Rayonnement Temprature Classification Diagramme HR Proprits Observatoire de

Rayonnement Température Classification Diagramme HR Propriétés Observatoire de Lyon La lumière des astres

La multitude des étoiles 1609 - Galilée découvre la multitude des étoiles sur le ciel et dans la voir lactée. Jusqu’au XIXème siècle, considérées comme d’autres soleils 1785 – Herschell premier comptage 1848 – Bessel première distance 1848 – Fraunhofer : spectre du Soleil 1864 – Huggins : analyse chimique des étoiles 1868 – Huggins : vitesse radiale de Sirius 1916 – E=mc 2 1920 - Eddington propose la fusion nucléaire Connaissance actuelle des étoiles La lumière des astres 2

Domaines spectraux et transmission atmosphérique Domaines spectral des couleurs Couleur Intervalle spectral La lumière des astres Violet 390 -455 Bleu 455 -492 Vert 492 -577 Jaune 577 -597 Orange 597 -622 Rouge 622 -770 3

Différents types de spectres # Spectre continu La lumière blanche : mélange de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel. Le spectre est dit continu aucune interruption dans les couleurs. ultraviolet, bleu, vert, jaune, rouge, nfrarouge Lampe à incandescence, ou tous les corps portés à haute température. # Spectre d'émission Un gaz chaud et peu dense émet une lumière composée de couleurs bien particulières. Le spectre de la lumière émise : raies brillantes ou spectre de raies d'émission Tube au néon, tube fluorescent, lampe au sodium # Spectre d'absorption Le même gaz dans des conditions différentes, éclairé par une lumière blanche donne un spectre continu avec des bandes sombres correspondants aux bandes brillantes du cas précédents : spectre de raies en absorption Lois de Kirchhoff et Bunsen La lumière des astres 4

Spectres des atomes ions et molécules Les atomes peuvent être neutres, ionisés ou associés en molécules. L’état de l’atome est caractérisé par des niveaux d'énergie dont la probabilité d'existence est propre à l'élément. • Ionisation : perte de un ou plusieurs électrons des couches périphériques • Nomenclature des atomes et des ions Atomes neutres : H I, He I, Ca I, Fe I Atomes une fois ionisé : H II, Fe II etc O III, Fe IV, Fe XVI, . . . • Le passage d'un état à un autre peut entraîner soit l'émission soit l'absorption de rayonnement. Les raies caractéristiques d'un élément sont fonction des niveaux d'énergie. • Durée de vie - probabilités de transitions Raies interdites [O III], [S II], . . . La lumière des astres 5

L'atome d'Hydrogène Atome de Bohr Rayonnement quantifié Rayonnement continu dû au passage d’un électron libre à un niveau lié. La lumière des astres 6

Hydrogène : diagramme de Gotrian La lumière des astres 7

Calcium II : diagramme de Gotrian La lumière des astres 8

Spectres moléculaires Il y a quantification des niveaux • électroniques • d’énergie de vibration • d’énergie de rotation • de rotation-vibration Les niveaux d’énergie de vibration et rotation sont souvent très proches très nombreux Il y a superposition des raies : aspect de bandes d’absorption La lumière des astres 9

Rayonnement et température Observatoire de Lyon La lumière des astres

Température et énergie La température n'est qu'une mesure de l'énergie cinétique moyenne d'agitation des particules : molécules, atomes, ions, électrons Le repos complet correspond au zéro absolu. Relation température absolue-température centigrade : La température observée est fonction des particules que l'on observe. Dans un milieu au repos, il y a équilibre statistique. La lumière des astres 11

