Rayonnement

1
La lumière des astres

• Rayonnement
• Température
• Classification
• Diagramme HR
• Propriétés
• Intérieur et évolution

Observatoire de Lyon
2
Domaines spectrauxs et transmission atmosphérique
Domaines spectral des couleurs
Intervalle spectral
Couleur
Violet
390-455
Bleu
455-492
Vert
492-577
Jaune
577-597
Orange
597-622
Rouge
622-770
3
Spectrographe Principe
objectif
image de l'étoile
Images de la fente
Faisceau du télescope
ouvert à f/D
bleu
récepteur
plaque photo
détecteur
fente
oeil
collimateur
appareil dispersif prisme ou réseau
rouge
Règlages
Largeur de fente
collimateur faisceau de lumière
parallèle objectif images de la fente sur le
récepteur récepteur orientation par rapport à la
fente disperseur dispersion orthogonale à la
fente image netteté sur la fente
étroite raies fines large raies larges, mais
plus de lumière
4
Différents types de spectres
lampe à incandescence
ampoule de
Spectro
vapeur de sodium
Rayonnement continu
Spectro
Spectro
5
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, violet, bleu, vert, jaune,
rouge, infrarouge 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
6
1859 - KIRCHHOFF et BUNSEN
7
Spectres des atomes ions et molécules
Les atomes peuvent être neutres, ionisés ou
associés en molécules. Létat de latome 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,...
8
L'atome d'Hydrogène
Atome de Bohr
Rayonnement quantifié
Rayonnement continu dû au passage dun électron
libre à un niveau lié.
9
Hydrogène diagramme de Gotrian
10
Calcium II diagramme de Gotrian
11
Spectres moléculaires
Il y a quantification des niveaux
électroniques dénergie de vibration
dénergie de rotation de rotation-vibration
Les niveaux dénergie de vibration et rotation
sont souvent très proches très nombreux
Il y a superposition des raies aspect de bandes
dabsorption
12

• Rayonnement et température

Observatoire de Lyon
13
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.
14
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.
15
Loi de Mariotte
Les caractéristiques physique dun milieu gazeux,
pression, température et volume sont reliées par
N nombre d'Avogadro k constante de Boltzman T
température absolue
n nombre de particules par unité de volume p
pression chocs des particules sur les parois
énergie cinétique
?
La vitesse moyenne d'agitation est fonction de la
température et du constituant du gaz ou plasma.
16
Distrtibution des vitesses dans un gaz
La répartition statistique des vitesses des
particules dans un gaz sexprime par la relation

17
Le corps noir
- corps en équilibre thermique
- absorbe tout rayonnement reçu
- émet un rayonnement propre à sa température
18
Lois du rayonnement
Tout corps en équilibre thermique absorbe et émet
un rayonnement fonction de sa température absolue.
1835-1893
1858-1947
1866-1938
19
Lois du rayonnement
20
Atmosphère solaire Assombrissement centre bord
La température décroît de lintérieur vers
lextérieur.
Le rayonnement de corps noir à T0 est plus
intense que celui à Text.
La lumière venant du bord est émise par des
couches en moyenne moins chaudes quau centre.
Le rayonnement de bord sera moins intense.
Cest lassombrissement centre-bord.
Test pour modèle datmosphère solaire.
21
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
22
Eléments visibles et température
La présence ou l'absence de raies spectrales est
fonction de la température qui affecte
- les populations des niveaux dexcitation
- les proportions dun même élément dans ses
différents états dionisation
23
Températures
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.
24

• Classification des étoiles

Observatoire de Lyon
25
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 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 A0 à
A9, B0 à B9... A0 plus près de B9 que de A9...
26
Joseph von FRAUNHOFER (1787-1826)
27
Le harem de Pickering à Harvard pour la
classification de 391000 étoiles dans le Henry
Draper Catalogue
28
(No Transcript)
29
Spectres d'étoiles
30
Spectres détoiles
Effet de la température
Spectres de Véga (A0V) et dArcturus (K2III)
31
Classification de Yerkes
Critère largeur des raies fortes plus ou moins
élargies par effet de pression.
Directement lié à la luminosité des étoiles
32
Spectres détoiles
Effet de la pression
Raie H(
HD 223385 A2I 2 Aurigae A0pIII "2 Geminorum A2V
33
Etoiles brillantes
34

