chap08

• L’enfance
• L’âge adulte
• Fin de vie :
... des étoiles de faible masse
... des étoiles massives
Vie et mort des étoiles

Évolution vers la séquence principale
Exemple : étoile de 1 M
A : début de l’effondrement gravifique, émission thermique
L’enfance
B : 100 ans, luminosité
maximale par émission
thermique
C : 100 000 ans
D : 1 million d’années
E : 10 millions d’années,
démarrage des réactions
nucléaires
log (L/L )
Teff
5000
10000
20000
+4
+2
−2
0
2500
A
B
C
D
E

Effet de la masse
Si la masse est plus élevée :
• les étapes sont plus rapides
• la position sur la séquence
principale est plus chaude et
plus lumineuse
Masse maximale ~ 100 M
Au-dessus : la pression de
radiation est trop forte et
désagrège l’étoile
L’enfance -2
IC1396 globule et étoiles chaudes (CFHT)

Vie sur la séquence principale
Durée de vie sur la séquence principale :
(t en milliards d’années si Met Len unités solaires)
L’âge adulte
LMt 10
Type spec. M(M ) L(L ) T(K) t (109ans)
O7 25 90000 35000 0.003
B0 15 10000 30000 0.015
A0 3 60 11000 0.5
F0 1.5 6 7000 2.5
G2 1.0 1 5800 10
K0 0.8 0.6 5200 13
M0 0.6 0.02 3900 200

Évolution sur la séquence principale
L’hélium s’accumule dans le cœur → gène la fusion de l’hydrogène
→ on imaginerait que la production d’énergie baisse
Ce n’est pas le cas car :
L’âge adulte -2
L
Teff
évolution
• la pression centrale baisse
→ le cœur se contracte → Taugmente
→ (1) il y a plus de matière dans le cœur
(2) le taux de réaction augmente
→ Laugmente
• les couches extérieures se dilatent
→Teff diminue