Température et équilibre • Au zéro absolu, les électrons sont tous dans les états fondamentaux. • Avec l'augmentation de la température (ou de l'énergie moyenne des atomes), les raies caractéristiques des éléments apparaissent : - niveaux d'énergie se remplissent, en commençant par les plus bas - puis les niveaux supérieurs se peuplent. • A plus haute température, les atomes s'ionisent, les raies de l'atome ionisé deviennent visibles, avec les raies de l'atome neutre. • La température augmente, tous les atomes sont ionisés, certains le sont deux fois. • Les raies de l'atome neutre ont disparu (ou presque), on voit celles de l'atome une et deux fois ionisé. . . • A l'équilibre thermique, les populations des niveaux avec leurs dégénérescence sont régies par la distribution de Boltzmann. ni a = ×e n 0 - DE k. T La lumière des astres 12

Le corps noir - corps en équilibre thermique - absorbe tout rayonnement reçu - émet un rayonnement propre à sa température La lumière des astres 13

Lois du rayonnement Tout corps en équilibre thermique absorbe et émet un rayonnement fonction de sa température absolue. Loi de Stefan (1879) : L = s T 4 -8 s = 56710 , W×m-2 K -4 1835 -1893 Loi de Planck (1900) : 1858 -1947 Loi de Wien (1893) : 1866 -1938 La lumière des astres 14

Courbes du corps noir de 100 K à 15000 K Intérieurs stellaires Surface des étoiles Toutes les échelles sont logarithmiques Planètes Milieu interstellaire La lumière des astres 15

Atmosphère solaire Assombrissement centre bord La température décroît de l’intérieur vers l’extérieur. Le rayonnement de corps noir à T 0 est plus intense que celui à Text. La lumière venant du bord est émise par des couches en moyenne moins chaudes qu’au centre. Le rayonnement de bord sera moins intense. C’est l’assombrissement centre-bord. Test pour modèle d’atmosphère solaire. La lumière des astres 16

atmosphères stellaires • La lumière sortant de l'étoile est assimilée à celle d'un corps noir à T • L'atmosphère d'une étoile est la zone externe de laquelle nous recevons des photons. Elle commence là où la probabilité d'un photon de sortir est égale à 0, 37. • C'est la zone de formation des raies d'absorption La lumière des astres 17

Eléments visibles et température La présence ou l'absence de raies spectrales est fonction de la température qui affecte : - les populations des niveaux d’excitation - les proportions d’un même élément dans ses différents états d’ionisation La lumière des astres 18

Températures température effective Te ou température de brillance Tb. température de couleur Tc. température cinétique Tk. température d'excitation Texc. température d'ionisation Ti. température électronique Telec. A l'équilibre thermodynamique, milieu uniforme, toutes ces températures sont (devraient être) égales. Concrètement dans un petit volume : équilibre thermodynamique local ou E. T. L. La lumière des astres 19

Classification des étoiles Observatoire de Lyon La lumière des astres

Classification spectrale de Harvard • Repères historiques : – 1814 Fraunhofer et les raies sombres solaire, raies A, B, C, etc. – 1860 Secchi identifie les raies stellaires (éléments chimiques terrestres) – 1880 Pickering à Harvard classification de 391000 étoiles dans le Henry Draper Catalogue. Classification spectrale : similitudes et intensités de groupements de raies. Etoiles groupées en classes : A, B, C, . . . Progrès de la physique : bouleversement de la classification basée sur la température de surface. Il ne reste plus que les types spectraux : O, B, A, F, G, K, M Classification actuelle avec sous classes A 0 à A 9, B 0 à B 9. . . A 0 plus près de B 9 que de A 9. . . La lumière des astres 21

Joseph von FRAUNHOFER (1787 -1826) 354 raies obscures fixes les unes par rapport aux autres La lumière des astres 22

Le harem de Pickering à Harvard pour la classification de 391000 étoiles dans le Henry Draper Catalogue La lumière des astres 23

La lumière des astres 24

Spectres d'étoiles La lumière des astres 25

Spectres d’étoiles Effet de la température Spectres de Véga (A 0 V) et d’Arcturus (K 2 III) La lumière des astres 26

Classification de Yerkes Critère : largeur des raies fortes plus ou moins élargies par effet de pression. Directement lié à la luminosité des étoiles La lumière des astres 27

