Licence de Physique – Université des Sciences Montpellier II

PLANÈTES ET EXOBIOLOGIEmodule Culture générale

cours IV EtoilesPr. Denis Puy

Groupe de Recherche d’Astronomie et d’Astrophysique du LanguedocDenis.Puy@graal.univ-montp2.fr

• I- Structuration de l’Univers

• II- Astrochimie

• III- Formation gravitationnelle

• IV- Etoiles

• V- Planètes

• VI- Exoplanètes

• VII- Exobiologie

Qu’est ce qu’une étoile ?

Comment se forme une étoile ?

Il existe des « poussières » dans l’Univers (Exemple la nébuleuse à Tête de Cheval dans le milieu interstellaire local)

Grains interstellaires

F = G m1 m2 / r2

m1 m2

r

LOI DE LA GRAVITATION UNIVERSELLEAttraction entre corps de masses m1 et m2

Les Inhomogénéités dans une structure en effondrement vont Produire un axe de rotation

Aplatissement de la structure

Formation de disque ou PROPLYDES (disque protoplanétaire)

DISQUE D’ACCRETION

il existe des grains de poussières et des molécules dans l’Univers

Influence sur l’évolution thermique de l’effondrement gravitationnel

Les molécules bon agent thermodynamique

FRAGMENTATION DE LA STUCTURE EN EFFONDREMENT

Peut-on stopper un effondrement gravitationnel ?

FORCES DE « PRESSION » POUVANT « S’OPPOSER » AUX FORCES GRAVITATIONNELLES

1- FORCE DE COHESION SOLIDE ET MOLECULAIREROCHES

2- FORCE ATOMIQUE ET ELECTROMAGNETIQUEPARTICULES CHARGÉES

3- FORCE NUCLEAIRESFUSION DE NOYAUX, RAYONNEMENT

4- FORCES ELEMENTAIRESFORCES FONDAMENTALES AU CONFINEMENT

L’opposition forces de pression et gravitation va dépendre de la masse en effondrement

L’opposition principale à la gravitation sera, dans les étoiles, les réactions nucléaires

Réaction de fusion: hydrogène + hydrogène → hélium

Système de réactions couplées (système d’équations couplées)

Chaîne p-p : 1ere phase de l’étoile

Durée: environ plusieurs milliards d’années

Peut-on « vérifier » la théorie ?

Une étoile émet des neutrinos en très grande quantitéCeux-ci viennent DIRECTEMENT du cœur de l’étoile

LE NEUTRINO INTERAGIT TRES PEU AVEC LA MATIÈRE

SECTION EFFICACE NEUTRINOS = 10-28 m2

Superkamiokande (Japon)

Superkamiokande (Japon)

IL EXISTE TROIS TYPES DE NEUTRINOS DANS LA NATURE

ON MESURE SEULEMENT LES NEUTRINOS ELECTRONIQUES

neutrinos électroniquesNeutrinos muoniques

neutrinos tauiques

Problème: Les neutrinos peuvent se « changer » entre eux !

La détection des neutrinos solaires confirme les théories stellaires

Lorsque la chaîne p-p est finie ?

Que se passe t-il ?

Cycle CNO

L’arrêt des réactions de chaîne pp

Les effets de pression diminuent

La gravité contracte le cœur

Le début des premières réactionsdu cycle CNO est violente

Effet de « souffle »

Le rayon de l’étoile croit fortement

CONSTITUTION D’UNE GÉANTE ROUGE

1- le Soleil se contracte sur lui-même et sa température augmentera. La Luminosité du Soleil augmente.

Evolution du soleil en géante rouge

2- La surface du Soleil gonflera à tel point que sa température en surface devrait s’abaisser. La lumière qui s’échappera du Soleil prendra une teinte rougeâtre.

3- Le Soleil aura englouti les planètes Mercure et Venus et approchera de l’orbite de la planète Terre.

4- A la surface de la Terre, les océans se vaporiseront sous l’effet de l’intense chaleur, et ce qui restera des continents sera alorscalciné.

Et la suite, lorsque le cycle CNO est fini ?ou

comment finit une géante rouge ?

