Mission Enseignement et Education à l`OCA

UNSA_2012-2013
UEL_rencontre avec astron/astrophys
Yves Rabbia,
UNSA OCA Lagrange
chap11 etoiles
UEL
1
une première rencontre avec l'astronomie
éléments pour illustrer le cours chap 11 étoiles
Yves Rabbia, astronome
Observatoire de la Côte d'Azur,
[email protected]
04 93 40 53 59
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chap11 etoiles
étoiles
juste qqs notions
2
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chap11 etoiles
étoiles : définition ?
3
diverses définitions sont employées , exemples

ensemble de particules auto gravitant

boule de gaz de protons et electrons
liés par gravitation et produisant du rayonnement

usine thermo nucléaire pour fabriquer des noyaux
nous adoptons celle-ci
une étoile est une sphère de gaz chaud,
et qui émet de la lumière grâce aux réactions nucléaires
qui ont lieu dans la partie centrale de la sphère.
on devine que
les ingrédients à l'oeuvre sont la gravitation
la masse, la temperature, la pression, et
des reactions nucleaires
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chap11 etoiles
gestation, naissance , vie et mort des étoiles : les clefs
4
maitre -mot : gravitation
"la vie d'une étoile n'est qu'une lutte
permanente et désespérée contre son propre poids"
Jean-Pierre Luminet (les trous noirs)
sollicitation constante :
effondrement gravitationnel
mais la gravitation seule ne suffirait pas
à faire naitre une étoile
il faut faire jouer les autres forces de la nature
pression au centre => T augmente => fusion nucléaire
 energie libérée repoussant la gravitation
 equilibre hydrostatique..
mais cela provisoirement (milliards ou millions d'années)
les étoiles ne sont pas éternelles ! un rude coup au moral ?
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le scenario de formation , en raccourci
chap11 etoiles
5
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évolution stellaire : très très schématique
chap11 etoiles
6
(on y reviendra)
10 K
nuage moléculaire
vie adulte
vieillesse
et mort
trois destins
concentrations locales
effondrement et fusion
géante
ou supergéante
rouges
milliards d'années
neutron star
pulsar
millions
nébuleuse
planétaire
supernovae
naine blanche
trou noir
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chap11 etoiles
le diagramme de Hertzprung et Russel _ 1
une photo de famille :
nos premières mesures : Luminosité et Température
on peut ranger nos étoiles
L
dans un diagramme T, L
note : en fait la Luminosité
T
c'est pas immédiat,
on passe par l'éclat apparent,
ensuite il faut la distance (voir session dédiée)
dans ce diagramme il apparait que
les points représentatifs ( T,L)
ne se placent pas n'importe où
ils forment des zones de peuplement bien distinctes
7
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diagramme HR_2
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notre classement donne ça (très joli)
ces dispositions
"pas n'importe où"
ont une signification
qui a été decryptée
progressivement
essentiellement
par la spectroscopie
mais il y apparait
(sur les axes)
d'autres choses que
T et L
on commentera plus tard
avec la spectro
8
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diagramme HR_3
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chap11 etoiles
une autre présentation
et un premier decryptage
donnant les
classes de luminosité
( en gros
la taille des étoiles)
la ligne V
(sequence principale)
est celle des
étoiles adultes
notre soleil
y figure
et donne
la reference 1 pour la luminosité
9
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diagramme HR_4
une grille de lecture grossière
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brillant
et chaud
pas brillant
et chaud
chap11 etoiles
10
brillant
et froid
pas brillant
et froid
mais pourquoi la remarque : photo de famille ?
le diagramme HR rassemble pas seulement
des étoiles de differentes Luminosités et Temperatures
mais aussi des étoiles de différents âges
l'attribution d'un âge relatif (plus jeune que, plus vieux que)
va se faire par des modèles d'évolution
selon lesquels une étoile au cours de sa vie
va se trouver sur telle ou telle zone du diagramme HR
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11
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diagramme HR_5
12
c'est quoi les autres choses
doublant les échelles de Temperature et de Luminosité ?