Spectres d’étoiles Effet de la pression Raie H( HD 223385 A 2 I 2 Aurigae A 0 p. III "2 Geminorum A 2 V La lumière des astres 28

Etoiles brillantes La lumière des astres 29

Caractéristiques des étoiles Observatoire de Lyon La lumière des astres

Eclat et luminosité # Photométrie mesure des quantités d'énergie transportées par rayonnement. # Luminosité : énergie lumineuse totale émise par une étoile # Eclat apparent (E) : fraction de la puissance émise par une étoile et reçue sur une surface unité perpendiculaire à la direction de l'étoile. L'éclat apparent est fonction – du domaine spectral utilisé pour l'observation, – de l'absorption de l'atmosphère et des filtres utilisés. Il ne donne aucune indication sur la distance. Il est faussé par l'absorption interstellaire. Unités : en Watts ou en Jansky (10 -16 W. m-2. Hz-1) La lumière des astres 31

Parallaxes trigonométriques # L'angle sous lequel on voit l'orbite de la Terre d'une étoile s'appelle la parallaxe p ou A. # Le parsec : distance à laquelle on verrait une unité astronomique (distance moyenne de l'orbite de la Terre autour du Soleil) sous un angle de 1 seconde d'arc. Première mesure de parallaxe par Bessel en 1838. Parallaxe de 61 Cygne : 0. 3 " Etoile la plus proche : Proxima Centauri p = 0. 762 " 1 parsec = 206 265 u. a. = 3, 262 a. l. = 3, 086 1016 m. Précision : La lumière des astres Mesure à 0, 005 " = 50% à 100 pc 32

Parallaxes trigonométriques Retrouver le nombre d’u. a. dans un parsec Par définition : Tangente d’un angle très petit assimilable à sa valeur en radian La lumière des astres 33

Magnitudes Les anciens répartissaient les étoiles en 6 grandeurs : - grandeur 1, les plus brillantes, - grandeur 2 un peu moins brillantes, . . . - grandeur 6, à peine visibles à l’oeil. Maintenant on mesure l’éclat des étoiles dans une échelle logarithmique : la magnitude. Echelle raccordée à l'échelle des anciens loi de Pogson La vision et l’audition suivent la loi de Fechner (1801 -1887) : sensibilité logarithmique. La lumière des astres 34

Echelle des magnitudes D’où vient le facteur a = -2. 5 ? Valeur négative, car à une magnitude faible correspond un éclat élevé. Les premières mesures photométriques donnaient approximativement : • étoiles à peine visibles de 6ème grandeur sont 100 fois moins lumineuses que celles de première grandeur. • 1856 par Norman Robert Pogson (1829 -1891) On a donc 5 magnitudes La lumière des astres 35

Système de magnitude Les mesures d'énergie du rayonnement stellaire sont fonction du domaine spectral et de la sensibilité de l'appareil. – domaine visible : magnitudes visuelles m. V – plaque photographique magnitudes photographiques mpg ou mpv – cellules photo-électriques et détecteurs électroniques, le domaine dépend de la couche sensible. Si l'on mesure tout le flux : magnitudes bolométriques m. B. La lumière des astres 36

Systèmes photométriques On mesure le rayonnement dans des bandes spectrales au moyen de filtres. Un ensemble de filtres choisis forme un système photométrique. Il existe de nombreux systèmes photométriques Caractéristique des filtres : - centre de la bande passante, - largeur de la bande (largeur à mi-hauteur 90% du flux). Le plus simple et plus répandu est le système UBV - l'ultraviolet (U), le bleu (B) et le visible (V). Et extension à l’infrarouge : IJKLMN Pour plus d’information, il faut faire de la spectrographie La lumière des astres 37

Indice de Couleurs Couleur de l’étoile donnée par l’indice de couleur : pg : photographique, pv : visuel Ou de tout autre domaine de couleur : filtres U, B, V indices : U-B, B-V Indépendant de la distance Directement relié à la Température. En passant en magnitude, l'inégalité s'inverse : La lumière des astres 38