• Caractéristiques des étoiles

Observatoire de Lyon
35
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)
36
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.
37
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 loeil.
Maintenant on mesure léclat des étoiles dans une
échelle logarithmique la magnitude.
Echelle raccordée à l'échelle des anciens ? loi
de Pogson
La vision et laudition suivent la loi de Fechner
(1801-1887) sensibilité logarithmique.
38
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 mV
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 mB.
39
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 linfrarouge
IJKLMN
Pour plus dinformation, il faut faire de la
spectrographie
40
Indice de Couleurs
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
41
Systèmes photométriques
Dans le système UBV, les constantes de la formule
de Pogson sont définies par rapport à létoile
Véga
V 0, U-B B-V V-I 0
En observation, pour tenir compte des différentes
sensibilités des appareils, des différents de
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 des étoiles
(exercice à faire faire).
Le nombre d'étoiles visibles à l'oeil nu est
d'environ 6000 sur toute la sphère céleste, dans
de très bonnes conditions atmosphériques.
42
Magnitudes absolues
magnitude d'un objet situé conventionnellement à
la distance de 10 pc.
La distance d est impérativement en parsec
m - M sappelle le module des distances,
indépendant du domaine spectral utilisé.
Magnitude absolue du Soleil Mu 4.79,
dAntares -4.6, Proxima Centauri 15.45.
43
Etoiles brillantes
44

• Diagramme HR

Observatoire de Lyon
45
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
46
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.
47
Diagramme HR Instantané dune population
Durée de vie des étoiles 1010 ans
Durée de vie dun homme 102 ans
Rapport 108
Ce qui correspond à 0,1 seconde dune vie humaine.
Le diagramme permet d'observer les étoiles

- qui restent longtemps dans des états stables
- qui sont nombreuses à un stade dévolution.
48
Premier Diagramme HR de Hertzsprung
49
Distances des étoiles
Evaluer la distances des étoiles, cest nous
placer dans lUnivers.
Evaluer les distances par triangulation
méthode des parallaxes trigonométriques Unité des
astronomes le parsec (3 1013 km, 206265 u.a.)
Permet de mesurer correctement jusquà 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 labsorption interstellaire
50
Distances des amas détoiles
Deux grands groupes damas détoiles
! amas ouverts
! amas globulaires
La relation du module des distances est constante
pour toutes les étoiles de lamas
Lajustement sur un diagramme HR conventionnel
permet de trouver ce module puis la distance.
51
Diagramme HR d 10 parsecs
52
Diagramme HR Amas M11
Superposons les deux graphiques Même échelle en
abscisses et ordonnées
53
Diagramme HR Amas M11 et M67
Superposons les deux graphiques Même échelle en
abscisses et ordonnées
Soit la magnitude dune étoile de lamas
Supposons lamas 10 fois plus près.
Tous lamas est décalé vers le haut de 5
magnitudes.
54
Diagramme HR Amas M11
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 "
55
Hipparcos
Satellite dédié à lAstrométrie pour mesurer !
les positions détoiles ! les parallaxes ! les
mouvements propres lancé en 1989, observa
jusquen 1993.
Résultats Mesure les positions de 118 000
étoiles, précisions 0,001 seconde darc
() Catalogue Tycho 1 000 000 détoiles à
0,005 Nombre détoiles de distances connues
100. Précision 10 Distance atteinte
20.
Y erreur sur la distance
Rayon de la Galaxie 15 kpc.
A 500 pc distance connue à 50 près
56
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 L2). 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 jusquà 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

57
Luminosité des étoiles
Dans le diagramme HR, la luminosité dune
étoile ou son énergie totale rayonnée est connue.
Unité Luminosité solaire Lu 3,8 1026 W.
Le diagramme HR peut être en ordonnées,
directement gradué en luminosités solaires.
Inversement dans le diagramme HR, le placement
dune étoile par ses caractères spectraux donne
sa distance.
58
Analyse chimique abondances des éléments
Lanalyse spectrale permet de déterminer la
composition des atmosphères stellaires et plus
difficilement, labondance de chaque élément.
Lanalyse 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 labondance en
hydrogène Y labondance en hélium Z labondance
en métaux (tous les autres éléments)
Les mesures sont stockées dans des banques de
données pour servir aux calculs de modèles de
structure interne.
59
Abondance des éléments
Fonction des conditions à la formation de
lUnivers
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
60
Rayons des étoiles
Les étoiles rayonnent comme des corps noirs
T 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
61
Relation Masse - Luminosité
Relation empirique
construite à partir des premières mesures des
étoiles ! la luminosité, donc la distance !
les masses par lobservation détoiles doubles
Ajustement approximatif
relation non anodine doubler la masse 30000
fois plus dénergie rayonnée.
Base théorique le débit dénergie est fonction
de la masse de létoile qui conditionne le taux
de réactions nucléaires en son centre.
62
Etoiles doubles
Mouvements képlériens
a1 et a2 demi-grands axes des orbites autour du
centre de gravité
P période du mouvement G constante de la
gravitation 6,67 10-11 N m2 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
63
Une binaire célèbre
Sirius a Canis Majoris
Sirius A étoile A0V
Sirius B naine blanche
64
Binaires spectroscopiques
Spectre de 6 Arietis à deux moments de sa période
Les observations permettent de déterminer les
éléments de lorbite (au sinus de linclinaison
près)
période, demi-grand axe, ellipticité... et les
masses.
65
Binaires à éclipses ou binaires photométriques
Le plan de lorbite est dans la ligne de visée.
Sobservent par leur courbe de lumière
Elles sont aussi binaires spectroscopiques.
Tous les éléments de lorbite sont alors connus,
ainsi que les rayons des étoiles.
66
Masses des étoiles
Un nombre relativement restreint de masses
stellaires sont connues.
Etoile MA/MÀ MB/MÀ Etoile MA/MÀ MB/MÀ 0
Cas 0,94 0,58 Procyon 1,76 0,65 22 Eri B,
C 0,45 0,21 . Her 1,07 0,78 gt Boo 0,85 0,75 85
Peg 0,82 0,8 70 Oph 0,90 0,65 Ross 614
A,B 0,14 0,08 " Cen A, B 1,08 0,88 Fu
46 0,31 0,25 Sirius 2,28 0,98 L
726-8 0,044 0,035 Krü 60 0,27 0,16
Léchelle réelle des masses va de 0,01 masses
solaires à 100 masses solaires (?).
67
Catalogues
Lastronomie pour classer, répertorier les
données et observations des objets célestes a
besoin de catalogues. Catalogues de positions, de
spectres, de mesures photométriques, de
classement dobjets particuliers...
68

