’autres
types de vie
Silicium
méthane
ammoniac