Evolution stellaire Diagramme HR

Sd

Description

Evolution s tellaire
Diagramme HR

Cours M1, Les objets d e l'Univers et leur observation S. Derriere, 2009/2010Formation s tellaire
Nuages
Moléculaires
Géants

Cours M1, Les objets d e l'Univers et leur observation S. Derriere, 2009/2010Fonction de mas se initiale
● IMF : on forme p lus d 'étoile d e fa ible m asse
– In itial Mass func tion: φ(m)dm

Cours M1, Les objets d e l'Univers et leur observation S. Derriere, 2009/2010Evolution st ellaire
● L'évolution des étoiles e st contrôlée p ar un
paramètre fo ndamental: leu r m asse
● Théorème d e R ussel-V ogt: si u ne éto ile est e n
équilibre th ermique et hydr ostatique, e t que la sour ce
d'énergie e st nuc léaire, ses pro priétés sont définies par s a
masse et sa com position chimique.
● Les caractéristiques d es é toiles dé pendent
donc de leur m asse, métallicité (a bondance)
et âg e.

Cours M1, Les objets d e l'Univers et leur observation S. Derriere, 2009/2010Influence de la masse
30M = M = 2 10kg.
sun ⊙
Selon la masse M des objets formés:
● M > ~8M : vie cour te, nomb reux cycles de réactions
sun
nucléaires, supernova
● M > 1 .2 M : cycl e CNO
sun
● 0.4 M < M < 1.2 M : type so laire, com bustion H->He par
sun sun
chaîne P- P, et He via tr iple-a lpha
● 0.085 M < M < 0.4 M : longue vie, p as de triple-a lpha, n i
sun sun
combustion He
● 0.01 M< M < 0. 085 M : naines brunes, pa s de c haîne P-P,
sun sun
très pe u lumine uses ( IR)
● M < 0 .01 M : planè tes ga zeuses – Jupiter (0.001 M ...

Sujets

• cours

Informations

• Publié par: Choem
• Nombre de lectures: 112
• Langue: Français
• Poids de l'ouvrage: 1 Mo

Extrait

Cours M1, Leso jbte sedl U'inrsvet  eurlebs oavrenoitD .Sirre 200ere,109/20

 

Evolution stellaire Diagramme HR

 

Formation stellaire

Nuages Moléculaires Géants

S. Derriere,2 00/90210

oC sru ,1M seLre stel ue rboesobjets de l'Univnioatrv

–

Initial Mass function: φ(m)dm

●

IMF : on forme plus d'étoile de faible masse

Fonction de masse initiale

Cvers'Unide lets o jbL seM ,1uosr209/00 210leur et erva obs.SD itnore,ereir

L'évolution des étoiles est contrôlée par un paramètre fondamental: leur masse

●

Théorème de Russel-Vogt: si une étoile est en équilibre thermique et hydrostatique, et que la source d'énergie est nucléaire, ses propriétés sont définies par sa masse et sa composition chimique.

●

●

 

 

Evolution stellaire

Les caractéristiques des étoiles dépendent donc de leur masse, métallicité (abondance) et âge.

2010bjets de1, Les osre  tell U'inevtivaS.on ourerbs2 ,e/900reD reir

M < 0.01 M sun : planètes gazeu   ses – Jupiter (0.001 M sun )

●  

●

0.01 M < M < 0.085 rune sun M sun : naines b pas de chaîne P-P, s, très peu lumineuses (IR)

●

0.085 M sun < M < 0.4 M sun : longue vie, pas de triple-alpha, ni combustion He

●

.4 M < M < 1.2 M : t sol 0 sun sun ype aire, combustion H->He par chaîne P-P, et He via triple-alpha

●

M > 1.2 M : cycle CNO sun

●

M > ~8M : vie courte, nombreux cycles de réactions   sun nucléaires, supernova

M = M ⊙ = 2 10 30 kg. sun Selon la masse M des objets formés:

Influence de la masse

Cours M

Crsou1, Mes L01/9022 00re,eerriS. Dtionervasbo ruel te srevni'U ldes etbj o

Diagramme HR

Diagramme température- luminosité

●

Diagramme de Hertzsprung- Russell

●

 

Image pour le voisinage solaire (HIPPARCOS)

●

3.5 edl U'inevsre  t M1, Les objets D .Sirre,ere002 urlebs ovaeronti109/20Cours

– soleil : 10 10 ans – 0.75 masses solaires: > âge univers  

– 10 masses solaire : 30 Mans

L ~ M La quantité de carburant disponible est proportionnelle à la masse, donc la durée de vie d'une étoile est ~M -2.5

●

 

●

Masse et luminosité sont reliées par une relation

Masse – Luminosité - Température

Courstejbo seL ,1M sets erivUnl'e  dtaoiesvr rbol ue, 20iereDerrnS. 

Séquence principale

 

 

01009/2

●

●

Etoile massive

Evolution des étoiles

Etoile de type solaire

 

 

seL ,1M  stejbo rsouC02/901 DS.riere,er00 2elruo sbreavitnode l'Univers et 

 letr euivUns erd st'l e seLejbours M1, Co

7)Nébuleuse planétaire

6)Combustion de l'Hélium

 

8)Naine blanche

Evolution des étoiles de type solaire

 

3) Age Main Sequence)ZAMS (Zero

2)Pré-séquence principale

4)Départ de séquence principale

5)Géante rouge – flash de l'Hélium

1)Proto-étoile

atrvseobnio

ur observationl U'inevsre  teled stejbo seL ,1 MrsouC

 

Proto-étoile

Rapide quelques = milliers d'années

PV = NRT

●

Effondrement rapide

●

Condensation dans un nuage moléculaire

●