par exemple les marques "absolute magnitude" ?
et les marques : O,B,A,F, ... etc ?
pour les "magnitudes absolues"
c'est juste une façon (echelle logarithmique)
de représenter plus succinctement les Luminosités
on y reviendra si on le temps
pour les marques O,B,A, ......
c'est une affaire de spectro, on va voir tout de suite
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spectrographie et température
chap11 etoiles
13
grâce à la physique et à la spectro de laboratoire on a pu trouver
un lien entre spectre et température :
la présence de certaines raies dépend de la temperature
ainsi on a pu établir
chaud !
une classication spectrale connectée à la température
(type spectral d'une étoile)
une classe
chaud
Température
une autre classe
froid
et encore mieux
on a pu trouver un lien entre le profil des raies
et la classe de Luminosité : de là on a élaboré les classes spectrales
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les raies spectrales des éléments chimiques (neutres ou ionisés)
sont des indicateurs de température
He III = Helium deux fois ionisé (un noyau d'Helium quoi !)
He II = Helium une fois ionisé (autrement dit He+)
He I
= Helium neutre ( atome d'He)
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15
type spectral : classification fondée sur la température
(via la présence de certaines raies spectrales)
memo (étudiants de Harvard)
Oh Be A Fine Girl Kiss Me
(Right Now Sweetie)
mais aussi (étudiantes de Harvard):
Only Boys Accepting Feminism Get Kissed Meaningfully
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classes spectrales : coder tout avec presque rien
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une étoile donnée est associée à une température
par la présence de certaines raies bien identifiées
on lui attribue un type spectral : O,B, A, F, ......
Ces types spectraux sont affinés
par des subdivisions : 0, 1, 2,....9
l'étoile est associée à une classe de luminosité
par le profil des raies spectrales
ce profil trace les conditions
de densité et de pression du milieu émissif)
On adjoint alors le complément I,II, III, ....VII
qui couvre les classes allant
des supergéantes aux naines blanches
le type d'étoile est alors bien caractérisé par ce codage
et on a par exemple : A0 V (vega) , G5 V (soleil) , K3 III(arcturus)
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classes de luminosité
chap11 etoiles
17
les classes de luminosité se distinguent par la largeur des raies spectrales
raies plus étroites
étoile plus grosse
classe I : supergéantes
classe III : géantes
classe V : naines ( séquence principale)
autre illustration : (même portion de spectre)
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retour sur formation et evolution stellaires _ 1
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la réalité est évidement plus compliquée
que le scenario schematique donné plus haut
Sans entrer dans le detail on va tout de même regarder de plus près
au départ grand nuage moléculaire (H2)
pouvant s'etendre sur plusieurs dizaines de parsecs
et pouvant avoir une masse de plus de 106 fois celle du soleil
contraction gravitationnelle : tendance "naturelle", d'accord mais où ?
il faut un début d'inhomogéneité (concentration locale, centre attractif).
Il peut etre apporté par onde de choc traversant le nuage
(suite à explosion de SuperNovae par exemple)
OK l'effondrement peut commencer: chute libre vers le centre attractif
mais jusqu'où ?
le nuage a une temperature, elle correspond à l'agitation des molecules
au sein du nuage et il a une pression (tendance à l'expansion)
qui s'oppose à la contraction gravitationnelle
Qui va gagner ? contraction ou expansion ?
