• est une étoile

(1)

Le Soleil

Les étoiles

(2)

Le soleil

• est une étoile

• paramètres:

Rayon: 695997 km ~ 109 rayons terrestres

Masse: 1.989 10³⁰ kg ~ 333000 masses terrestres Luminosité: 3.826 10²⁶ W

Température de surface: 5770 K

Densité de surface: ~5 10^-7 g/cm³ ~ 10^-4 atmosphère terrestre Température centrale: ~ 14 millions K

Densité centrale: ~ 150 g/cm³ ~ 8^x densité de l’or Distance de la terre: 150 million km = 1 UA

Age: ~ 5 milliards d’années

(3)

La structure du soleil

(4)

La structure du Soleil

Zone dimensions (R= température densité

(rayon du soleil) (degrés K) (en kg/litre)

Cœur nucléaire 0 – 0.03 R 13 – 15 millions K 160 – 5 Zone radiative 0.3 – 0.7 R 7 – 1 million K 10 – 1 Interne

Zone convective 0.7 – 0.999 1 million – 15000 K 1 – 3 10^-6

Photosphère épaisseur ~6000 K 3 10^-6 – 10^-7

de ~350 km

Chromosphère ~3000 km au- 4000 – 20000 K 10^-7 – 10^-13 dessus de la surface

Couronne étendue: des 1 – 10 millions K 10^-13– 10^-17 millions de km

(5)

L’observation du Soleil

Lumière blanche:

photosphère Raie CaII

chromosphère

UV:

Chromosphère/

couronne

Rayons X:

couronne

Chaque longueur d’onde correspond a une zone du Soleil

(6)

Le champ magnétique du Soleil

• est très important

pour les phénomènes observée (taches

solaire, protubérance, etc.)

• s’étend jusqu’à la terre

• l’activité du soleil est liée aux champs

magnétiques

(7)

La granulation de la surface

• due à des tubes de champ magnétique

• en évolution

constante

(8)

Les taches solaires

Zone sombre se manifestant par intermittence sur la surface apparente du Soleil (c'est à

dire sur la photosphère). De température inférieure

d'environ 1500 K à celle des régions voisines, les tâches solaires sont le siège d'un champ magnétique intense.

L'intensité et le déplacement de ces taches présente un cycle de onze ans.

(9)

Les protubérance

• Éjection de matière qui a lieu sur la

couronne

• Les lignes de champs s’ouvre et laissent

partir le plasma

(10)

Le vent solaire

• les particules de gaz dans la couronne sont ionisées

• les particules chargées en mouvement suivent les lignes du champ magnétique

• dans les régions les moins denses de la couronne, des lignes de champ magnétique s’ouvrent

• les particules de gaz peuvent s’échapper

• la distribution et la vitesse du vent solaire sont très différentes selon la phase du cycle solaire (200 – 900 km/s)

• Perte de masse: 10

⁹

kg/sec = 2 10

^-14

M

_soleil

/yr

(11)

La machine Soleil

• L’origine de l’énergie solaire: énergie nucléaire E = ∆ m c

²

• Environ 5 10

⁹

kg/sec sont converti en énergie

• Fusion: transformation de 4 protons en un noyau de hélium + 2 positrons + rayons γ + énergie

• Durée de vie ~10 milliards d’années

(12)

Les étoiles

(13)

Magnitudes apparentes et absolues

• Étoile d’un rayon R et d’une luminosité L=4 π R

²

σ T

⁴

• Flux à une distance D: F=L/(4 π D

²

)

• Magnitude apparente: m=-2.5log(F)+C

• Magnitude absolue: magnitude à une distance fixe=10 pc:

M=m-5log(D

_pc

/10)

avec la distance D en pc

(14)

Les distances aux étoiles

• Parallaxe géométrique

• Parallaxe dynamique (<500 pc) étoiles doubles visibles (<300 pc):

3me loi de Kepler (a

³

/P

²

=M

₁

+M

₂

) + relation masse- luminosité

• Parallaxe statistique (groupe homogène d’étoiles):

mouvement propre: < µ > (``/an) vitesse tangentielle: v

_T

prop. à µ D

<V

_T

>=2

^0.5

<V

_R

>

(15)

Les distances aux étoiles

• Méthode spectroscopique: spectre -> M 5 log D

_pc

= 5 + m - M

• Chandelles cosmiques:

étoiles variables: période -> M

novae: courbe de luminosité temporelle -> M

amas globulaires: profile spatiale de luminosité -> M

supernovae: courbe de luminosité temporelle -> M

(16)

La taille des étoiles

• Mesure directe (très bonne résolution)

• Pour les étoiles a distance et température connues: L=4 π R

²

σ T

⁴

• Utilisation d’éclipses pour les doubles étoiles

• Méthode pour les étoiles pulsantes

(17)

La masse des étoiles

• Étoiles doubles: 3me loi de Kepler

• Chaque type spectrale d’une étoile sur la séquence principale correspond à une certaine gamme de masse

Classe masse (solaire) T max (K) T min couleur raies d'absorption

O 80 60 000 30 000 bleue azote, carbone, hélium et oxygène

B 20 30 000 10 000 bleue-blanche hélium,

hydrogène

A 3 10 000 7 500 blanche hydrogène

F 2 7 500 6 000 jaune-blanche métaux: fer,

titane, calcium, strontium et magnésium

G 1 6 000 5 000 jaune(comme le soleil)

calcium, hélium, hydrogène et métaux

K 0.8 5 000 3 500 jaune-orange métaux et oxyde

de titane

M 0.3 3 500 rouge métaux et oxyde de titane

(18)

La relation masse - luminosité

• L’étude des étoiles doubles a permis

d’établir une relation masse – luminosité

• log (L/L

_soleil

)=n log (M/M

_soleil

)

• L/L

_soleil

= (M/M

_soleil

)

ⁿ

• M=1 – 60 M

_soleil

: n=4

• M< 0.8 M

_soleil

: n=2.4

• M>60 M

_soleil

: n=2

(19)

Le diagramme de Hertzsprung- Russel

• Introduit en 1905 par le danois Hertzsprung, et retrouvé en 1913 par H.