Systèmes photométriques Dans le système UBV, les constantes de la formule de Pogson sont définies par rapport à l’étoile Véga prise comme référence : V = 0, U-B = B-V = V-I = … = 0 En observation, pour tenir compte des différentes sensibilités des appareils, des différents télescopes, il faut se raccorder à des étoiles Standards bien définies. Sirius : -1. 46, Canopus : -0. 60, Soleil : -26. 78, pleine lune : -12. 5 Remarque : la magnitude d'un groupe d'étoiles n'est pas la somme des magnitudes étoiles. Système double de deux étoiles identiques. Magnitude globale m. Magnitude m 1 et m 2 de chaque étoile ? Le nombre d'étoiles visibles à l'oeil nu est d'environ 6000 sur toute la sphère céleste, dans de très bonnes conditions atmosphériques. La lumière des astres 39

Magnitudes absolues magnitude d'un objet situé conventionnellement à la distance de 10 pc. La distance d est impérativement en parsec m - M s’appelle le module des distances, indépendant du domaine spectral utilisé. Magnitude absolue du Soleil : M = 4. 79, d’Antares : -4. 6, Proxima Centauri : 15. 45. La lumière des astres 40

Etoiles brillantes La lumière des astres 41

Diagramme HR Observatoire de Lyon La lumière des astres

Diagramme HR Classer les étoiles par leur luminosité en fonction de la température. Hertzsprung (1873 -1967) 1911 - Etoiles d'amas (même distance) Russel (1877 -1957) 1913 – Etoiles proches de distances connues La lumière des astres 43

Diagramme HR Températures par analyse spectrale Magnitudes absolues par mesures photométriques et parallaxes. En abscisses : Température = Classe spectrale = Indice (B-V) Remarques : les abscisses décroissent de gauche à droite, les ordonnées décroissent de bas en haut. La lumière des astres 44

Diagramme HR Instantané d’une population Durée de vie des étoiles : 1010 ans Durée de vie d’un homme : 102 ans Rapport : 108 Ce qui correspond à 0, 1 seconde d’une vie humaine. Le diagramme permet d'observer les étoiles - qui restent longtemps dans des états stables - qui sont nombreuses à un stade d’évolution. La lumière des astres 45

Premier Diagramme HR de Hertzsprung La lumière des astres 46

Distances des étoiles Evaluer la distances des étoiles, c’est nous placer dans l’Univers. Evaluer les distances par triangulation : méthode des parallaxes trigonométriques Unité des astronomes : le parsec (3 1013 km, 206265 u. a. ) Permet de mesurer correctement jusqu’à 500 pc. Seule méthode directe de mesure des distances ! et pour mesurer plus loin : les parallaxes spectroscopiques avec les magnitudes absolues m - M = 5 log d - 5 les étalons secondaires : étoiles remarquables (céphéides, RR Lyrae, etc. . . ). . . Loi de Hubble Pour fausser le jeu : l’absorption interstellaire La lumière des astres 47

Distances des amas d’étoiles Deux grands groupes d’amas d’étoiles : ! amas ouverts ! amas globulaires La relation du module des distances est constante pour toutes les étoiles de l’amas L’ajustement sur un diagramme HR conventionnel permet de trouver ce module puis la distance. La lumière des astres 48

Diagramme HR d = 10 parsecs La lumière des astres 49

Diagramme HR Amas M 11 Superposons les deux graphiques Même échelle en abscisses et ordonnées La lumière des astres 50

Diagramme HR Amas M 11 et M 67 Superposons les deux graphiques Même échelle en abscisses et ordonnées Soit la magnitude d’une étoile de l’ama Supposons l’amas 10 fois plus près. Tous l’amas est décalé vers le haut de 5 magnitudes. La lumière des astres 51

Diagramme HR Amas M 11 Décalage des ordonnées : 13 magnitudes Pour chaque étoile de l'amas : m - M = 13 m - M = 5 log d - 5 d = 4000 pc pamas = 0, 00025 " La lumière des astres 52

