étoile - Université Lille 1

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Université Lille 1
Licence Sciences de la Vie, de la Terre et de l’Environnement
UE “Sciences de l'Univers”
Introduction à l'astronomie et à l'astrophysique
Les étoiles
2ème Partie
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Plan du cours
I. Introduction
II. Magnitude
III. Classification des étoiles
IV. Evolution stellaire
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IV. Evolution stellaire
milieu interstellaire ~ 10% masse de notre galaxie
lieu de formation des étoiles :
nébuleuses en émission (régions hydrogène ionisé HII)
nuages moléculaires (H2)
mode de formation :
contraction gravitationnelle
fragmentation du nuage en plusieurs proto-étoiles
proto-étoile = luminosité due à la chute de matière
formation par groupes: amas ouverts
formation de systèmes multiples (60% étoiles de la galaxie)
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IV. Evolution stellaire
effondrement d’un nuage interstellaire
IV. Evolution stellaire
masse proto-étoile ≤ 0.08 M☉
température au centre insuffisante pour engendrer les réactions
nucléaires de fusion H  He
 naine brune (« étoile ratée »)
masse proto-étoile ≥ 0.08 M☉
étoile, équilibre réactions nucléaires HHe / gravitation
+ éventuellement:
aplatissement d’un disque gaz + poussières en rotation
formation de planètes
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nébuleuse
de la Rosette
nuage gaz + poussières
diamètre ~ 100 a.l.
amas ouvert
étoiles jeunes
(~ 5 x 106 ans)
rayonnement UV
 ionisation H
IV. Evolution stellaire
séquence principale (diagramme HR)
1ère phase de la vie des étoiles
conversion HHe par fusion thermonucléaire dans le cœur
position sur le diagramme HR dépendante masse de l’étoile
(entre 0.1 et 100 M☉)
durée
50 x 109 ans
20 x 106 ans
10 x 109 ans
étoile de 0.1 M☉
étoile de 30 M☉
Soleil
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IV. Evolution stellaire
diagramme HR
étoile
massive
Soleil
étoile
peu massive
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IV. Evolution stellaire
phase post-séquence principale
épuisement H central
 rupture équilibre pression de radiation / gravitation
évolution dépendante de la masse
masse entre 0.1 et 0.5 M☉
étoile de type naine rouge
fusion d’éléments plus lourds que H impossible (T trop faible)
durée séquence principale ≥ âge de l'Univers
modèles  évolution en naine blanche
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IV. Evolution stellaire
cas du Soleil (ou masse entre 0.5 et 7 M☉)
H puis He seuls éléments pouvant fusionner par réaction nucléaire
• phase de stabilité sur la séquence principale et enrichissement du
noyau en He
• fin de la combustion de l’hydrogène au centre
• fusion de H dans une couche autour d'un cœur He
• contraction du noyau He
et dilatation de l’enveloppe
= phase de géante rouge
H +He
He
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IV. Evolution stellaire
cas du Soleil (ou masse entre 0.5 et 7 M☉)
• T(centre) ≥ 108 K: fusion brutale He  C, O flash de l’hélium
• stabilisation de la fusion de He
noyau de C, O qui se contracte et s’échauffe
masse insuffisante pour atteindre température de fusion C
• période de pulsation thermique et de perte de masse
ionisation des couches expulsées par un flux UV
formation d’une enveloppe autour de l’étoile: nébuleuse planétaire
• contraction du cœur en naine blanche
• lent refroidissement de l’étoile
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IV. Evolution stellaire
cas du Soleil (ou masse entre 0.5 et 7 M☉)
naine blanche
M < 1.4 M☉, masse limite de Chandrasekhar
R ~ R⊕
étoile très chaude (contraction du cœur), très peu lumineuse (R~R⊕)
équilibre gravité / pression de dégénérescence des électrons
(= résistance des électrons à l’augmentation de la densité du gaz)
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Nébuleuse planétaire
Flash de l’hélium
évolution du Soleil dans le diagramme HR
IV. Evolution stellaire
masse ≥ 8 M☉
• fusion H sur séquence principale
• fusion He, C, O... lors d’une phase de supergéante rouge
• structure en couche: cœur de fer et éléments + légers en fusion
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IV. Evolution stellaire
masse ≥ 8 M☉
• effondrement du noyau de fer
• densité maximale des noyaux atomiques atteinte
• matière périphérique attirée, rebond sur le coeur et onde de choc
qui expulse les toutes les couches externes de l’étoile
= explosion en supernova de type II
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Supernova
du Crabe
IV. Evolution stellaire
masse ≥ 8 M☉
masse initiale ≤ 25 M☉ (ou résidu stellaire ≤ 3 M☉)
résidu de la supernova  étoile à neutrons
(pulsar si rotation très rapide)
masse initiale ≥ 25 M☉ (ou résidu stellaire > 3 M☉)
résidu de la supernova  trou noir
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IV. Evolution stellaire
supernovae de type Ia
système d’étoiles double naine blanche + géante
couches externes géante accrétées par naine blanche
masse naine blanche ≥ limite de Chandrasekhar
explosion totale après fusion C, O … Fe
aucun residu stellaire!
enrichissement du milieu interstellaire
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IV. Evolution stellaire
résumé des propriétés des résidus stellaires
naine blanche
R ~ R⊕
M ~ M☉ (< 1,4 M☉)
étoile à neutrons R ~ 10 km
1,4 ≤ M ≤ 3 M☉
trou noir
M > 3 M☉
horizon ~ qq km
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