Les Étoiles

CEA Explorer et comprendre l’Univers

19 novembre 2020

Zeta Ophiuchi
(NASA, JPL-Caltech, Spitzer Space Telescope)
  1. Âge du Soleil
  2. Structure interne des étoiles
  3. Diagrammes de Hertzsprung-Russell
  4. Évolution stellaire

Âge du Soleil






NASA, ESA, STScI

Soleil

  • Masse : 1,99 \(\times\) 1030 kg
  • Luminosité : 3,83 \(\times\) 1026 J/s

Un des plus gros burger du monde

Beer Barrel Belly Buster (Denny’s Beer Barrel Pub)

156 000 000 J (1,56 × 108 J)

Little Boy et Fat Man

Atomic bombing of Japan

67 TJ et 100 TJ (1014 J)

Impact du Chicxulub

Cratère du Chicxulub

1025 J

Combien de temps le Soleil pourra-t-il générer autant d’énergie?

Isaac Newton

(1642 — 1727)

Portrait d'Isaac Newton par Godfrey Kneller.

4000 ans, selon la Bible

Lord Kelvin et von Helmholtz

1860

William Thomson, Lord Kelvin Hermann_von_Helmholtz

Soleil en charbon : 5000 ans

Contraction gravitationnelle : 100 millions d’années

Arthur Stanley Eddington

(1882 - 1944)

Arthur Stanley Eddington
  • E = mc2
  • 4 Mt chaque seconde (4 \(\times\) 106 t)
  • Le Soleil pourrait briller environ 10 Ga

Structure interne des étoiles






NASA, ESA, STScI

Composition

  • Sphère de gaz
  • Surtout hydrogène et hélium
  • Jusqu’à des millions de fois plus massive que la Terre

Équilibre hydrostatique

  • Équilibre entre l’attraction gravitationnelle et gradient de pression interne
Équilibre hydrostatique

Énergie nucléaire

Fusion grâce à la pression et la température très élevées

Fusion de l'hydrogène
Borb CC BY-SA 3.0

Fusion nucléaire

4 H \(\rightarrow\) He + énergie

6,17 \(\times\) 1014 J / kg

Fusion nucléaire

  • 2 \(\times\) 1030 kg d’hydrogène dans le bébé Soleil
  • 10% (soit 2 \(\times\) 1029 kg) peuvent être utilisé

Nucléosynthèse stellaire

  • Plus une étoile est grosse, plus des éléments lourds peuvent être créés
  • H, He, O, C, Ne, N, Mg, Si, Fe
  • Les éléments qui nous composent ont été formés dans le coeur des étoiles
  • Éléments plus massifs : produits lors de supernova

Équilibre stellaire

Plus de réactions nucléaires

\(\rightarrow\) plus de pression vers l’extérieur

\(\rightarrow\) augmentation du volume de l’étoile

\(\rightarrow\) diminution de la densité

\(\rightarrow\) moins de réactions nucléaires

\(\rightarrow\) contraction gravitationnelle

Structure interne

Structure interne du Soleil
(Adapté de Kelvinsong CC BY-SA 3.0)

Zone radiative

  • Énergie produite dans le noyau
  • Noyau à une température de 15 millions K
  • Transport d’énergie vers la surface par radiation
  • 200 000 ans pour qu’un photon atteigne la zone convective

Zone convective

  • 28% du rayon
  • Mouvements macroscopique de matière

Diagramme de Hertzsprung-Russell






NASA, ESA, STScI

Le corps noir

Du fer chauffé suffisamment émet de la lumière visible
Jeff Kubina CC-BY-SA-2.0

Corps noir

  • Sorte de céramique qui était utilisée autrefois pour faire des pots de cuisson
  • Modèle idéal d’un objet chauffé qui émet du rayonnement électromagnétique
  • L’explication du rayonnement du corps noir a été l’un des piliers du développement de la mécanique quantique