Tout va dépendre de la masse de l’étoile

grande masseM> 8 fois la masse du soleil

faible masseM< 5 fois la masse du soleil

Les grandes masses M>8Msoleil

Les super géantes rouges

Bételgeuse

Bételgeuse vu par le télescope spatial HubbleSon diamètre est égal à l’orbite de Jupiter autour du soleil

Taille comparée de Bételgeuse et du Soleil (rapport ~ 1:650)

EFFONDREMENT DU CŒUR DE FEREJECTION DE L’ENVELOPPE (séquence en chaîne)EVOLUTION EXPLOSIVECONSTITUTION D’UNE « SUPERNOVA »

peu à peu Les réactions de fusion

stoppent

Les noyaux de Fer ne peuvent pas

fusionner !

L’explosion d’une supernovae est très lumineusenéanmoins évènement rare, environ 3 par siècle dans notre galaxie

Evolution de la luminosité

d’une supernova

Nébuleuse du crabe, reste d’une supernova explosée le 4 Juillet 1054

Fresque Indiens Anasazi 1054(Chaco Canyon, Nevada USA)

Texte chinois signalant l’apparition de la supernovae

11ème siècle

Nébuleuse de l’hélice

Nébuleuse de l’esquimau

CAT EYE (NGC 6543)

Nébuleuse de la Fourmi

Supernovae « galactiques »

Supernovae de 1997

Le noyau central de la supernovae s’effondre

Les forces « fondamentales » agissent pour s’opposer à la gravitation

si Mnoyau,SN< 1.4 Msoleil

Constitution d’une naine blanche

L’équilibre dynamique est assurépar la pression de dégénérescence

qui « s’oppose » à la gravité

1.4 Msoleil = masse de Chandrasekhar

Sirius B

L’étoile (petite) est très lumineuse

NAINE BLANCHE

Peu à peu le cœur de la naine blanche se « consume » par d’ultimes réactions

La naine blanche va peu à peu refroidir.

Résidu dense de noyau de carbone

CONSTITUTION D’UNE NAINE NOIREPas encore apparue car l’Univers est trop « jeune »

ATTENTION A NE PAS CONFONDRE AVEC LES NAINES BRUNESQUI SONT DES ETOILES RATÉES (plus proches de planètes)

si 1.4 Msoleil < Mnoyau< 3.2 Msoleil

Constitution d’une étoile à neutrons

pulsar

pulsar

Image XRosat

Tailles comparées soleil, étoile à neutrons et naine blanche

Etoiles étranges

Et si Mnoyau,SN > 3.2 Msoleil

Quelle physique « s’opposant » à la gravitation ?

3.2 Msoleil = masse de Oppenheimer-Volkoff

Le noyau est alors continuellement en effondrement gravitationnel

CONSTITUTION D’UN TROU NOIR STELLAIRE

RIEN…

La gravitation est prise comme déformation de l’espace

équivalenceEnergie Espace

« TOUT » DEVIENT GÉOMÉTRIQUE

PROBLÈME

Comment détecter un astre qui n’émet aucune lumière ?

« apparence » théorique d’un trou noir

Simulations numériques

Trou noir en rotation(trou noir de Kerr)

engendre un fort champ magnétique

possibilité de jet de particules

chargées

Jet dans la galaxie M87

Systèmes Binaires X

Systèmes Binaires X

Systèmes Binaires X

Systèmes Binaires X

Dans la constellation du Cygne

Une forte source X a été observée

BON CANDIDAT TROU NOIR STELLAIRE

Masse et rayon d’un trou noir stellaire

Les faibles masses M<5Msoleil

Les géantes rouges

géante rouge

supernova

naine blanche

Évolution « Classique »

GÉANTE ROUGE

SUPERNOVA

NAINE BLANCHE

L’explosion classique de Type II est plus étalé dans le temps

ETUDE SPECTROSCOPIQUE DES ÉTOILES

La lumière excite les atomes du gaz circumstellaire

production d’un spectre d’émission caractéristique des atomes

Hydrogène(raies d’émission)

H

Hélium(raies d’émission)

Mercure(raies d’émission)

Azote(raies d’émission)

Spectre du soleil(raies d’absorption des atomes)

ON CLASSIFIE LES ETOILES SUIVANT LEURS RAIES CARACTERISTIQUES

CLASSE SPECTRALE DES ÉTOILES

L’unité de masse pour les étoiles

est la masse solairemS~ 2 103O kg

donne

la température équilibre

thermique et dynamique

Diagramme de « répartition » des étoilesDiagramme Hertzprung-Russell

THEORIE D’ÉVOLUTION DES ÉTOILES

Chemin d’Hayashi