Et la vie autour des étoiles La vie des étoiles Et la vie autour 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?

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 ??? un gaz normal On chauffe le gaz Noyau + e- On chauffe le gaz Noyau + e- un gaz normal On obtient plasma L’électron se libère

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? Des milliards d’absorptions et de ré-émissions photosphère 3000 - 50000°C Diminution de la température noyau 15 000 000°C La lumière que nous observons provient de la surface de l’étoile (photosphère). La « couleur » de cette lumière dépend de la température de la surface de l’étoile

Comment classer les étoiles Sa masse Son rayon sa vitesse de rotation Son age Sa Température Sa « couleur » « Sa brillance » Sa luminosité Son spectre Les éléments chimiques Et plein d’autres caractéristiques…

Comment classer les étoiles Sa Température effective ou sa « couleur » O : 30000-50000° B : 10000-30000° A : 7200-10000° F : 6000-7200° G : 4500-6000° K : 3800- 4500° M : 3000-3800° Penser à un bout de métal que l’on chauffe Rouge => Jaune => Blanc => Bleuté Classification avec une lettre plus un chiffre de 0 à 9 Étoile Bleue température 25000°C Étoile rouge : température 3000°C Nôtre soleil : température 5500°C

Comment classer les étoiles Sa « brillance » et sa luminosité La brillance d’une étoile dans notre ciel dépend : De son rayon De sa température De sa distance à la Terre Plus une étoile est grosse, chaude et proche de la Terre plus elle brille Problème : Comparer les étoiles entre elles indépendamment de leur distance à la Terre La luminosité est la brillance réelle de l’étoile, indépendamment de sa distance à la Terre Importance de la mesure de la distance des étoiles

Comment classer les étoiles Sa masse et son diamètre Masse du soleil : 2 x 10 kilogrammes 2 milliards de milliards de milliards de tonnes 300 000 fois la masse de la terre Diamètre du soleil : 1,4 million de kilomètres 120 fois le diamètre de la Terre 3,5 fois la distance Terre-Lune 30 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 étoile Dépend du stade d’évolution d’une étoile (age) Relation avec la température effective de l’étoile « A l’age adulte » : Plus chaude = Plus grosse = Plus massive

Comment classer les étoiles Son spectre et les éléments chimiques O A B F G K M

Comment classer les étoiles D’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

L’évolution des étoiles Nuages de matière interstellaire Effondrement en plusieurs petits nuages plus denses sous l’action de la gravité Perturbation du nuage Aplatissement du à la rotation du nuage = Formation d’un disque d’accrétion Explosion d’étoiles Ou 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 Disque d’accrétion Protoétoile Formation de planètes avec le reste du disque d’accrétion

L’évolution des étoiles Séquence 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 étoiles Évolution tardive Enclenchement des réactions nucléaires Plus d’hydrogène dans le cœur effondrement He Augmentation de la température Gonflement de la photosphère Et diminution de sa température Géante ou super-géante 200 fois la taille de l’étoile d’origine

L’évolution des étoiles Fin de vie Faible masse ( inférieure à 6 Masses solaire) Éjection de l’enveloppe externe de l’étoile 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 progressivement Elle disparaît…

L’évolution des étoiles Fin 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

Évolution d’un système double Des étoiles Bizarres Les étoiles multiples Étoile double Évolution d’un système double Étoile quadruple Étoile triple

Des étoiles Bizarres Les 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 Bizarres Les étoiles pulsantes Fin de vie des étoiles = déséquilibre Certaines étoiles se mettent à pulser Période des pulsations : quelques heures à quelques années

Des étoiles Bizarres Les 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 stellaires Le système solaire

D’autres systèmes stellaires Les 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’instant Trop petites Construction de réseaux de satellites d’ici une dizaine d’année Darwin (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) : Pour l’apparition d’êtres unicellulaires Pour l’apparition d’êtres complexes 1 milliard d’années 4 milliards d’années Inférieure à 2 masses solaires Inférieure à 1,2 masses solaires Température sur la séquence principale inférieure à 8000°C Température sur la séquence principale inférieure à 6800°C A-F M G K M G K

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 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 Trop forte Retient trop de gaz « légers» Hydrogène- Hélium … Ex : Jupiter, Saturne, Neptune, Uranus

De la vie autour d’autres étoiles? Conditions pour l’apparition de la vie : 3. Distance étoile-planète : 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..) Trop éloignée de l’étoile Ex : Mars, Titan Trop proche de l’étoile Ex : Vénus Bonne distance Ex : Terre

De la vie autour d’autres étoiles? Conditions pour l’apparition de la vie : 4. Composition de planète: Pour la vie telle que nous la connaissons Possibilité d’autres types de vie ? Eau Silicium Oxygène méthane Carbone Fer… ammoniac