Hipparcos Satellite dédié à l’Astrométrie pour mesurer les positions d’étoiles parallaxes les mouvements propres lancé en 1989, observa jusqu’en 1993. Résultats : Mesure les positions de 118 000 étoiles, précisions 0, 001 seconde d’arc (”) Catalogue Tycho : 1 000 d’étoiles à 0, 005 ” Nombre d’étoiles de distances connues × 100. Précision × 10 Distance atteinte × 20. De la relation parallaxe Y erreur sur la distance : A 500 pc : distance connue à 50 % près Rayon de la Galaxie : 15 kpc. La lumière des astres 53

D'Hipparcos à GAIA Gaia Satellite astrométrique Lancement en décembre 2011 pour une mission de 5 ans Orbite: à 1, 5 million de km, dans la direction opposée Soleil (point de Lagrange L 2). Précision attendue : 10 mas à V = 15 (mas milli arc seconde) Observations • • • plus d'un milliard d'étoiles dans toute la Galaxie, et au-delà. jusqu'à la magnitude 20 -21 220 millions jusqu’à 27 000 pc photométrie en 15 couleurs vitesses radiales 1 à 10 millions de galaxies 500 000 quasars 100 000 à un million d'astéroïdes ~ 30 000 exo-planètes La lumière des astres 54

Luminosité des étoiles # Dans le diagramme HR, la luminosité d’une étoile ou son énergie totale rayonnée est connue. Unité : Luminosité solaire L = 3, 8 1026 W. Le diagramme HR peut être en ordonnées, directement gradué en luminosités solaires. # Inversement dans le diagramme HR, le placement d’une étoile par ses caractères spectraux donne sa distance. La lumière des astres 55

Analyse chimique abondances des éléments L’analyse spectrale permet de déterminer la composition des atmosphères stellaires et plus difficilement, l’abondance de chaque élément. L’analyse est difficile : complexité des spectres, mélange des raies des éléments (blend), superposition de couches atmosphériques à différentes températures, etc Pour simplifier les modèles, on regroupe les abondances en trois catégories X l’abondance en hydrogène Y l’abondance en hélium Z l’abondance en métaux (tous les autres éléments) Les mesures sont stockées dans des banques de données pour servir aux calculs de modèles de structure interne. La lumière des astres 56

Abondance des éléments Fonction des conditions à la formation de l’Univers H, D, He, Li, Be Puis de la nucléosynthèse au sein des étoiles - tous les éléments de He à Fe Et du phénomène de spalliation lors des explosions de supernovae - éléments au-delà de Fe La lumière des astres 57

Rayons des étoiles Les étoiles rayonnent comme des corps noirs : Température effective. Pour deux étoiles : M = -10 log T – 5 log R + Cte y = a x + b Relation linéaire entre M et log T pour un rayon R constant. Echelles logarithmiques Echelle des rayons de 1 à 106 La lumière des astres 58

Relation Masse - Luminosité Relation empirique construite à partir des premières mesures des étoiles ! la luminosité, donc la distance ! les masses par l’observation d’étoiles doubles Ajustement approximatif relation non anodine : doubler la masse = 30000 fois plus d’énergie rayonnée. Base théorique: le débit d’énergie est fonction de la masse de l’étoile qui conditionne le taux de réactions nucléaires en son centre. La lumière des astres 59

Etoiles doubles Mouvements képlériens a 1 et a 2 : demi-grands axes des orbites autour du centre de gravité P : période du mouvement G : constante de la gravitation 6, 67 10 -11 N m 2 kg Les étoiles doubles sont très nombreuses : au moins 60%. Suivant leurs espacements angulaires on distingue ou non les deux composantes : • Binaires visuelles • Binaires astrométriques • Binaires spectroscopiques • Binaires à éclipses La lumière des astres 60