Russel.

• Abscisse: Température

“effective” de surface (T

_eff

)

• Ordonnée: Luminosité (énergie totale rayonnée par unité de temps)

Diagramme de Hertzsprung-Russel

(20)

Le diagramme de Hertzsprung- Russel

• Rayon de l’ étoile:

L = 4 π R

²

σ (Teff)

⁴

Surface de l’étoile

Luminosité du “corps noir” par unité de

surface

σ = constante de Stefan-

Boltzmann

0.01

R

100

R

1

R

(21)

Température effective

• Lien entre T

_eff

et la longueur d’onde du maximum

d’émission pour un corps opaque

T

_eff

= 2900 K / λ

_max

(loi de Wien)

• Il faut mesurer le flux à beaucoup de λ différents +

Corriger du

rougissement par les poussières...

Energie rayonnée aux différentes longueurs d’ondes par un corps opaque

λλλλ(nm)

(22)

Observer en couleurs

Les récepteurs de télescopes

Usage de filtres Johnson:

U (UV), B (bleu), V

(visible), R (rouge), I

(infrarouge)

(23)

Le diagramme de Hertzsprung- Russel avec les couleurs

Indice de couleurs (B-V): négatif -> bleu

(24)

Raies d’absorption et d’émission

Couche externe plus froide que l’étoile: raies d’absorption Nébuleuse plus chaude que le fond: raies d’émission

10 K

(25)

Classification spectrale

• Autre indice de la température de surface de l’étoile:

les raies spectrales en absorption qui apparaissent après dispersion de la lumière (prisme, réseau): plus les niveaux atomiques qui absorbent sont difficiles à exciter, plus l’étoile doit être chaude.

• Classes d’étoiles définies en fonction du type de raies dans le domaine optique par Annie Jump

Cannon et Edward Pickering. Correspondance avec

Teff établie sur des étoiles « standard » bien étudiées

à toutes les longueurs d’onde.

(26)

Classification spectrale

O: Hélium ionisé B: Hélium neutre A: Hydrogène

F: Métaux ionisés

G: Métaux ionisés et neutres K: Métaux neutres

M: Oxyde de Titane

(27)

Les spectres stellaires

(28)

Les spectres stellaires

(29)

La séquence principale

• La plupart des étoiles sont sur une diagonale: la

“séquence principale” (SP);

Longue phase d’équilibre où la production d’énergie par fusion de l’Hydrogène compense exactement les pertes d’énergie par

rayonnement.

• La position sur la SP dépend de la masse

(30)

L’évolution stellaire

• Au cours de sa vie, chaque étoile parcourt une trajectoire particulière dans le

diagramme HR, qui dépend uniquement de sa masse (et composition)

• Evolution post-séquence principale du soleil (dans 5 milliards d’années): géante rouge (fusion de l’Hélium) puis naine blanche.

Diagramme de Hertzsprung-Russell

(31)

L’évolution stellaire

(32)

L’évolution stellaire

• Effondrement d’un nuage gazeux -> proto-étoile (30 millions d’années)

• Séquence principale -> fusion d’hydrogène en hélium (10 milliards d’années)

• Étoile à cœur d’hélium calme + couche d’hydrogène en fusion:

géante rouge (100 millions d’années)

• À la fin: éclair (flash) d’hélium

• Fusion d’hélium -> branche horizontale des géantes rouges (10000 années)

• Cœur de C et O calme, couche extérieure d’hélium en fusion

• Instabilité thermique -> étoile variable de longue durée

• Instabilité finale: éjection de 10% la masse de l’étoile -> nébuleuse planétaire

• Le cœur reste et se refroidi -> naine blanche Pour une étoile d’environ une masse solaire:

(33)

Les nébuleuses planétaires

N’a rien avoir avec une planète.

Quand une étoile de masse moyenne

(moins de 3 masses solaires) vieillit et a fini de consommer tout son hélium, son coeur s'effondre pour former une naine

blanche, tandis que les couches externes sont expulsées par la pression

de rayonnement. Ces gaz forment un nuage de matière qui s'étend autour de l'étoile à une vitesse de 20 à 30 kilomètres par seconde (70 000 –

100 000 km/h). Ce nuage est ionisé par les ultraviolets émis par l'étoile

encore très chaude (50 000 - 100 000 K).

(34)

Les supernovae

Une supernova est une étoile dont la magnitude augmente

considérablement en quelques jours, au point de la faire apparaître comme une « nouvelle » étoile.

Évènement cataclysmique, une supernova résulte de l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive. L'effondrement intervient lorsque le coeur de l'étoile est constitué de fer : élément le plus stable, sa fusion ne produit pas d'énergie. En conséquence, la pression interne n'est plus suffisante pour soutenir les couches supérieures qui s'écrasent sur le cœur.