Les étoiles Binaires et Variables I.Généralités II.Les différents Types III.Les étoiles binaires IV. Les pulsantes V.Les Novae VI.Les Supernovae.

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1 Les étoiles Binaires et Variables I.Généralités II.Les différents Types III.Les étoiles binaires IV. Les pulsantes V.Les Novae VI.Les Supernovae

2 I.Généralités Etoile Variable => étoile dont l'éclat varie au cours du temps. La variabilité peut être en visible, radio, rayons X.... La courbe de lumière trace la variation de magnitude en fonction du temps: Selon le type de l'étoile variable: a) Périodes: 0.3j à plusieurs années, apériodiques, ou à événement unique b) Amplitudes: 0.1à 10 magnitudes

3 II. Les différents types Etoiles variables Intrinsèques Extrinsèques Pulsantes Eruptives Cataclysmiques Eclipsantes Ellipsoïdales Hétérogènes Céphéides RR Lyrae W Vir Semi-Régulières Pulsantes diverse s Irrégulières Novae Super-Novae Eruptives diverses Particulières étoiles Binaires (Algolides  Lyrae W UMa) étoiles binaires étoiles à Taches

4 A) Une étoile binaire consiste en un couple d'étoiles liées par la force de gravitation. B) Importance du centre de masse: Les deux étoiles orbitent autour du centre de masse du système. Le centre de masse est au foyer commun des deux orbites. Les deux étoiles se déplacent de manière à toujours garder le centre de masse sur une ligne joignant les deux étoiles. C) Le mouvement de chaque étoile obéit aux lois de Képler. La 3ième loi se généralise: ou m1 et m2 sont les masses des deux étoiles. III. Les étoiles binaires

5 Les positions L1, L2 et L3 sont des points d'équilibre instables, les positions L4 et L5 sont des points d'équilibre stables. Les lignes équipotentielles:

6 Les étoiles ont un comportement indépendant l'une de l'autre. Une étoile rempli son lobe de roche: un transfert de matière est possible !! Les deux étoiles remplissent leur lobe de roche: une atmosphère commune peut se développer. 3 cas de figures: Au cours de leur évolution les étoiles peuvent remplir leur lobe de roche.

7 Mesure des vitesses: Le couple est trop serré pour distinguer les étoiles. Sur le spectre de l'étoile on note un déplacement périodique des raies dont on déduit la vitesse radiale.

8 Les Binaires éclipsantes Eclipses totales ou partielles La courbe de lumière est symétrique Deux minimums observés Le couple est trop serré pour distinguer les étoiles. Quand le plan des orbites est aligné selon la ligne de vue -> Eclipse d'une étoile par l'autre -> variation d'éclat. Pour qu'il y ait éclipse il faut i ~ 90° Terre Plan orbital du couple stellaire

9 Les 3 grands types d'éclipsantes

10 Application: la recherche des exoplanètes. On considère dans ce cas un couple étoile-Planète Courbe de vitesse de la première exoplanète détectée: Les phénomènes observés pour les étoiles binaires s'appliquent à toute masse Application : les exoplanètes Courbe de lumière d'une exoplanète (oocultation de l'étoile HD209458 par sa planète): Un seul minimum observé !! Une seule courbe observée (celle de l'étoile) !!

11 IV. Les étoiles pulsantes Pulsations de l'étoile: compression/décompression des zones externes. Mécanisme lié à l'ionisation de l'hélium dans l'enveloppe. Variation de rayon et de température => donc d'éclat. Brillante Moins Brillante Dil. Cont.

12 Les étoiles pulsantes sont importantes car elles permettent le calcul des distances des galaxies. En effet une relation Période-Luminosité a été mise en évidence pour ces étoiles : Les céphéides

13 V. Les Novae (éruptives) Explosions récurrentes: donc l'étoile n'est pas profondément affectée par l'explosion Novae Naines: éruption due à la formation de régions chaudes sur le disque car la matière est transférée à des vitesses supersoniques entraînant une forte élévation de température au niveau du disque d'accrétion.

14 Novae ordinaires: Binaires serrées: étoile géante + naine Blanche Même processus + déclenchement des réactions nucléaires (CNO) à la surface de la naine blanche. En quelques heures cela libère des quantités importantes d'énergie qui font exploser les régions externes => éjection de matière à des vitesses entre 100 et 10000 km/s, mais perte de masse faible (1/10000 de la masse de l'étoile).

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16 VI. Les Super-Novae (cataclysmiques) Le résidu stellaire est une étoile à neutrons (1/10ième de la masse de l'étoile) ou un trou noir. Type I: Système binaire d'étoiles: une naine blanche + une étoile massive. La naine blanche accumule de la matière depuis sa compagne jusqu'à une masse critique. La réaction de fusion du carbone s'enclenche en son coeur. Type II: Fin de vie d'une étoile jeune et massive (> 10 MO) Arrêt des réactions nucléaires quand tout le coeur est constitué de Fer => effondrement gravitationnel (quelques minutes). Photodissociation du Fer et Neutronisation du coeur Les neutrons ainsi formés vont être capturés par les noyaux de l'enveloppe => production des éléments lourds (ex: Uranium) Ejection importante de matière => rebond sur le coeur des couches supérieures. Dispersion dans le milieu interstellaire d'une grande quantité de matière nucléo-synthétisée

17 Les SN de type I servent d'étalon de distance car au maximum de la courbe de lumière la magnitude absolue est toujours Mb =-19.6. 56Co -> 56Fe (temps demi vie 77.1j) 56Ni -> 56Co (temps demi vie 6.1j)