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