Structure et Evolution des Etoiles Les Etoiles

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Dr. A.S. Brun, Introduction à l’Astrophysique, ENST Brest – 26/01/06
Evidences observationelles et considérations
Théoriques sur les Etoiles
• Structure interne des étoiles
• Le Soleil et les autres types spectraux d’étoiles
• Les différentes phases de la vie d’une étoile
Dr. Allan Sacha Brun
Service d’Astrophysique, CEA Saclay
(lcd-www.colorado.edu/sabrun & sacha.b[email protected])
Structure et Evolution des Etoiles
Dr. A.S. Brun, Introduction à l’Astrophysique, ENST Brest – 26/01/06
Les Etoiles: Briques élémentaires de
l’Univers
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Qu’est ce qu’une Etoile?
• C’est une boule de gaz chaud autogravitante: la pression
du gaz supporte la gravité
• Ce gaz chaud (donc ionisé), aussi
appelé plasma, émet de la lumière
• Ce flux d’énergie doit durer longtemps (> millions d’années), il
faut donc une source d’énergie efficace pour assurer cette
dépense d’énergie (=> réactions nucléaires) , seuls les objets
(M>0.08 Msol) possèdent une température centrale
suffisante pour déclencher ces réactions
Rayonnement de corps noir
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Fusion Nucléaire = Energie du Soleil
(10 Milliards d’années)
Fusion de 4 atomes d’Hydrogène en un d’Hélium
Bilan: 4p -> He4 + 2e++ 2 νe+ Energie
650 Millions de tonnes
d’Hydrogène converties
chaque seconde

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Créés dès le Big Bang
Table de Mendeleïev
Nous sommes tous de la poussière d’étoiles
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Trou de Stabilité Nucléaire à A=5 et A=8
Noyaux instables
Quand il devient enfin
possible de créer
des noyaux, l’Univers
n’est plus assez dense
pour permettre
des réactions triples,
à l’origine par
exemple du Carbone12
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Fusion <-> Fission
Energie de Liaison par Nucléons
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Couleurs et Types des Etoiles
On observe des étoiles rouges, jaunes, blanches, bleues, etc…

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Spectre Electromagnétique
(continu, émission, absorption)
Loi de Kirchhoff
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Couleurs et Types des Etoiles
Oh Be A Fine Girl (ou Guy) Kiss Me
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Couleurs et Types des Etoiles
Cette classification, dite "de Harvard" a été complétée depuis pour prendre en
compte la découverte de nouvelles
classes d'étoiles très rares, les types W, R, N et S :
-Le type W (avec les sous-types WC et WA, montrant un excédent de carbone ou
d'azote) désigne la classe des étoiles de Wolf-Rayet, d'après le nom des
astronomes Charles Wolf et Georges Rayet de l'Observatoire de Paris qui les ont
découvertes en 1867. Le spectre présente de nombreuses raies d'émission et se
situe avant la classe O. Le type W correspond à des étoiles très chaudes (entre
30.000 et 90.000 K) et de masse de 10 à 50 fois supérieure au Soleil.
-Les types R et N (nouvellement dénommée classe C), spectres riches en raies
d'absorption de molécules carbonées, correspondent aux étoiles carbonées
("Carbon Stars").
-La classe S, spectre riche en raies de l'oxyde de zirconium. Les étoiles S sont
riches en métaux lourds (Zirconium, Technécium, Lanthanum, Cérium, Ytterbium)
sous forme d'oxydes (ZrO, TeO, LaO, CeO, YO). R-N
-La classification est maintenant la suivante : W O B A F G K M
S
D'autres classes particulières ont, par la suite, été raj outées :
- le type Q désigne la classe spectrale des novae,
- le type P désigne la classe des nébuleuses planétaires
Les données 2MASS ont mis en évidence des étoiles plus froides que les étoiles M. Elles
constituent la nouvelle classe "L" avec des sous-classes (L0-L9).
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Couleurs et Types des Etoiles
Une classification d'étoiles uniquement basée sur le type spectral ne suffit pas
pour mettre en évidence les caractérisques de celles-ci, puisque deux étoiles de
même type spectral peuvent avoir des dimensions et des luminosités différentes.
Pour remédier à cela, les astronomes Morgan, Keenan et Kelman, en 1942, ont
adopté une classification plus fine des particularités spectrales (classification MKK).
Les étoiles sont classées, dans chaque type spectral, par luminosité décroissante,
en cinq classes notées en chiffres romains de I à V.
Le Soleil est une étoile G2V dans cette classification
Luminosité: L=4πR2σT4
Brillance = 1 / D2
D (parsec) = 1/p (angle arcsecondes)

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Le
Diagramme
d
’
Hertzsprung
-
Russell
Théorique
Most Figures from:
The Cosmic
Perspective,
Bennett et al. 2003,
ed. Pearson or
ESA, NASA.
Carte « michelin »
des étoiles
diagramme de
Hertzsprung-Russel
où l'on représente le
type spectral de l'étoile
en fonction de sa
luminosité
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Le
Diagramme
d
’
Hertzsprung
-
Russell
Observationel
Carte « michelin »
des étoiles
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Phase d’Evolution des Etoiles
Grandes phases dans la vie d’une étoile:
•Pré-séquence principale (PMS) : phase jeune (contraction à
partir d’un gaz moléculaire H2, Tracé d’Hayashi, brûage du deutérium)
•Séquence principale (MS): phase mure (étoile formée, brûlage
de l’hydrogène, durée dépend de la masse (petites étoiles vivent
longtemps)
•Phase Géante Rouge: phase jeune des étoiles (donc
lumineuse) ou agée pour étoile faible masse (brûlage de
l’hydrogène en couche). L’Hélium dégénéré dans le cœur est inerte
jusqu’à ce l’augmentation de la température centrale déclenche le brûlage
de l’Hélium (ou flash de l’Hélium)
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Phase d’Evolution des Etoiles
Grandes phases dans la vie d’une étoile:
•Phase Branche Horizontale (HB) : post-flash de l’hélium pour étoile
faible masse M<2-3 Msol (cœur dégénéré d’hélium donc pas de contrôle
thermique par expansion/contraction)
•Phase Super-Géante (AGB): phase agée (transition douce
brûlage de l’hélium via triple-alpha pour les étoiles massives (3<M<9 Msol)
puis ensuite des autres éléments jusqu’au Fer (26Fe) pour très massives,
car elles n’ont pas un cœur dégénéré de carbone/oxygène, attention
cependant au fort vent qui influence fortement évolution dans H-R.)
•Phase Finale (plus de réactions nucléaires): naines blanches,
étoiles à neutrons ou trous noirs, mort lente bien qu’active (par
exemple les pulsars)

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Dr. A.S. Brun, Introduction à l’Astrophysique, ENST Brest – 26/01/06
Le Diagramme d’Hertzsprung-Russell
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Le Diagramme d’Hertzsprung-Russell
Carte « michelin »
des étoiles
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Structure Interne des Etoiles de la
Séquence Principale
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Etoiles de Faibles Masses et Planètes Géantes
M doit être supérieur à 0.084 Msol pour devenir une étoile (brûlage H)
étoiles
Naines brunes
(brûlage D oui, H non)
Planètes
(ni D ni H)