ça depend de la masse en contraction et de la temperature atteinte
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retour sur formation et evolution stellaires _ 2
19
on admet que la gravitation gagne
note : le gros nuage en se contractant peut se fragmenter
en sous-nuages qui vont se contracter aussi (même contrainte de masse)
C'est l'origine de la naissance "par portées" comme les lapins
si la masse en contraction est assez grande, l'effondrement continue
et tend à augmenter temperature et pression du coeur attractif
Si la temperature atteint le seuil requis, les molecules sont cassées
puis si ça continue alors les atomes sont ionisés,
on a un gaz de protons et un gaz d'electrons
Comment peut-on fonder cette description ?
et fixer des seuils de faisabilité ?
c'est par la thermodynamique où sont sollicitées
des relations entre Temperature, Pression, densité,
conditions d'ionisation, validité du modèle gaz parfait, ....
hors de propos d'entrer là dedans (dommage) dans notre UEL
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retour sur formation et evolution stellaires _ 3
20
la temperature continue d'augmenter par la poursuite de l'effondrement
et c'est au tour des protons de s'agiter très fort
au point de pouvoir se rencontrer violemment et démarrer
le processus de fusion proton-proton (déjà vu clip fusion H),
ensemble de réactions nucléaires libérant de l'energie
Cette situation conduit à repousser l'effondrement gravitationnel
et à mettre le systéme (gaz de protons) en equilibre hydrostatique
le nuage est devenu une étoile (en fait c'est un peu plus compliqué)
les reactions au coeur de l'etoile agissent comme un thermostat :
si elles faiblissent, la contraction reprend et relance les reactions
si elles s'intensifient , elles repoussent la contraction,
cela consomme de l'energie et ce freinage de l'effondrement
fait ralentir les reactions au coeur.
Au final, ça se calme, et entre en equilibre controlé par le thermostat
L'étoile est devenue adulte
oui mais cela dure tant qu'il y a du proton à consommer
pour la reaction de fusion, qui produit des noyaux d'He ( et de l'energie)
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étoiles : adulte, OK
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chap11 etoiles
et ensuite ? évolution_1
21
la suite dépend largement de la masse initiale
du volume en effondrement gravitationnel
quand il n'y a plus assez de protons
pour les reactions nucleaires
l'effondrement reprend,
temperature et pression augmentent
à nouveau dans le coeur
d'autres reactions nucleaires
vont se mettre en action et
après la fabrication de noyaux d'helium,
le coeur va fabriquer des noyaux plus lourds
Carbone, Oxygène, .... jusqu'au Fer
et l'on va avoir une structure interne "en oignon"
la fin de cette phase va apparaitre quand le coeur ne produira plus assez d'energie
pour s'opposer à l'effondrement et ce sera alors la phase terminale
les etapes atteintes (noyaux formés) et la vitesse d'evolution
dependent de la masse initiale
plus grande  plus complet et plus rapide
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étoiles : évolution _2
22
masse élevée, évolution rapide, ....
ça veut dire quoi ?
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chap11 etoiles
pourquoi ces limites affectant les masses ?
see next
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chap11 etoiles
étoiles : évolution _3
pourquoi les limites affectant les masses ?
en dessous de O.08 masse solaire
les réactions nucléaires ne rencontrent pas les conditions
pour démarrer, étoile avortée, ( naines brunes, 3000 K)
au-dessus de 60 masses solaires
l'évolution n'est plus gouvernée
par les produits des réactions nucléaires classiques
une autre thermodynamique (relativiste) prend la main
et l'étoile devient instable et ne garde plus son integrité
elle perd la masse éjectée dans la galaxie
de façon plus ou moins violente
ces limites et les durées se manifestent dans le diagramme HR
où l'on ne trouve pas de points représentatifs
qui seraient hors de l'intervalle convenable
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chap11 etoiles
étoiles : évolution _4
24
trois destins pour finir, ils sont gouvernés par la masse initiale
0.5 à 8 masses solaires
Fusion de l 'hydrogène, puis de l 'hélium, milliards d'années.
Puis géante rouge (+ lumineuse, + froide)
fusion Helium, ejection de matiere
L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre
d'une naine blanche
plus de 8 masses solaires : deux destins possibles
Fusion de l'hydrogène sur la séquence principale puis fusion de l'hélium,
puis du carbone, puis de l'oxygène, etc... dans la phase supergéante rouge.
