Mesures06 MesureDeLEvolutionDesEtoiles

Comment une étoile évolue-t-elle ? Comment observe-t-on l’évolution des étoiles ? Quelques chiffres (âges approximatifs) : Soleil : 5 milliards d’années Les Pléiades : environ 100 millions d’années FORMATION ET FONCTIONNEMENT D’UNE ETOILE De façon générale, les étoiles naissent à partir de l’effondrement d’un nuage, essentiellement composé d’hydrogène et autres composants. La formation de l’étoi grumeaux » C] gaz très dense et chaud Une étoile est une én A la base de l’étoile, éto dans le nuage) û « ‘on. gène, qui va se transformer en hélium 0 énergie chaleur.

L’équilibrage entre la gravitation et la pression (conditionnant l’évolution de l’étoile), va être possible par cette chaleur. Si la chaleur diminue, alors l’équilibre sera rompu. IMPORTANCE DE LA MASSE INITIALE Toutes les étoiles n’ont pas la même masse à leur naissance. Les étoiles de petite masse, comme le Soleil (qui est une étoile « standard sont celles qui se forment majo itairement. A noter que plus la masse de l’étoile est importante, vie, le Soleil est une étoile qui grossit très progressivement jusqu’? devenir énorme.

LE DIAGRAMME HERZTSPRUNG-RUSSEL : outil de l’étude de ‘évolution stellaire Herztsprung et Russel ont définit un diagramme, outil permettant de mesurer l’évolution de l’étoile. Evolution dans le temps = changement de température et de luminosité Pour placer une étoile sur ce diagramme ci-dessus, il faut connaitre sa température et sa luminosité. La température peut être définie en regardant l’étoile – une étoile bleue / blanche : environ 10 000 oc – une étoile rouge : environ 3 000 oc – Plus une étoile apparait blanche à l’oeil nu, plus elle est chaude.

La luminosité peut être définie par la netteté des raies. Il faut donc faire le pectre de l’étoile : ce spectre comporte des zones sombres, des raies, montrant la composition chimique d’une étoile. Sur le schéma ci-dessus, on peut observer des raies plus ou moins floues en fonction de la nature de l’étoile : – Plus l’étoile brille, plus la raie va être floue : il s’agira alors dune étoile très dense (ex. : les naines blanches ou le Soleil). – Si l’étoile brille peu, la rai PAG » OF d e : il s’agira alors d’une laquelle le gaz sera peu dense (ex. les géantes rouges). A partir de ces informations, on saura alors l’intensité réelle de l’étoile et son niveau de l’évolution. Si on se réfère au diagramme HR au-dessus : – Le spectre des étoiles qui se trouvent sur la ligne comportera des raies très nettes. – Le spectre des étoiles qui se trouvent sur la ligne V, i. e. sur la séquence principale, comportera des raies floues. On peut donc placer une étoile sur le diagramme HR sans même connaître sa distance. EX. G2V G2 = symbole traduisant la température du Soleil V = correspond à la séquence principale sur le diagramme HR. LES DIFFERENTES PHASES DE LA VIE D’UNE ETOILE Les naines blanches sont des résidus d’étoile (cf. sur le diagramme ci-dessous) Le cycle du gaz Exemple de l’évolution globale des étoiles dans une galaxie Une étoile est formée à partir du gaz issu de l’explosion d’étoiles arrivées en fin de vie (celles-ci peuvent exploser en supernovae ou en nébuleuse planétaire).

Ce gaz éjecté sera donc source de reformation d’un nuage pour créer de nouvelles étoiles. L’évolution du gaz Il est à noter qu’une étoile est une « machine » à transformer des éléments. Elle va transformer, au cours de sa vie des éléments chimiques tels que l’hvdrogène qui se transfo -urn pou PAGF3rlFd de sa vie, des éléments chimiques tels que l’hydrogène qui se ransformera en Hélium pour finalement donner des atomes d’oxygène (voire des éléments plus lourds tels que le fer). 4/6 Le gaz fait donc partie intégrante de la formation des étoiles.

Ci- dessous, sur la photo, les zones de formation d’étoiles sont colorées en rose. Exemple du Soleil Le Soleil a beaucoup d’éléments lourds, éléments qui contribueront à l’évolution de sa vie. Il faut savoir que plus il y a de métaux (carbone, fer… ) au sein d’une étoile, moins son évolution sera rapide, au contraire des étoiles qui ne comportent que de l’hydrogène et de l’oxygène. Donc, pour une galaxie donnée, on peut établir approximativement la chronologie des étoiles dans la galaxie.

En effet, les étoiles les plus riches en métaux se sont formées il y a moins longtemps à partir des vieilles étoiles qui ont explosé et donc libéré leur gaz pour reformer un nuage pour d’autres étoiles. IMAGE DE LA FIN L’univers, lieu de perpétuelle renaissance Nébuleuse Oméga (Ml 7) : pouponnière d’étoiles Sandrine GARDON d’après la conférence de Sébastien POIRIER (Docteur en Astrophysique) 04/2006 – sandrine GAR ER 3 Astronomie 04/2006 – sandrine GARDON / VOYAGER 3 Astronomie