Vie et mort des étoiles de faible masse Flashcards Preview

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Flashcards in Vie et mort des étoiles de faible masse Deck (24)
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1

I Là où cette matière est dense, on observe quoi:

nébuleuses

2

1. Les grains de poussière
conséquence de ceux ci

atténuation de la lumière (extinction)

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pk plus on regarde loin, plus on ne voit que du rouge?

car le bleu est diffracté plus facilement
I La lumière bleue est diffractée/réfléchie plus
facilement : après une certaine distance, il ne
reste que le rouge.
I les objets lointains nous paraissent plus rouge
(rien à voir avec l’effet Doppler).
Exemple : ciel rouge là où l’épaisseur
d’atmosphère est grande car il reste moins de
bleu.

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2. Le gaz interstellaire
quelles sont les deux sortes de nuages dhydrogene?

le
nuage froid d’hydrogène neutre (« régions
Hi »), et le nuage chaud d’hydrogène ionisé
(« régions Hii »).

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quels types de nuages sont les plus denses?

I Les nuages moléculaires sont les plus denses.

6

Les nuages d'atomes d’hydrogène froids (10 à 100 K) peuvent etre visibles car

Ces nuages peuvent cependant refléter la
lumière émise par certaines étoiles à proximité.
Ce sont des nébuleuses de réflexion.

7

si nuage dhydrogene est chaud, cest parce quil est:

ionisé

8

si nuage dhydrogene est ionisé, cest parce quil est pres de:

I Pour ioniser un atome d’hydrogène, ça prend
une source importante d’énergie.
I Cette source d’énergie est en général des
étoiles massives très chaudes (type O ou B) qui
émettent du rayonnement UV suffisament
énergétique pour ioniser l’hydrogène
interstellaire.

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I Les atomes composant les régions Hii brillent
par eux-mêmes (ils émettent leurs propres
photons, bien qu’ils aient besoin d’une (ou des)
étoile pour leur donner cette énergie.)
comment se nomme ce type de nuage?

Ce sont
des nébuleuses en émission.

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I Si la densité est suffisamment élevée, des
atomes peuvent former des molécules et nous
avons un:

nuage moléculaire

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I Au-delà d’une certaine densité, des sections du nuage peuvent subir un ... :

effondrement gravitationnel

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effondrement gravitationnel:

des « poches » de molécules (surtout de l’hydrogène, mais aussi tout atome/ toute molécule qui se trouve dans le coin)s’accrète.

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I Divers phénomènes peuvent causer le processus
d’accrétion. . .

1:Phénomène #1 : naissance d’étoiles par ondes
de compression
2:Phénomène #2 : naissance d’étoiles par
« pression de radiation »
3:Phénomène #3 : naissance d’étoiles suite à
une (ou des) supernova(æ)

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1:Phénomène #1 : naissance d’étoiles par ondes
de compression
c quoi so

I Les bras des galaxies spirales sont des « zones
de compression » qui tournent moins vite que
les étoiles et les nuages interstellaires. Vidéo
I Les nuages se font traverser par les bras, ce qui
augmente légèrement leur densité à certains
endroits.
I Ces zones favorisent la création d’étoiles.

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Phénomène #2 : naissance d’étoiles par
« pression de radiation »
c quoi so

I La radiation d’une nouvelle étoile massive
repousse les nuages interstellaires qui l’entoure.
I La densité des nuages environnant augmente,
ce qui peut causer des réactions en chaîne
pouponnières d’étoiles.

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Phénomène #3 : naissance d’étoiles suite à
une (ou des) supernova(æ)
c quoi so

I La formidable onde de choc comprime les
nuages interstellaires sur son chemin.
I Ça peut permettre d’enclencher l’accrétion de
matière et la naissance d’étoiles.

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Phénomène #4 : Naissance d’étoiles par
collision de galaxies

Ces collisions provoquent par
compression du gaz la formation de nouvelles étoiles à l’intérieur des
points lumineux visibles sur l’image. Crédit : CEA/SAp-AIM.

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formation plus cest quoi une protoétoile?

I À partir du moment où le nuage stellaire
commence à s’accréter, il se forme des
« globules » de (plus) forte densité.
I Suite à la contraction de ces « globules », la
température au centre augmente de façon
importante, et la luminosité augmente
également (notre Soleil a probablement brillé
jusqu’à 500 fois sa brillance actuelle pendant
plusieurs milliers d’années).
I C’est ce qu’on appelle une protoétoile.

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naine brune

I Si la masse de la protoétoile ne dépasse pas 8%
de la masse de notre Soleil, la température au
centre de l’astre ne pourra jamais atteindre la
température nécessaire pour l’allumage de la
fusion de l’hydrogène en hélium.
I Cette étoile ratée se contracte alors très
lentement, ce qui maintient tout-de-même sa
température de surface à 1500 K : c’est une
naine brune. À titre de comparaison, la
température de surface de notre Soleil est de
5500 K.
I Une naine brune adulte a une luminosité des
millions de fois inférieure à celle de notre Soleil.
I Très difficile à détecter, on a confirmé leur
existence dans les années 1990.
I Contrairement aux planètes, elle rayonne un
peu de sa propre chaleur, issue de sa
contraction gravitationnelle.
I Si la masse était encore inférieure, soit moins
de 1% de celle du Soleil, on ne pourrait même
plus parler de naine brune, mais de géante
gazeuse (telle Jupiter).