Structure en oignon avec un cœur de fer
L'étoile finit par exploser en supernovae.
cas : 7 à 25 masses solaires
le résidu de la supernovae donne une étoile à neutrons
(éventuellement observable sous forme de pulsar)
cas : plus de 25 masses solaires
le résidu de la supernovae donne un trou noir de masse stellaire.
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étoiles : évolution _5
les physionomies stellaires terminales
objet
dimension
masse
naine blanche
environ Terre
environ soleil
etoile à
neutrons
10 km
entre 1.4 et 3
soleil
109
tonnes/cm3
trou noir
« stellaire »
horizon
qqs km
> 3 soleils
> étoile
neutron
*
densité*
1 tonne/cm3
si ça a un sens de parler de densité pour un trou noir
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étoiles
encore une couche
chap11 etoiles
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chap11 etoiles
vie des étoiles : rappels de quelques clefs
clef 1 : maitre-mot : effondrement gravitationnel
"la vie d'une étoile n'est qu'une lutte
permanente et désespérée contre son propre poids"
Jean-Pierre Luminet (les trous noirs)
clef 2 : de l'embryon à l'âge adulte
contraction  energie pression et temperature
augmentent dans le coeur
allumage de réactions nucléaires réaction p+_p+
clef 3 : âge adulte
consommation de protons et formation de noyaux d'He
rayonnement contre gravité
pression contre contraction
équilibre hydrostatique
+
+ rayonnement
clef 4 : sortie de l'âge adulte
plus de protons au coeur , formation de noyaux de plus en plus lourd, arrêt au Fer
plusieurs destins gouvernés par la masse initiale de l'adulte
masse adulte
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chap11 etoiles
les choses de la vie_ 1
28
pour l'évolution, on doit distinguer
étoiles de type solaire ( masse init grossièrement entre 0.4 et 8 Msol )
étoiles plus massives (masse init superieure à grossièrement 8 Msol)
le parametre "masse" est déterminant et crucial
en bref, la masse initiale gouverne

les étapes de la vie d'une étoile, par sa capacité à déclencher
des réactions nucléaires en son centre
plus lourd le noyau à synthetiser,
plus gourmande en energie la réaction et donc plus exigeante en temperature
fusion pp : 8.106 K, cycle CNO : 17. 106 K, triple alpha: 100. 106 K,
plus loin (plus lourds que C) : milliards de K

la luminosité de l'étoile ( "consommation de carburant")
et par suite sa durée de vie

la position sur la sequence principale du diagramme HR
( ZAMS
Zero Age Main Sequence)
où va rester l'étoile pendant toute la phase "adulte"
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chap11 etoiles
les choses de la vie_ 2
durée de vie adulte, estimation grossière pour quick-look
en gros : une affaire de Masse
durée de vie "t" proportionnelle à [réserve energie] / consommation ,
relation Masse-Luminosité
observation et theorie
L proportionnel à M3.5,
durée de vie
M donne la reserve : E proportionnelle à M
t = E/L = tsoleil. M/M3.5 = 10 milliards / M2.5
( t en milliards d' années, M en "masse solaire")
Luminosité 
L donne la consommation du capital energie (energie par seconde)
exemple : Luminosité du soleil L = 4 1026 W
soleil
masse 
exemples (en années) :
etoile 2 Msol
durée de vie 22.5 fois plus courte, soit 10/6 environ 1.7 milliard
etoile 10 Msol
durée 10/ (102.5) soit environ 10/300  30 millions
formulation flash (approx très grossière) :
masse 10 fois plus grande, vie 1000 fois plus courte
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les choses de la vie_ 3
30
retour sur formation puis sur phase "post adulte" (post ZAMS)
Zero Age Main Sequence
etapes et bornes : type solaire
1. contraction et proto-étoile, qqs années
PV=RT, V,T  P   proto-étoile (rayon 50 Rsol)
T coeur environ 150 000 K, Tsurface environ 3500°,
