e - Lisa

Structure de
l’univers
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Systèmes planétaires - un exemple : le Système Solaire
Planètes telluriques
Planètes géantes
Ceinture
de Kuiper
Comètes
(63 satellites)
(50 satellites)
(27 satellites) (13 satellites)
(1)
(1)
(2)
Ceinture d’astéroïdes
Poussières interplanétaires
Particules du vent solaire
Nuage de Oort →
Le Soleil : une étoile parmi tant d’autres…
Corps le plus volumineux du
Système Solaire. 98% de sa
masse totale.
Il faudrait cent neuf Terres pour
réaliser le diamètre du Soleil et
plus de 1.3 millions de Terres
pour en combler l'intérieur.
La partie extérieure visible du
Soleil se nomme photosphère et sa
température est de 6 000°C
1 unité astronomique (ua) : 149 6OO OOO kilomètres
1 année lumière (al) : 9 500 milliards ~ 1013 km
1 parsec (pc) : 3,26 a.l.
Autour du Soleil…
Proxima du centaure : 4,22 a.l
42 200 000 000 000 km
α & β du centaure : 4,40 a.l.
Aussi :
Sirius : 8,6 a.l.
Véga : 25,3 a.l.
Betelgeuse : 600 a.l.
Ceinture d’Orion : 1500 a.l.
α du centaure
Diamètre étoile :
Soleil : 4 secondes lumière
(1 400 000 km)
Jusqu’à 20 minutes lumière
(360 000 000 km)
Aucune collisions entre étoiles
LES CONSTELLATIONS
Un exemple :
ORION
Des distances différentes
Betelgeuse : 600 a.l.
Des couleurs différentes
Ceinture d’Orion : 1500 a.
Des tailles différentes
Rigel : 800 a.l.
Les spectres de différentes étoiles
La classification spectrale des étoiles
Annie Jump Cannon (1863-1941)
Après des études au fameux Wellesley
College, elle travaille au Harvard College
Observatory en classant inlassablemmnt
des spectres stellaires.
Classification de 400 000 étoiles par
rapport à l’importance des raies de
certains éléments comme H, He, Fe..
La classification spectrale des étoiles
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Classification des étoiles
Le diagramme de Hertzsprung-Russel :
En 1911, l’ingénieur et astronome
danois Ejnar
Hertzprung (1873-1967) traçait un
diagramme magnitude en
fonction du type spectrale d’un
échantillon d’étoiles.
Plus tard, l’astronome américain
Henry Russel (1877-1957)
construisit indépendamment le même
diagramme avec un autre échantillon
d’étoile.
Ce diagramme s’appelle aujourd’hui
le diagramme HR et met évidence la
relation entre le type spectrale et la
magnitude absolue
90 % des étoiles sont sur la
séquence principale
Le diagramme HR :
Observation du satellite Hipparcos
Les familles d’étoiles : Séquence principale (90 % des étoiles)
(e)
(ine)
(irl)
(iss)
(e)
Diversité
des
étoiles
Le diagramme HR et la masse des étoiles
La masse des étoiles
La masse des étoiles est comprise entre 0.08 et 50 fois la masse du soleil
Les étoiles plus lourdes que le soleil sont plus rares.
La masse est lié à la luminosité et donc à la température
Les étoiles changent elles de masse durant leur évolution ?
Les masses des géantes et des supergéantes correspondent aux masses de
la séquence principale.
Evolution des d’étoiles
La durée de vie des étoiles est sans commune mesure avec la durée de
vie des espèces vivantes. On étudie l’évolution stellaire à partir de l’observation d’un
grand nombre d’étoiles à différentes étapes de leur vie.
Age de l’univers : 13.7 milliards d’années
Age du soleil : 4.5 milliards d’années
Devenir des étoiles
Naine blanche
Etoile moyenne
Etoile géante
Etoile à neutrons
ou
trou noir
Etoile massive
Etoile supergéante
D’ou vient l’énergie des étoiles ?
La combustion correspond à une énergie chimique. Par exemple la combustion
du charbon permet de dégager une énergie de 3.5 107 J/kg. Un tas de charbon
de 2.1030 kg (masse du soleil) peut fournir 4.1026 W (puissance du soleil
pendant …………..6000 ans !!
