LES ETOILES I. les observables: luminosité et température, type spectral, diagramme HR II. La formation des étoiles III. L'évolution des étoiles IV. Les amas d'étoiles

I. Les observables 1) Luminosité et température: Rayon et température de surface des étoiles = paramètres essentiels qui les caractérisent. La température fixe la couleur de l'étoile: Etoiles chaudes (30000 K)=> Bleues Etoiles froides (3000K)=> Rouges exemple: Le soleil (6000K) => Jaune

La luminosité: Luminosité ∝ (rayon) 2 * (température de surface) 4 A température constante, plus une étoile est grosse plus elle est lumineuse. 2) Le type spectral: La luminosité et la taille des étoiles sont représentées par le type spectral: La classe spectrale (la température) de l'étoile est représentée par une lettre: O, B, A, F, G, K, M

La classe de luminosité (la taille) de l'étoile est représentée par un chiffre Romain: Chaque classe est divisée en 10 sous catégories: exemple: A0, A1, A2,... A9

Détermination du type spectral d'une l'étoile => spectre La différence entre les spectres n'est due qu'a la différence de température et non la différence de composition. Raies spectrales étroites et peu profondes Raies spectrales larges profondes Photosphère diluée Photosphère dense

Le diagramme HR (Hertzsprung – Russell): luminosité en fonction de la température de surface. Géantes bleues Géantes rouges Naines rouges Naines Blanches Séquence principale

II. La formation des étoiles Fragmentation+Condensation (effondrement gravitationnel) d'un nuage de gaz (constitué principalement d'hydrogène moléculaire) si sa masse > à la masse de Jeans Mj. La contraction jusqu'à ce qu'au centre la température atteigne 10 Millions de K. L'hydrogène commence sa fusion en Hélium=> La chaleur libérée par cette fusion augmente la pression=> bloque la contraction L'étoile entre sur la séquence principale, « elle s'allume » (Pour le Soleil cela a mis 30 millions d'années, d'autant plus court que l'étoile est massive), l'étoile est en équilibre hydrostatique. ou, M O = masse solaire T = température du nuage (en K) n = densité du nuage (en cm-3)

III. L'évolution des étoiles L'étoile nouvellement formée reste la plus grande partie de sa vie sur la SP, brûlant l'hydrogène en Hélium. Cette durée s'exprime: Pour étoiles rouges de type M, D ~ 200 Milliards d'années Pour le Soleil, D ~ 10 Milliards d'années Pour une étoile de 30 Mo, D ~ 2 Millions d'années L'évolution d'une étoile dépend de sa masse

M<6M O M>6M O SN Etoile à neutron/pulsar Trou noir Flash He Vent stellaire fort expulsion des couches externes Phase de géante rouge NPNaine blanche

La nébuleuse planétaire M57 Evolution d'une étoile de type solaire Géante Rouge Naine Brune Hélium flash Les ordres de temps des différentes phases: Reste ans (10 Milliards d'années) sur la SP (de 7 à 8) 8 à 9: 10 8 ans (100 millions d'années) 9 à 10: ans (50 millions d'années) 10 à 11: 10 4 ans (10 milles ans) 11 à 12: 10 5 ans (100 milles ans)

IV. Les amas d'étoiles Les amas globulaires: - Regroupement serré d'étoiles (gravitation) - Morphologie sphérique - Contiennent jusqu'à un million d'étoiles dans 50 pc - Peu d'étoiles massives, beaucoup d'étoiles de masse faible et moyenne. AMAS AGES - âge: + d'un milliard d'années - Contiennent les étoiles les plus vieilles de nôtre Galaxie - Localisés dans le halo de nôtre Galaxie

Les amas ouverts: - Regroupement peu serré d'étoiles (gravitation) - Contiennent jusqu'à quelques centaines d'étoiles réparties sur quelques parsecs. - Etoiles surtout sur la séquence principale. AMAS JEUNES - âge: - de 20 millions d'années - Contiennent du gaz et des poussières interstellaires - Localisés dans la Voie Lactée