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LES ETOILES

LES ETOILES. Plan du cours. Historique Présentation: diagramme HR, corps noir Calculs: distance composition chimique vitesse masse température rayon Formation. Historique. Historique.

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Presentation Transcript

  1. LES ETOILES

  2. Plan du cours • Historique • Présentation: diagramme HR, corps noir • Calculs: • distance • composition chimique • vitesse • masse • température • rayon • Formation

  3. Historique

  4. Historique • Jusqu’au XVIème siècle: la Terre est au centre de l’Univers, le Soleil tourne autour, les étoiles sont sur la « sphère des fixes » • 1543: Copernic place le Soleil au centre du système solaire • 1572: Tycho Brahé observe une supernova • 1600:Giordano Bruno est brûlé vif pour avoir soutenu que le Soleil était une étoile

  5. Historique • 1610: Galilée observe avec sa lunette une multitude d’étoiles dans la Voie Lactée • 1609/1618: lois de Kepler • 1687: lois de la gravitation de Newton • Vers 1780: 1ères mesures de périodes d’étoiles variables • 1838: 1ère mesure de la distance d’une étoile (Bessel)

  6. Historique • Au cours du XIXème siècle: essor de la spectroscopie qui permet l’analyse chimique des corps. Mesure de la position de plusieurs milliers de raies dans le spectre du Soleil • 1842: Huggins obtient le spectre de raies d’émission d’une nébuleuse planétaire et confirme sa nature gazeuse • 1842/1848: effet Doppler/Fizeau

  7. Historique • 1859: lois de Kirchhoff • 1868: 1ère mesure de la vitesse d’une étoile (Huggins) • 1906: lois du rayonnement de Max Planck • 1908: Henrietta Leavitt découvre la relation période-luminosité des céphéides • 1913: modèle atomique de Bohr • 1913: diagramme de Hertzsprung Russell

  8. Historique • 1926: la source de l’énergie rayonnée par le Soleil provient de la transformation d’hydrogène en hélium (Eddington) • 1938: schémas détaillés des réactions nucléaires: chaîne proton proton, cycle du carbone (von Weizsäcker et Bethe) • A partir de 1950: essor de la radioastronomie • 1967: découverte des pulsars

  9. Historique • A partir de 1970: essor de l’astronomie IR, UV, X et gamma grâce aux satellites • 1987: supernova observée dans le Grand Nuage de Magellan • 1989/93: le satellite Hipparcos détermine la distance de plus de 100 000 étoiles

  10. Présentation

  11. Carte du ciel

  12. Carte du ciel

  13. Présentation • Définition d’une étoile: astre doué d’un éclat propre dû aux réactions thermonucléaires dont il est le siège • Environ 100 milliards d’étoiles dans notre Galaxie, environ 1022 étoiles dans l’Univers

  14. Présentation: diagramme HR Diagramme de Hertzsprung-Russell: • Il met en relation la luminosité (magnitude absolue) et la température de surface (couleur ou type spectral) des étoiles. • Outil de base pour l’étude et la classification des étoiles • 90% des étoiles sont sur la séquence principale

  15. Présentation: diagramme HR Diagramme de Hertzsprung-Russell

  16. Présentation: diagramme HR • Etoiles classées en 7 principaux types selon leur couleur: O, B, A, F, G, K et M du bleu au rouge • Types ensuite subdivisés de 0 à 9 • Autres groupes ainsi définis: naines blanches, géantes, supergéantes

  17. Âge: durée de vie: distance: masse: rayon: température au centre: à la surface: densité au centre: à la surface: magnitude: magnitude absolue: type: 4,5 milliards d’années 10 milliards d’années 150 millions de km 2.1030 kg = 1 M¤ 700 000 km 15.106 K 5800 K 160 kg.cm-3 10-6 kg.cm-3 -27 5 G2 Présentation: le Soleil

  18. Le Soleil en lumière visible

  19. Le Soleil en ondes radio

  20. Le Soleil en rayons X

  21. Présentation Les étoiles: âge: jusqu’à 15 milliards d’années distance > 4 a-l masse: entre 0,06 et 60 M¤, les ¾ ont une masse comprise entre 0,5 et 2 M¤ rayon: de 10 km (étoiles à neutrons) à 700 millions de km (supergéantes) température: jusqu’à 6.109 K au centre, de 3000 K (étoiles de type M) à 350 000 K (naines blanches) en surface Les ¾ font partie de systèmes doubles ou multiples

  22. Présentation • Apparition de la vie sur une planète tournant autour d’une étoile: phénomène nécessitant 2 à 3 milliards d’années • Si l’étoile est trop massive, la vie n’aura pas le temps d’apparaître • Si l’étoile n’est pas assez massive, elle ne fournira pas assez d’énergie

  23. Présentation: corps noir • Corps noir: corps opaque, totalement isolé et maintenu à température constante • Loi de Planck: I(λ) = 2hc2/λ5 *1/(ehc/λkT -1) avec I(λ) la luminance (ou exitance) spectrale h = 6,63.10-34 J.s la constante de Planck c = 3.108 m.s-1 la vitesse de la lumière λ la longueur d’onde du rayonnement en m k = 1,38.10-23 J.K-1 la constante de Boltzmann T la température du corps en K

  24. Présentation: corps noir Répartition spectrale de l’énergie pour des corps noirs de différentes températures

  25. Présentation: corps noir • Spectre continu • Les courbes décrivant la lumière spectrale de corps noirs à différentes températures ont toutes la même forme et sont emboîtées les unes dans les autres • Si T augmente, I(λ) augmente • Rayonnement des étoiles assimilable à celui des corps noirs en 1ère approximation