La contraction gravitationnelle : La gravitation joue un rôle primordial dans
l’augmentation de la température au cœur des étoiles. En effet au centre des
étoiles ou la densité est la plus grande, la température atteint 15 millions de
Kelvin
se
qui
permet
de
déclencher
les
réactions……………………………….. nucléaires.
L’équilibre entre la gravitation et l’énergie nucléaire
L’énergie gravitationnelle d’une étoile dépend principalement de sa masse
et de sa composition. L’étoile se stabilise lorsque l’énergie nucléaire
compense la contraction gravitationnelle. Cette configuration stable dépend
donc uniquement de la masse et de la composition du nuage d’origine. La
configuration stable d’une étoile correspond à un point sur la séquence
principale du diagramme HR. Les étoiles de masse différentes occupent
différents points sur ce diagramme.
Il existe donc une séquence principale car les étoiles s’y stabilisent avec la
même composition chimique mais avec différentes masses.
Si les étoiles quittent la séquence principale, c’est que leur composition
chimique a changé !!!!!
La composition des étoiles
La composition : 90 % de H, 9 % de He et 1 % d’éléments lourds.
Principal carburant : l’Hydrogène
Combien de temps dure le carburant d’une étoile ?
Durée de vie = énergie disponible / énergie perdue = Masse / Luminosité
Une étoile 25 fois plus lourde que le soleil est 80000 fois plus lumineuse. Elle
aura une durée de vie 3000 fois plus courte.
L’énergie nucléaire : la fusion de l’hydrogène
Les réactions nucléaires
Les grands principes : conservation de l’énergie, de la charge électronique
et de la charge baryoniques (nombre de protons ou neutrons)
Bilan de la réaction en chaine ppI (proton-proton) :
411H→42 He+2e+ +2ν e+2γ
D’ou vient l’énergie nucléaire ?
Les particules ont une énergie cinétique de part leur vitesse mais depuis 1905 on
sait qu’une particule de masse m a aussi une énergie au repos :
E = mc2
(Albert EINSTEIN, 1905)
Le diagramme HR et l’age d’étoiles
l'âge est indiqué en milliard d'années, exprimé via son logarithme).
Mort des étoiles : Supernovae, éjection explosive des étoiles massives
Nébuleuse du crabe,
reste d’une supernovae
(M1) qui mesure 10
années lumières.
L’explosion a eu lieu
en 1054.
La fréquence des supernovae
Observation de
Tycho-Brahe en
1572
Observation de
Kepler en 1572
Dans notre galaxie :
La dernière supernova vu dans notre galaxie a eu lieu en 1604 et a été observé sans télescope par
Kepler. D’autres supernovae ont été observé en 1572, 1054 et 1006.
La fréquence serait donc de 4 visible à l’œil nu en 1000 ans. D’autres se produisent
probablement mais ne sont pas observées à cause de l’obscurcissement du milieu interstellaire
concentré dans le plan de la galaxie.
Dans les autres galaxies :
On compte une supernovae tous les 25 à 50 ans dans les autres galaxies. Plusieurs supernovae
sont détectées par les astronomes chaque année (249 en 2004).
Supernova 1987A
400 ans d’attente et enfin une supernova brillante. Elle a eu lieu dans une galaxie voisine, le
grand nuage de Magellan le 24 Février 1987.
Observation des supernovae dans les autres galaxies
SN 1998aq
SN 2001cm
SN 1998bu
Observation de la supernova 1987A
L’étoile qui a explosé était catalogué : une super géante bleue de classe spectrale B et de masse 20 M~,
elle a aujourd’hui disparu.
après
avant
Découverte des galaxies: ~1920
Il en existe des milliards
Distance moyenne entre elles : 1 millions d’al
Diamètre moyen : 100 000 al
Il peut donc se produire des collisions
La galaxie
naine du
Sagittaire
À 70 000 al
Découverte
en 1994
Andromède (M31) – 2 000 000 al
Notre galaxie appartient au Groupe (amas) Local
Le Groupe Local appartient au Super amas de la Vierge