observable en infra rouge, pas en visible,rayonnement thermique
2. étoile jeune(type T-Tauri, enfance ) millions d'années après proto etoile
presque equilibre hydrostatique,
disque (vu par la tranche)
Rayon 1.3 Rsol
ejection de matière,
formation disque et jets bipolaires,
T coeur environ 10 millions K,
Tsurface environ 4500°,
observable en visible,
la reaction "fusion p+p" s'allume
les choses de la vie_ 4
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etapes et bornes : type solaire, suite
3. ZAMS ( adulte, sequence principale)
encore qqs millions d'années après T Tauri, rayon environ Rsol
T coeur : 15 millions K, Tsurface 6000 K
reaction p+p dans le coeur, fournit l'energie sortante
consommation (Luminosité) proportionnelle à R2T4
4. post ZAMS et 5. geante rouge
ZAMS pendant plusieurs milliards d'années (Soleil, 10 milliards)
He dans le coeur, H autour avec reaction p+p,
l'etoile enfle et refroidit, effondrement central provoquant
FLASH de l'Helium
debut de la transformation He  Carbone, très rapide et expulsant la
matiere vers la peripherie de l'etoile qui continue à enfler et à se refroidir
Geante rouge Tcoeur: 200 millions K, T surface : 3500 K Rayon : 200 Rsol
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les choses de la vie_ 5
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32
etapes et bornes : type solaire, suite
fin de vie, lente , douce, solitaire, triste, .....
5.geante rouge vers 7. naine blanche
en passant par 6.nebuleuse planetaire,
après consommation de l'Helium dans le coeur, effondrement très rapide
et enorme liberation d'energie qui expulse une grande partie de la matiere
loin du centre (années de lumières)
le coeur résiste à l'effondrement gravitationnel
en refusant de se compacter davantage
(pression de degenerescence des electrons) et forme alors une naine blanche
naine blanche
Rayon environ Rterre,
T entre 30000 et 5000 K
se refroisissant progressivement
La bulle de matière expulsée
se dilue dans l'espace et
laisse isolée la naine blanche
densité : 1 tonne / cm3
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Nébuleuses
« planétaires »
Hélice
Lion Givré
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Œil-de-Chat
V838…
33
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les choses de la vie_ 6
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34
étoiles massives
scenario semblable au cas solaire jusqu'à la fin de l'âge adulte
puis étapes enchainées, conduisant à super geante
cycle : contraction, reaction nucleaire, re-contraction , nouvelle reaction
avec à chaque fois plus de demande d'energie (Temperature)
pour demarrer la reaction, et synthese de noyaux plus lourds
masse plus grande  nucleo synthese plus loin (limite Fe, 56 nucleons)
structure en oignon, déjà vue
ensuite une mort spectaculaire,
derniere manifestation heroique
mais presque vaine
contre la gravitation
un chant du cygne
SUPERNOVAE
35
supernovae : fin cataclysmale avant possible renaissance_1
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chap11 etoiles
comment ça marche ?
étoile massive
coeur en oignon la nucleosynthese
s'arrete au fer
contraction soudaine (qqs sec) du coeur
stoppée seulement par
pression de degenerescence des neutrons
( p+ et e- se sont assemblés)
formant un coeur dont le diamètre est de quelques km
et la densité est de l'ordre de 2. 108 tonnes/cm3
effondrement brutal des couches peripheriques,
rebond et expulsion à cause de l'enorme energie libérée (onde de choc)
au passage formation de noyaux plus lourds
que le Fer (Uranium, or , platine, ...)
1044 Joules : energie libérée équivalente
à celle libérée par le Soleil au cours de
toute sa phase adulte (10 milliards d'années)
pendant quelques jours la supernovae
est aussi lumineuse
que 100 milliards de soleils (une galaxie , quoi !)
