cours 4

Résumé du 3ème cours
•Etoiles : masses gazeuses sphériques, équilibre
hydrostatique
•différents types de pression : gaz parfait, pression du
rayonnement, pression de dégénérescence
•Contraction sous l’effet de la gravitation entraîne le
chauffage du gaz
•Durée de vie observée du Soleil >> durée de vie sur le seul
budget d’énergie gravitationnelle
•Source d’énergie : nucléaire (fusion d’éléments de faible m
en éléments plus lourds; en particulier: 4 H Æ 4He)
•Grande durée de vie (Soleil : 10 milliards d’années).
Diminue quand masse augmente, puisque LµM
a
( a =3…4)

Formules importantes
•Energie d’une sphère homogène :
•Pression du gaz parfait :
•Pression du rayonnement :
•Pression de dégénérescence :
†
Wg=-3
5
GM 2
R
†
P=nKBT
†
P=1
3
aStT4
†
P=1
5
3
8 p
Ê
Ë
Á ˆ
¯
˜
2
3h2
me
ne
5
3

La structure du Soleil
Génération d’énergie (noyau), puis transport par rayonnement, puis convection

La classification des spectres des étoiles (1)
Soleil
L(étoile) / L(Soleil)
Température [K]
40000 20000 10000 5000 2500
10-2
10-4
102
104
106
1
chaude
& faible
chaude &
brillante
froide
& faible
froide &
brillante
Classification des étoiles selon leur spectre: pour un gaz en
équilibre thermodynamique L=4 p R2 s T4 (loi de Stefan); une étoile
est brillante parce qu’elle est (1) chaude ou (2) grande.
Hipparcos,
1995
Séquence principale
Naines
blanches
Géantes
rouges
Diagramme Hertzsprung-Russell

La classification des spectres des étoiles (2)
La grande majorité des étoiles se
groupe le long de la séquence
principale (SP) : fusion 4HÆ4He
Les étoiles rouges plus brillantes que
celles de la SP doivent, à T égale,
posséder des rayons supérieurs
(géantes).
Les étoiles blanches moins brillantes
doivent avoir des rayons moindres que
les étoiles de la SP (naines blanches).
Grand nombre d’étoiles sur la SP parce que c’est
la phase d’existence la plus longue d’une étoile
(fusion H Æ He).
Peu de naines blanches parce qu’elles sont
difficiles à détecter.
Séquence principale
Naines
blanches
Géantes
rouges
Diagramme Hertzsprung-Russell