la vie des étoiles quest-ce quune étoile ? comment ça marche? comment classer les étoiles?...
Post on 03-Apr-2015
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La vie des étoiles
• Qu’est-ce qu’une étoile ?• Comment ça marche?• Comment classer les étoiles?• L’évolution des étoiles.• Des étoiles bizarres. • D’autres systèmes stellaires.• De la vie autour d’autres étoiles?
Et la vie autour des étoiles
Qu’est-ce qu’une étoile ?
Une gigantesque boule de plasma émettant sa propre lumière
Le plasma c’est quoi ???
un gaz très chaud
Le plasma c’est quoi ???
Le plasma c’est quoi ???
Noyau+
e-
un gaz normal
Noyau+
e-
On chauffe le gaz
L’électron se libère On obtient plasma
Comment ça marche une étoile?
Auto-Gravitation
Pression de radiation
On obtient une étoile en équilibre
Comment ça marche une étoile?
Auto-Gravitation
La gravité : Deux objets possédant une masse s’attirent mutuellement
Quelques exemples : •Nous et la Terre•La Lune et la Terre•Le soleil et la Terre
Comment ça marche une étoile?
Pression de radiation
Pression de radiation :Provient de réactions nucléaires au centre de l’étoile.
Comment ça marche une étoile?
La lumière que nous observons provient de la surface de l’étoile (photosphère).
Des milliards d’absorptions et de ré-émissions
noyau15 000 000°C
Diminution de la température
photosphère3000 - 50000°C
La « couleur » de cette lumière dépend de la température de la surface de l’étoile
Comment classer les étoiles
Sa masse
Son rayon
Sa Température
Sa « couleur » « Sa brillance »
Sa luminosité
Son spectre
Les éléments chimiques
sa vitesse de rotation
Son age
Et plein d’autres caractéristiques…
Comment classer les étoiles
Nôtre soleil : température 5500°CÉtoile rouge : température 3000°CÉtoile Bleue température 25000°CPenser à un bout de métal que l’on chauffe
Rouge => Jaune => Blanc => Bleuté
O : 30000-50000°
B : 10000-30000°
A : 7200-10000°
F : 6000-7200°
G : 4500-6000°
K : 3800- 4500°
M : 3000-3800°
Classification avec une lettre plus un chiffre de 0 à 9
Sa Température effective ou sa « couleur »
Comment classer les étoilesSa « brillance » et sa luminosité
La brillance d’une étoile dans notre ciel dépend :
Plus une étoile est grosse, chaude et proche de la Terre plus elle brille
La luminosité est la brillance réelle de l’étoile, indépendamment de sa distance à la Terre
Problème : Comparer les étoiles entre elles indépendamment de leur distance à la Terre
Importance de la mesure de la distance des étoiles
De son rayon De sa température De sa distance à la Terre
Comment classer les étoilesSa masse et son diamètre
Relation avec la température effective de l’étoile« A l’age adulte » : Plus chaude = Plus grosse = Plus massive
Masse des étoiles : 0,1 – 40 masses solaires
Diamètre des étoiles :0,2 – 20 diamètres solaires
Relations entre la masse et le diamètre d’une étoileDépend du stade d’évolution d’une étoile (age)
Diamètre du soleil :1,4 million de kilomètres
120 fois le diamètre de la Terre3,5 fois la distance Terre-Lune
Masse du soleil : 2 x 10 kilogrammes
2 milliards de milliards de milliards de tonnes 300 000 fois la masse de la terre
30
Comment classer les étoilesSon spectre et les éléments chimiques
O
A
B
F
G
K
M
Comment classer les étoilesD’autres caractéristiques
Vitesse de rotation de l’étoile
Champs magnétiques
Présence de vents stellaires
Pulsations et Variabilité
Age ou le stade d’évolution
L’évolution des étoiles
Naissance et jeunesse
Age adulte
Déclin
Fin de vie
Perturbation du nuage
Effondrement en plusieurs petits nuages
plus denses sous l’action de la gravité
Aplatissement du à la rotation du nuage
= Formation d’un disque
d’accrétion
L’évolution des étoiles
Nuages de matière interstellaire
Explosion d’étoilesOu
Passage dans un bras de la galaxie
Formation d’une protoétoile et allumage des réactions nucléaires
L’évolution des étoiles
Formation d’un système stellaire
Protoétoile
Protoplanètes
L’évolution des étoiles
Protoétoile
Disque d’accrétion
Formation de planètes avec le reste du disque d’accrétion
L’évolution des étoilesSéquence principale
=Age adulte de l’étoile