Une binaire célèbre : Sirius = a Canis Majoris Vue par Léon Foucault dans le premier télescope parabolique de 80 cm en 1862 (découverte en 1861 par Alvan Clark) Sirius A : étoile A 0 V Sirius B : naine blanche La lumière des astres 61

Binaires spectroscopiques Spectre de 6 Arietis à deux moments de sa période Les observations permettent de déterminer les éléments de l’orbite (au sinus de l’inclinaison près) période, demi-grand axe, ellipticité. . . et les masses. La lumière des astres 62

Binaires à éclipses ou binaires photométriques Le plan de l’orbite est dans la ligne de visée. S’observent par leur courbe de lumière Elles sont aussi binaires spectroscopiques. Tous les éléments de l’orbite sont alors connus, ainsi que les rayons des étoiles. La lumière des astres 63

Masses des étoiles Un nombre relativement restreint de masses stellaires sont connues. Etoile MA/MÀ MB/MÀ 0 Cas 22 Eri B, C > Boo 70 Oph " Cen A, B Sirius Krü 60 0, 94 0, 45 0, 85 0, 90 1, 08 2, 28 0, 27 0, 58 0, 21 0, 75 0, 65 0, 88 0, 98 0, 16 Procyon. Her 85 Peg Ross 614 A, B Fu 46 L 726 -8 1, 76 1, 07 0, 82 0, 14 0, 31 0, 044 0, 65 0, 78 0, 08 0, 25 0, 035 L’échelle réelle des masses va de 0, 01 masses solaires à 100 masses solaires (? ). La lumière des astres 64

Catalogues L’astronomie pour classer, répertorier les données et observations des objets célestes a besoin de catalogues. Catalogues de positions, de spectres, de mesures photométriques, de classement d’objets particuliers. . . La lumière des astres 65

Fin du diaporama La lumière des astres

Intérieur des étoiles Evolution Observatoire de Lyon La lumière des astres

Que se passe-t-il à l’intérieur des étoiles A part les neutrinos, rien d’observable ne provient de l’intérieur. La lumière analysée provient de la photosphère, couche très mince de l’étoile (Soleil : 500 km sur 700 000 km de diamètre. ) La théorie permet de construire des modèles de structure interne en utilisant les connaissances - en hydrodynamique - en thermodynamique - en physique nucléaire etc. . A partir de modèles très simplifiés accessibles au calcul analytique, on est arrivé à des modèles réalistes d’une grande complexité mais calculable uniquement par ordinateur. Le test de validité : retrouver ce que l’on observe à la surface de l’étoile à son stade d’évolution. La lumière des astres 68

Structure interne # 4 paramètres principaux : - la température T(r) - la pression P(r) - la masse M(r) à l'intérieur du rayon r - la luminosité L(r). # autres paramètres - composition chimique (et paramètres spectraux) - masse volumique D(r) fonction de T(r) et P(r) : loi d'équilibre des gaz - production d'énergie avec la composition chimique. - fonction d'opacité J= f(T, D comp. chim. ) # Conditions aux limites Au centre : M(r=0) = 0, L(r=0) = 0 A la surface, ce sont les paramètres observés : M(r) = M, L(r=R) = L, T(R) = 0, P(R) = 0 La lumière des astres 69

Structure interne Equations des conditions internes d'équilibre Les équations d'équilibre décrivent l'état dans une mince couche située entre r et dr - variation de pression condition mécanique d'équilibre - variation de masse D = f(P, T, comp. chim. ) - variation de luminosité : quantité d'énergie créée - variation de T : mode de transport de l'énergie (convectif, radiatif) # Equilibre hydrostatique # Distribution de masse : équation de continuité de masse La lumière des astres 70

Structure interne # Production d'énergie : g coeff. de production d'énergie f(T, P) # gradient de température dépend du mode de transport de l'énergie - transport par conduction peu efficace sauf dans la matière dégénérée - transport radiatif fait intervenir les coefficient d'absorption des éléments ou opacité et les coefficient d'émissivité - transport convectif Opacité grande : transfert radiatif bloqué, échauffement. Le gaz chaud plus léger s'élève dans le gaz froid supérieur plus dense : c'est la convection. La lumière des astres 71