Spectre du corps noir

Spectre du corps noir

Spectre du corps noir

  • Plus un objet est chaud, plus il est bleu
  • Plus un objet est froid, plus il est rouge
  • Plus un objet est chaud, plus il émet de rayonnement
  • Plus un objet est froid, moins il émet de rayonnement

Luminosité du corps noir

\(L = 4 \pi R^2 \sigma T^4_\mathrm{eff}\)

Les étoiles comme des corps noirs

  • Les étoiles ne sont pas des corps noirs…
  • … mais presque
  • On peut utiliser l’équation précédente pour déterminer la température effective d’une étoile

Classification des étoiles

  • On classe les étoiles dans un diagramme de la luminosité en fonction de la température effective
  • C’est un diagramme de Hertzsprung-Russell
Diagramme de Hertzsprung-Russell
(Richard Powell CC BY-SA 2.5)

Lien entre le type spectral et la masse sur la séquence principale

Type spectral Masse (en masses solaires)
O 25
B 15
A 3
F 1,5
G 1
K 0,8
M 0,4

Évolution stellaire






NASA, ESA, STScI

Matière interstellaire

  • Nuages de gaz et poussière : nébuleuses
  • Nébuleuses denses avec molécules : nuage moléculaire
Nébuleuses du complexe Rho Ophiuchi
(NASA/JPL-Caltech/WISE Team)

Naissance

  • Effondrement des nuages moléculaire
  • Causé par supernova, radiation, etc?
  • Effondrement gravitationnel génère beaucoup d’énergie
  • La température au centre de l’étoile augmente et la fusion nucléaire s’amorce
Objet de Herbig-Haro
Hubble Legacy Archive, NASA, ESA - Traitement : Judy Schmidt

Vie adulte

  • Séquence principale (10 Ga)
    • Fusion d’hydrogène dans le cœur
    • Augmentation d’He dans le cœur

Vieillesse

  • Phase géante rouge (1 Ga)
    • Accumulation d’He dans le cœur cause contraction
    • Augmentation de la température du cœur
    • Étoile gonfle
    • Fusion d’hydrogène en périphérie du cœur
    • Luminosité augmente d’un facteur ~100
Évolution d'une étoile de masse solaire
(Adapté de Szczureq CC BY-SA 4.0)

Vieillesse

  • Phase sous-géante (100 Ma)
    • Fusion de l’hélium dans le cœur
    • Fusion de l’hydrogène en périphérie
    • Accumulation de carbone dans le cœur

Vieillesse

  • Phase supergéante rouge (1 Ma)
    • Luminosité 10 000 fois plus grande que le Soleil
    • Fusion de l’hélium en périphérie du cœur
    • Fusion de l’hydrogène en périphérie de la zone de fusion d’hélium
    • Accumulation de carbone dans le cœur

Mort

  • Nébuleuse planétaire
    • Fin de la fusion dans le cœur
    • Cœur se contracte
    • Couches externes de l’étoile expulsées par les zones de fusion périphériques

Naine blanche

  • Cadavre d’une étoile dont la masse initiale est inférieure à 8 \(M_\odot\)
  • Grosse comme la Terre
  • Masse : entre 0.5 et 1.4 masse solaire
  • Gravité de surface : 350 000 fois plus élevée que sur Terre

NGC 2818

Nébuleuse NGC2818
NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI / AURA)

NGC 2440

La nébuleuse planétaire NGC 2440 avec, en son centre, une naine
    blanche (H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA; Traitement:
    Forrest Hamilton)
(H. Bond (STScI), R. Ciardullo (PSU), WFPC2, HST, NASA; Traitement: Forrest Hamilton)

Nébuleuse de l’Œil de chat

Nébuleuse de l'oeil de chat
NASA, J. P. Harrington (U. Maryland) and K. J. Borkowski (NCSU)

Nébuleuse du Sablier

R. Sahai and J. Trauger (JPL), WFPC2, HST, NASA

Résumé

(Adapté du site Astronomy Education at the University of Nebraska-Lincoln)
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