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naines brunes fun facts about their age

I Une naine brune ayant la masse minimale pour
exister (0,1 Ms) aura besoin de 2 milliards
d’années pour prendre place sur la séquence
principale, à l’extrême bas-droit sur le
diagramme HR.
I De plus, on calcule qu’elle y restera quelques
6000 milliards d’années (la fusion y est trrrrès
ralentie). . .
I L’univers n’ayant « que » 15 milliards d’années,
ces étoiles sont encore toutes jeunes et nous ne
savons pas comment elles vont évoluer avec
certitude. On suppose qu’elles vont refroidir
lentement, et devenir des cadavres stellaires
d’hélium froid.

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facteur qui fait en sorte qu'une telle étoile restera plus longtemps sur la diagonale principale

I La longévité dans la séquence principale dépend
de l’équilibre entre les forces d’expansion dues
aux réactions thermonucléaires et la gravité.

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description fin de vie d'une étoile?

I Il arrive un moment où la quantité croissante
d’hélium « étouffe » les réactions de fusion de
l’hydrogène.
I La gravité, toujours présente, reprend le dessus.
I L’étoile commence alors à subir des
transformations majeures.
I La gravité, prenant le dessus sur la force
d’expansion, force le noyau de l’étoile à se
contracter.
I La contraction du noyau a pour effet
d’augmenter la température de l’intérieur de
l’étoile.
I L’augmentation du rythme de la
nucléosynthèse fait augmenter légèrement la
grosseur de l’étoile et sa luminosité.
I La surface de l’étoile, devenue plus
volumineuse, voit sa température de surface
diminuer légèrement.
I L’étoile, en fin de compte, n’a pas refroidit :
elle a plutôt augmenté sa cadence de fusion de
son H!
Par faible masse, on entend « inférieure à 8
Ms ».
I La température au coeur de l’étoile, suite à la
contraction, augmente.
I Lorsqu’environ 10% de la masse de l’étoile
devient de l’hélium,
I l’augmentation de la température n’a plus le
temps d’atteindre la surface : l’étoile est « prise
par surprise ».
I Le coeur très chaud de l’étoile gonfle et
repousse les couches externes. L’étoile
augmente brutalement de volume.
I La périphérie n’a pas le temps de recevoir
l’énergie du centre de l’étoile.
I La densité d’énergie de surface de l’étoile
diminue (toujours la même chaleur, mais
distribuée sur une plus grande surface) et la
surface de l’étoile refroidit.
I L’étoile vire au rouge (étoile plus froide !).
I Les mouvements de convection finissent par
transporter l’énergie du centre jusqu’à la
surface de l’étoile.
I Toute l’étoile se dilate et sa luminosité
augmente d’un facteur 100 d’un coup !
I Elle devient une géante rouge !
Aldéraban (constellation du Taureau) la géante rouge est comparée au Soleil actuel.
Les échelles sont respectées. La masse d’Aldébaran est à peine plus élevée que celle du
Soleil ) même destin !
I Pendant ce temps, le coeur continue à se
contracter. . .
I La température interne atteint les
100 000 000 K!
I La fusion de l’hélium en carbone et en oxygène
s’enclenche (processus triple alpha) de manière
violente : c’est le flash de l’hélium et l’étoile
expulse ses couches externes dans l’espace.
I Le flash ne dure que quelques minutes, et émet
autant d’énergie pendant ce temps qu’une
galaxie entière.
I Le processus triple alpha
enclenché, le noyau se
dilate, et la structure du
noyau est maintenant en 2
couches :
I le centre demeure très
chaud, et le processus
triple alpha se maintient,
I l’hydrogène surnage et
fusionne en hélium.
I Un nouvel équilibre s’instaure, la taille et la
luminosité diminue un peu, c’est la phase
sous-géante.
I Les différentes étoiles à ce stade se regroupent
sur le diagramme HR dans une zone nommée
branche horizontale.
I Lors de la phase « sous-géante », le processus
triple alpha fusionne du carbone, et de l’O est
également fusionné.
I Le carbone s’accumule dans le noyau de
l’étoile, lequelle se contracte encore plus et sa
température augmente.
I L’étoile dégage encore plus d’énergie, et atteint
un volume encore plus important : la
supergéante rouge !
I L’étoile aurait alors une luminosité 10 000 fois
plus élevée que lorsqu’elle était sur la série
principale.
Les supergéantes sont très diluées, et elles sont
incapables de maintenir une sphère parfaite : leur
forme fluctue.
La meilleure image de Bételgeuse (supergéante rouge dans la
constellation d’Orion) prise à ce jour. On y voit que Bételgeuse expulse
de la matière de façon désordonnée et asymétrique. Very Large Telescope
de l’ESO, 2009.
I La pression due au rayonnement pousse les
couches externes loin de l’étoile : ce sont les
nébuleuses planétaires.
I Ces nébuleuses ont une durée de vie de
quelques centaines de millions d’années avant
de se diluer dans l’espace.
I Seul le noyau dénudé reste, et la température
n’est pas suffisante pour entamer la fusion du
carbone.

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ce qui reste de l'étoile...

I Ce qui reste de l’étoile devient une naine
blanche, d’un rayon similaire à celui de la
Terre.
I Sa surface fait plus de 10 000 K!
I 1 cm3 de naine blanche pèse une tonne. . .
I La température en son sein n’est cependant pas
suffisante pour entamer la fusion du carbone.
I La naine blanche devrait se refroidir
graduellement pour devenir éventuellement un
déchet stellaire : une naine noire.

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voir les deux diagrammes résumant la vie des étoiles (âge et luminosité)

scrotomme