Modèle solaire Calculé avec les abondances de X (H) 72%, Y (He) 26% Z (autres) 2% en masse solaire et un âge de 4, 5 109 ans La lumière des astres 72

Modèle stellaire 1 masse solaire Le schéma La lumière des astres 73

Le Soleil La réalité Image du satellite Soho La lumière des astres 74

Modèle stellaire 9 masses solaires La lumière des astres 75

Réactions thermonucléaires # Cycle du carbone # Chaîne proton-proton T> 20 106 K, masse M >1. 5 Mu T< 20 106 K, masse M = Mu #Réaction 3 alphas T= 108 K équivalent à La lumière des astres 76

Catalogue # Réactions " A plus haute température, les particules " réagissent avec les éléments # Combustion du carbone # Combustion de l'oxygène # Combustion du silicium T de 5 à 8 108 K T > 1, 5 109 K T > 3 109 K La lumière des astres 77

Evolution stellaire Echelles des temps d'évolution # Echelle de temps nucléaire ~10% de l'hydrogène est transformé en hélium 0. 7% de cette masse de matière est convertie en énergie Le temps d'évolution nucléaire est de l'ordre de # Echelle de temps thermique Si les réactions nucléaires stoppaient brusquement, il faudrait un certain temps pour que l'étoile évacue toute l'énergie lumineuse emmagasinée ordre de grandeur que met un photon à sortir de l'étoile. # Echelle de temps dynamique Temps que mettrait l'étoile à s'effondrer sur elle-même si la gravité venait à disparaître brusquement. td ~ 1/2 heure pour le soleil td << tt << tn La lumière des astres 78

Evolution stellaire Trois stades - contraction vers la séquence principale - stades d'évolution finale Représentés par des trajets évolutifs La lumière des astres 79

Evolution stellaire # Contraction vers la séquence principale Nuages primitif de gaz (molécules et atomes, poussières, région HI) Instabilité (gravitationnelle, supernova, naissance voisine. . . ) Effondrement, contraction Dimension du nuage 100 à 1000 u. a. Energie gravitationnelle élève la température, rayonnement du gaz : - gaz peu dense : le rayonnement peut sortir, élévation lente - gaz plus dense, rayonnement piégé, température s'élève 1800 K molécule d'hydrogène décomposée (région HII) ralentissement de l'élévation de température 10000 K hydrogène ionisée ralentissement du réchauffement 105 K tous les corps complètement ionisés Dimension de la protoétoile : 0. 25 u. a. La lumière des astres 80

Nébuleuse Messier 42 La lumière des astres 81

Evolution stellaire ZAMS Séquence principale d’âge zéro Trajets évolutifs Dans le diagramme HR, l'objet peu chaud et très lumineux est alors situé en haut à gauche (rayonnement infrarouge). Inobservable : enfoui dans un cocon de gaz et poussières. Température basse, transfert convectif, Contraction, élévation de la température, transfert devient radiatif Réactions nucléaires commencent : l'étoile est née. Dans le diagramme HR l’étoile est sur la séquence principale La lumière des astres 82

Evolution stellaire Caractéristiques # Pré séquence principale - temps très court, effondrement primitif 100 à 1000 ans trajet vers la séquence principale 60000 ans pour une étoile de 15 Mu 106 ans pour 0. 1 Mu - stade très difficile à observer brièveté caché par les poussières et le gaz restant de la formation - observations : Objet Herbig-Haro Etoiles de type T Tauri # Séquence principale Durée sur la séquence principale de 100 millions d’année à plusieurs dizaines de milliards. Deux groupes : - étoiles de masse > 1. 5 Mu - étoiles de masse < 1. 5 Mu La lumière des astres 83