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chap11 etoiles
Schéma d’une étoile très massive près d’exploser en supernova
Massive Star Structure
36
37
Vue récente de la coquille autour de la supernova de 1987
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chap11 etoiles
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chap11 etoiles
pulsars : comme un phare maritime
comme un phare balayant l’espace….
avec une périodicité la plus stable connue
rayonnement
radio
si l’observateur est dans le faisceau
un signal périodique ( radio)
peut être détecté
si la stabilité n’est pas parfaite,
(déphasage progressif et alternatif)
on peut soupçonner un mouvement orbital
(causé par exoplanete ??)
38
rayonnement
radio
39
supernovae : fin cataclysmale avant possible renaissance _2
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chap11 etoiles
ensuite :
la matiere explusée se dilue dans l'espace
et ensemence le milieu interstellaire en
noyaux plus lourds que H et He
pour former de nouvelles étoiles
et au milieu reste
un "pulsar" : étoile à neutrons
en rotation et emettant un faisceau radio
(rotation 1 à 1000 tours/sec)
ralentissement progressif de la rotation,
puis extinction du phare (milliers d'années ? )
Mais si le coeur de Fer a une masse
superieure à 3 Msol
alors on a un autre destin
pulsar
plus rien ne peut stopper l'effondrement gravitationnel !!
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Nébuleuse du
Nébuleuse du
Crabe
Crabe
Bulle
Bullefilamenteuse
filamenteuse
enenexpansion
expansionautour
autour
d’un
pulsar
d’un pulsar
(étoile
à neutrons)
(étoile à neutrons)
Créée par une
Créée par une
supernova
supernova
observée
en 1064
observée en 1064
sono pulsars
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40
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supernovae : l'autre voie terminale, TROU NOIR
41
la gravitation gagne le match ultime !!
avec une étoile super massive même la pression de degenerescence
des neutrons ne peut plus arréter l'effondrement
l'étoile à neutron est "écrabouillée",
on arrive à une densité telle qu'on a une "singularité de l'espace-temps"
ou encore : un trou noir
on ne peut plus parler de diamètre ni de densité dans les termes habituels
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Modèle de désintégration et engloutissement
d’une étoile par un Trou Noir
chap11 etoiles
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TROUS NOIRS : pas seulement "stellaires"
centre galactique
trou noir super massif
plusieurs millions de masses du soleil
on n'observe pas de trou noir,
on observe seulement des comportements
et phénomènes associés
qu'il provoque sur son environnement
( 20 ans d'observations)
chap11 etoiles
43
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les choses de la vie_ 7
le diagramme HR : pas seulement photo de famille
mais aussi carte-itinéraire à vivre
60 Msol
10 Msol
1 Msol
0.1 Msol
où vivre sa vie adulte ?
question de masse
chap11 etoiles
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UNSA_2012-2013
UEL_rencontre avec astron/astrophys
Yves Rabbia,
UNSA OCA Lagrange
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chap11 etoiles
Supergéantes
Géantes
Soleil
Naines blanches
Diagramme HR (Luminosité/Température de surface)
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quelques illustrations pour résumer-memoriser_1
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quelques illustrations pour résumer-memoriser_2
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remarques
nous avions rencontré la Luminosité et la Température
et nous avons vu ensuite l'importance de leur rôles respectifs
mais nous avons évoqué aussi leurs liens avec les masses et les distances
et nous ne savons pas vraiment comment on peut les determiner
nous avons rencontré les étoiles, mais nous n'avons pas parlé
des étoiles doubles, des étoiles variables, et d'autres objets stellaires
(cepheïdes, ......)
une autre fois, une autre rencontre ?
et surtout nous avons vu passer des nombres sans savoir d'où ils sortaient
des estimations , grossières mais pertinentes pourraient être données
nous verrons plus tard s'il reste du temps
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