  26. Présentation: corps noir Luminance spectrale du Soleil, d’une tâche solaire et de 3 corps noirs à 4000, 5000 et 6000 K

  27. Présentation: corps noir • Applications: • Loi de Wien: λm T = 2,9.10-3 m.K • Loi de Stefan: L = σ S T4 J.s-1

  28. Calculs

  29. Calculs: distances Distances: méthode des parallaxes • Analogie: le pouce au bout du bras tendu ne se projette pas devant les mêmes détails du paysage pour les deux yeux • Méthode permettant de déterminer la distance d’un objet inaccessible en mesurant sa direction à partir de 2 lieux d’observation différents dont la distance mutuelle est connue

  30. Calculs: distances Méthode des parallaxes • Précision d’Hipparcos: parallaxes de 120 000 étoiles mesurées avec une précision de 0,001"

  31. Calculs: distances • Base d’observation de 300 millions de km entre 2 positions de la Terre à 6 mois d’intervalle • Parallaxe d’une étoile: angle ω sous lequel on observe la distance Terre-Soleil depuis l’étoile • Proxima du Centaure, l’étoile la plus proche du Soleil, a une parallaxe de 0,765"

  32. Calculs: distances • Parsec: distance d’une étoile dont la parallaxe serait égale à 1" ω = 1/d avec ω en " d en parsecs • Seule détermination directe de la distance d’une étoile

  33. Calculs: distances Distances: relation période – luminosité des céphéïdes • Céphéïdes: étoiles géantes pulsantes dont l’éclat varie périodiquement • Relation entre la période P des pulsations et la luminosité moyenne L de l’étoile • Méthode utile pour les distances des galaxies

  34. Calculs: distances Relation période – luminosité des 2 types de céphéïdes

  35. Calculs: distances • Connaissant la magnitude m et la magnitude absolue M d’une étoile, on en déduit sa distance d avec la formule: m – M = 5 log d – 5 avec d en parsecs • Autres étoiles de magnitude absolue connue: variables RR Lyrae, novae, supernovae

  36. Calculs: composition chimique • Par analyse spectroscopique • Les spectres des étoiles présentent des raies d’absorption caractéristiques des éléments chimiques constituant leurs atmosphères

  37. Calculs: composition chimique Spectre du Soleil

  38. Calculs: composition chimique • Exemple: spectre de raies de l’atome d’hydrogène. Entre 3000 et 7000 Å, série des raies de Balmer: • Raie Hα : λ = 6562 Å (rouge) • Raie Hβ : λ = 4861 Å (bleu/vert) • Raie Hγ : λ= 4340 Å (bleu) etc.

  39. Calculs: composition chimique Lois de Kirchhoff: • Un gaz à pression élevée, un liquide ou un solide, s’ils sont chauffés, émettent un rayonnement continu • Un gaz chaud à basse pression émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs. Le spectre de ce gaz présente des raies d’émission • Un gaz froid à basse pression, s’il est situé entre l’observateur et une source de rayonnement continu, absorbe certaines couleurs, produisant ainsi dans le spectre des raies d’absorption

  40. Calculs: vitesses Par effet Doppler – Fizeau: • si une étoile s’éloigne de nous avec une vitesse vr, sa lumière est perçue à une longueur d’onde λ’ différente de celle à laquelle elle est émise λ Δλ / λ = vr / c avec Δλ = λ’ - λ si vr << c λ’ / λ = (1 + vr / c) / (1 – vr2 / c2)1/2 dans le cas relativiste

  41. Calculs: vitesses Spectres d’une étoile de notre Galaxie (en haut) et d’une étoile du Grand Nuage de Magellan (en bas)

  42. Calculs: vitesses Effet Doppler – Fizeau sur une galaxie

  43. Calculs: masses • Déterminable uniquement pour les étoiles doubles en étudiant leurs mouvements orbitaux • E1 et E2 2 étoiles de masses M1 et M2, de distances respectives au centre de masse r1 et r2, a = r1 + r2 leur distance mutuelle, T leur période orbitale. On a: M1 * r1 = M2 * r2 et a3 / T2 = G (M1 + M2 ) / 4π2

  44. Calculs: masses Trajectoire apparente de Sirius et de son compagnon entre 1935 et 1980

  45. Calculs: masses • Pour les étoiles de la séquence principale, relation masse – luminosité: log (L / L¤) ≈ 3,5 log (M / M¤) • Relation approximative permettant d’estimer la masse d’une étoile n’appartenant pas à un système binaire

  46. Calculs: masses Relation masse – luminosité pour une 50aine d’étoiles de la séquence principale

  47. Calculs: températures • calculées à l’aide de la loi de Wien: λm T = 2,9.10-3 m.K avec λm la longueur d’onde correspondant au maximum de rayonnement (en m) T la température de l’étoile (en K)

  48. Calculs: températures Répartition spectrale de l’énergie pour 3 étoiles

  49. Calculs: températures • Loi déduite des équations de Planck dans l’approximation du corps noir • A faible T, le maximum de rayonnement se produit pour de grandes longueurs d’onde • A plus haute température, il se déplace vers des longueurs d’onde plus courtes • Une étoile plus froide que le Soleil paraît plus rouge, une étoile plus chaude paraît plus bleue

  50. Calculs: températures • Exemples: • Si T ≈ 300 K (température ambiante), λm ≈ 10 μm, rayonnement dans l’infrarouge • Pour Antarès (étoile rouge, λm ≈ 1 μm), T ≈ 3000 K • Pour le Soleil (λm ≈ 0,5 μm, vert), T ≈ 6000 K • Pour Rigel (étoile bleue, λm ≈ 0,15 μm), T ≈ 20 000 K

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