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I- Structuration de l’Univers II- Astrochimie III- Formation gravitationnelle IV- Etoiles

Licence de Physique – Université des Sciences Montpellier II PLANÈTES ET EXOBIOLOGIE module Culture générale cours IV Etoiles Pr. Denis Puy Groupe de Recherche d’Astronomie et d’Astrophysique du Languedoc Denis.Puy@graal.univ-montp2.fr. I- Structuration de l’Univers II- Astrochimie

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I- Structuration de l’Univers II- Astrochimie III- Formation gravitationnelle IV- Etoiles

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Presentation Transcript

  1. Licence de Physique – Université des Sciences Montpellier IIPLANÈTES ET EXOBIOLOGIEmodule Culture généralecours IV EtoilesPr. Denis PuyGroupe de Recherche d’Astronomie et d’Astrophysique du LanguedocDenis.Puy@graal.univ-montp2.fr

  2. I- Structuration de l’Univers • II- Astrochimie • III- Formation gravitationnelle • IV- Etoiles • V- Planètes • VI- Exoplanètes • VII- Exobiologie

  3. Qu’est ce qu’une étoile ?

  4. Comment se forme une étoile ?

  5. Il existe des « poussières » dans l’Univers (Exemple la nébuleuse à Tête de Cheval dans le milieu interstellaire local)

  6. Grains interstellaires

  7.  r m1 m2 F = G m1 m2 / r2 LOI DE LA GRAVITATION UNIVERSELLE Attraction entre corps de masses m1 et m2

  8. Les Inhomogénéités dans une structure en effondrement vont Produire un axe de rotation  Aplatissement de la structure  Formation de disque ou PROPLYDES (disque protoplanétaire)

  9. DISQUE D’ACCRETION

  10. il existe des grains de poussières et des molécules dans l’Univers • Influence sur l’évolution thermique de l’effondrement gravitationnel • Les molécules bon agent thermodynamique • FRAGMENTATION DE LA STUCTURE EN EFFONDREMENT

  11. Peut-on stopper un effondrement gravitationnel ?

  12. FORCES DE « PRESSION » POUVANT « S’OPPOSER » AUX FORCES GRAVITATIONNELLES 1- FORCE DE COHESION SOLIDE ET MOLECULAIRE ROCHES 2- FORCE ATOMIQUE ET ELECTROMAGNETIQUE PARTICULES CHARGÉES 3- FORCE NUCLEAIRES FUSION DE NOYAUX, RAYONNEMENT 4- FORCES ELEMENTAIRES FORCES FONDAMENTALES AU CONFINEMENT L’opposition forces de pression et gravitation va dépendre de la masse en effondrement

  13. L’opposition principale à la gravitation sera, dans les étoiles, les réactions nucléaires Réaction de fusion: hydrogène + hydrogène → hélium

  14. Système de réactions couplées (système d’équations couplées)

  15. Chaîne p-p : 1ere phase de l’étoile Durée: environ plusieurs milliards d’années

  16. Peut-on « vérifier » la théorie ?

  17. Une étoile émet des neutrinos en très grande quantité Ceux-ci viennent DIRECTEMENT du cœur de l’étoile LE NEUTRINO INTERAGIT TRES PEU AVEC LA MATIÈRE

  18. SECTION EFFICACE NEUTRINOS = 10-28 m2

  19. Superkamiokande (Japon)

  20. Superkamiokande (Japon)

  21. IL EXISTE TROIS TYPES DE NEUTRINOS DANS LA NATURE ON MESURE SEULEMENT LES NEUTRINOS ELECTRONIQUES neutrinos électroniques Neutrinos muoniques neutrinos tauiques Problème: Les neutrinos peuvent se « changer » entre eux !

  22. La détection des neutrinos solaires confirme les théories stellaires

  23. Lorsque la chaîne p-p est finie ? Que se passe t-il ?

  24. Cycle CNO

  25. L’arrêt des réactions de chaîne pp  Les effets de pression diminuent La gravité contracte le cœur  Le début des premières réactions du cycle CNO est violente  Effet de « souffle » Le rayon de l’étoile croit fortement  CONSTITUTION D’UNE GÉANTE ROUGE

  26. Evolution du soleil en géante rouge 1- le Soleil se contracte sur lui-même et sa température augmentera. La Luminosité du Soleil augmente. 2- La surface du Soleil gonflera à tel point que sa température en surface devrait s’abaisser. La lumière qui s’échappera du Soleil prendra une teinte rougeâtre. 3- Le Soleil aura englouti les planètes Mercure et Venus et approchera de l’orbite de la planète Terre. 4- A la surface de la Terre, les océans se vaporiseront sous l’effet de l’intense chaleur, et ce qui restera des continents sera alors calciné.

  27. Et la suite, lorsque le cycle CNO est fini ? ou comment finit une géante rouge ? Tout va dépendre de la masse de l’étoile grande masse M> 8 fois la masse du soleil faible masse M< 5 fois la masse du soleil

  28. Les grandes masses M>8Msoleil Les super géantes rouges Bételgeuse

  29. Bételgeuse vu par le télescope spatial Hubble Son diamètre est égal à l’orbite de Jupiter autour du soleil

  30. Taille comparée de Bételgeuse et du Soleil (rapport ~ 1:650)

  31. peu à peu Les réactions de fusion stoppent Les noyaux de Fer ne peuvent pas fusionner ! • EFFONDREMENT DU CŒUR DE FER • EJECTION DE L’ENVELOPPE (séquence en chaîne) • EVOLUTION EXPLOSIVE • CONSTITUTION D’UNE « SUPERNOVA»

  32. L’explosion d’une supernovae est très lumineuse néanmoins évènement rare, environ 3 par siècle dans notre galaxie Evolution de la luminosité d’une supernova

  33. Nébuleuse du crabe, reste d’une supernova explosée le 4 Juillet 1054

  34. Texte chinois signalant l’apparition de la supernovae 11ème siècle Fresque Indiens Anasazi 1054 (Chaco Canyon, Nevada USA)

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