Transformation de l’hydrogène du cœur en hélium
La durée de la réaction dépend de la masse ou de la température effective de l’étoile :
40000° : 1 million d’années 10000° : 1 milliard d’années
5500° : 12 milliard d’années 3000° : 200 milliards d’années
Age de l’univers : 10 – 20 milliards d’années
L’évolution des étoilesÉvolution tardive
He
Plus d’hydrogène dans le cœur
effondrement
Augmentation de la température
Enclenchement des réactions nucléaires
Gonflement de la photosphèreEt diminution de sa température
Géante ou super-géante200 fois la taille de l’étoile d’origine
L’évolution des étoilesFin de vie
Faible masse ( inférieure à 6 Masses solaire)
Nébuleuse planétaire + naine blanche
Taille de l’ordre de celle de la Terre Masse plus ou moins de l’étoile d’origine
Plus de réactions nucléaires
Sa température diminue progressivementElle disparaît…
Éjection de l’enveloppe externe de l’étoile
L’évolution des étoilesFin de vie
Forte masse (supérieure à 6 Masses solaire)
Supernovae
Pulsar et étoile à neutron Trou noir
Cœur de l’étoile d’origine Environ 1,5 masse solaire
20 km seulement !!!Très dense et très forte gravité
Un grain de salle pèserait 400000 tonnes
Cœur de l’étoile d’origine 1,5 - 3 masses solaires
Moins 10 km seulement !!!Gravité si forte qu’elle dévie et
« absorbe » les rayons de lumière
Des étoiles Bizarres
Des étoiles BizarresLes étoiles multiples
Étoile double Évolution d’un système double
Étoile triple Étoile quadruple
Des étoiles BizarresLes étoiles aplaties
Déformation de l’étoile à cause de la force centrifuge
Peut même arracher de la matière au niveau de l’équateur de l’étoile
Des étoiles BizarresLes étoiles pulsantes
Fin de vie des étoiles = déséquilibre
Certaines étoiles se mettent à pulser
Période des pulsations : quelques heures à quelques années
Des étoiles BizarresLes étoiles à enveloppe
Formation d’une enveloppe :•Étoiles jeunes•Étoiles tardives•étoiles doubles•Étoiles aplaties•Étoiles pulsantes
vent stellaire : souvent important
pour les étoiles chaudes
Enveloppe de gaz (hydrogène) ou de poussière (molécules complexes)
D’autres systèmes stellairesLe système solaire
D’autres systèmes stellairesLes exoplanètes
Plus de 100 planètes détectées autour d’autres étoiles
« Grosses » planètes : de 0,1 à 10 fois la masse de Jupiter
Souvent très proche de leur étoile :Période très courte (quelques jours)
(Jupiter environ 12 ans)
Impossible de voir des planètes de la taille de la Terre pour l’instantTrop petites
Construction de réseaux de satellites d’ici une dizaine d’annéeDarwin (Europe) et TPF (USA)
De la vie autour d’autres étoiles?Conditions pour l’apparition de la vie :
1. Masse de l’étoile (ou Rayon ou température) :
Inférieure à 2 masses solaires
1 milliard d’années
Pour l’apparition d’êtres unicellulaires
A-F MG K MG K
Température sur la séquence principale inférieure à 8000°C
Inférieure à 1,2 masses solaires
4 milliards d’années
Pour l’apparition d’êtres complexes
Température sur la séquence principale inférieure à 6800°C
De la vie autour d’autres étoiles?Conditions pour l’apparition de la vie :
2. Masse de la planète :
Trop faible pas d’atmosphère
Ex : Mercure
Trop forteRetient trop de gaz « légers»
Hydrogène- Hélium …Ex : Jupiter, Saturne, Neptune, Uranus
Masse comprise entre 0,5 et 2 fois la masse de la Terre
Peut retenir une atmosphère d’azote, d’oxygène et de gaz
carbonique ..Ex : Vénus, Terre, Mars
De la vie autour d’autres étoiles?Conditions pour l’apparition de la vie :
3. Distance étoile-planète :
Trop proche de l’étoileEx : Vénus
Trop éloignée de l’étoileEx : Mars, Titan
Bonne distanceEx : Terre
Elle détermine :•La température à la surface de la planète ( eau liquide )•La lumière disponible pour les végétaux•La quantité de rayonnement nocif reçu (destruction de l’ADN..)
De la vie autour d’autres étoiles?Conditions pour l’apparition de la vie :
4. Composition de planète:
Eau
Oxygène
Carbone
Fer… ?Pour la vie telle que nous
la connaissonsPossibilité d’autres types
de vie
Silicium
méthane
ammoniac
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