• Intérieur des étoiles
• Evolution

Observatoire de Lyon
69
Que se passe-t-il à lintérieur des étoiles
A part les neutrinos, rien dobservable ne
provient de lintérieur.
La lumière analysée provient de la photosphère,
couche très mince de létoile (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 dune grande complexité mais calculable
uniquement par ordinateur.
Le test de validité retrouver ce que lon
observe à la surface de létoile à son stade
dévolution.
70
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(r0) 0,
L(r0) 0 A la surface, ce sont les paramètres
observés M(r) M, L(rR) L, T(R) 0, P(R)
0
71
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)
72
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.
73
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
74
Modèle stellaire 1 masse solaire
Le schéma
75
Le Soleil
La réalité
Image du satellite Soho
76
Modèle stellaire 9 masses solaires
77
Réactions thermonucléaires
Cycle du carbone Tgt 20 106 K, masse M gt1.5 Mu
Chaîne proton-proton Tlt 20 106 K, masse M Mu
Réaction 3 alphas T 108K
équivalent à
78
Catalogue
Réactions " A plus haute température, les
particules " réagissent avec les éléments
Combustion du carbone T de 5 à 8 108K
Combustion de l'oxygène T gt 1,5 109K
Combustion du silicium T gt 3 109K
79
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 ltlt tt ltlt tn
80
Evolution stellaire
Trois stades - contraction vers la séquence
principale - séquence principale - stades
d'évolution finale
Représentés par des trajets évolutifs
81
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.
82
Nébuleuse Messier 42
83
Evolution stellaire
ZAMS Séquence principale dâge 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 létoile est sur la séquence
principale
84
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
dannée à plusieurs dizaines de milliards.
Deux groupes - étoiles de masse gt 1.5 Mu -
étoiles de masse lt 1.5 Mu
85
Amas ouvert jeune
Les Pléiades
86
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 lt 1.5 Mu De nouveau effondrement et
dégénérescence du gaz l'étoile devient
rapidement naine blanche, rayon environ la Terre.
Etoiles 5 Mu gt M gt 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.
87
Chemins dévolution
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
10
11 à 100
10 âge en milliards dannées
88
Evolution d'une étoile de 20 masses solaires
89
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/m3)
• Effondrement du cœur en 1/10ème de seconde
• Création dun vide
• Par gravité chute à très grande vitesse du reste
  de létoile sur le cœur
• Percussion du cœur et création dune onde de
  choc vers lextérieur
• Londe de choc saccélère 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
• Lenveloppe éjectée se dissipe, reste une étoile
  à neutrons

90
Messier 1
Nouvelle étoile de 1054 consignée par les Chinois
Distance 6000 années de lumière
Vitesse dexpansion 6000 km/s
Au centre un pulsar
91
Une nébuleuse planétaire
http//messier.obspm.fr/f/m057.html
Messier 57
Distance 2,3 (kilo.al)Magnitude 8,8
(visuelle) Dimension apparente 1,4x1,0 (min.
d'arc)
Photo HST
92
Messier 57
Rayonnement visible
Rayonnement infrarouge
93
Catalogues
CDS Centre de données stellaires (Strasbourg)
http//cdsweb.u-strasbg.fr/ Simbad données
stellaires http//simbad.u-strasbg.fr/Simbad
VizieR catalogue http//vizier.u-strasbg.f
r/viz-bin/VizieR 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 lEEA 2007.
94
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, 3rd 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