Amas ouvert jeune Les Pléiades La lumière des astres 84

Evolution stellaire # Phase géante rouge Hydrogène épuisé au centre : refroidissement par rayonnement, pression baisse : effondrement central Energie gravitationnelle de nouveau élève la température, combustion de l'hélium, l'hydrogène continue de brûler à l'extérieur du noyau. - combustion explosive pour les étoiles de faible masse (flash de l'hélium) - combustion normale pour étoiles plus massives L'étoile par la combustion de l'hydrogène qui s'approche de la surface enfle et arrive au stade des géantes. Etoiles M < 1. 5 Mu De nouveau effondrement et dégénérescence du gaz : l'étoile devient rapidement naine blanche, rayon environ la Terre. Etoiles 5 Mu > M > 1. 5 Mu Combustion de l'hélium, combustion du carbone. . . Structure de réactions en couches type pelure d'oignon Période des supergéantes et d'instabilité : céphéides Ejection des couches externes : nébuleuses planétaires, perte de masse. La lumière des astres 85

Chemins d’évolution Evolution d'une étoile d'une masse solaire Evolution d'une étoile de 5 masses solaires 10, 6+ 10, 5 10, 6 10, 2 10, 6++ 11 à 100 10 10 : âge en milliards d’années La lumière des astres 86

Evolution d'une étoile de 20 masses solaires La lumière des astres 87

Supernova (type II) Scénario • Fusion du Silicium en Fer (noyau très sable) • Contraction du cœur • La pression monte • Les électrons se combinent aux noyaux : formation de neutrons • Cœur neutronique (masse volumique 1017 kg/m 3) • Effondrement du cœur en 1/10ème de seconde • Création d’un vide • Par gravité chute à très grande vitesse du reste de l’étoile sur le cœur • Percussion du cœur et création d’une onde de choc vers l’extérieur • L’onde de choc s’accélère en sortant (densité plus faible) • Ejection de la matière (v ~ ½ c) • Luminosité ~ 109 Luminosités du Soleil • Création des éléments plus lourds que le fer par capture de neutrons • L’enveloppe éjectée se dissipe, reste une étoile à neutrons La lumière des astres 88

Messier 1 Nouvelle étoile de 1054 consignée par les Chinois Distance 6000 années de lumière Vitesse d’expansion : 6000 km/s La lumière des astres Au centre un pulsar 89

Une nébuleuse planétaire http: //messier. obspm. fr/f/m 057. html Messier 57 Distance 2, 3 (kilo. al) Magnitude 8, 8 (visuelle) Dimension apparente 1, 4 x 1, 0 (min. d'arc) La lumière des astres 90 Photo HST

Messier 57 Rayonnement visible Rayonnement infrarouge La lumière des astres 91

Catalogues CDS Centre de données stellaires (Strasbourg) : http: //cdsweb. u-strasbg. fr/ Simbad : données stellaires : http: //simbad. u-strasbg. fr/Simbad Vizie. R : catalogue : http: //vizier. u-strasbg. fr/viz-bin/Vizie. R Aladin : établissement de cartes de champs par applet Java : http: //aladin. u-strasbg. fr/aladin-f. gml Les catalogues Table des raies astrophysiques et Catalogue of Bright Stars sont en fichiers excel dans le répertoire du CDROM de l’EEA 2007. La lumière des astres 92

Bibliographie Méthodes de l'astrophysique, Gouguenheim L. Hachette, 1981, 304 pages, ISBN 2 -01 -007806 -3 Astronomie et Astrophysique, Marc Séguin et Benoît Villeneuve, Editions du Renouveau Pédagogique, 1995, ISBN 2 -7613 -0929 -4, 550 pages Fundamental Astronomy (I), H. Karttunen, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner Springer, 3 rd edition 1996, 540 pages, ISBN 3 -540 -60936 -9 L'Astronomie et son histoire, J-R Roy (I), Masson 1982, 666 pages ISBN 2 -225 -77781 -0 Dictionnaire de l'Astronomie. Philippe de la Cotardière Larousse, 315 pages La lumière des astres 93