la vie des étoiles
En abscisse, la chaleur de l'étoile, et en ordonnée, sa luminosité. Les barres obliques (sur le 2e diagramme) indiquent la taille de l'étoile, attention l'échelle est logarithmique. Le diagramme permet de distinguer les 4 types d'étoiles.
Une étoile brillent grâce aux réactions de fusion qui se passent dans son noyau. En effet, ces réactions dégagent de l'énergie qui est évacuée sous forme de photons.
Plus l'énergie libérée par les réactions est forte, plus la longueur d'onde de la lumière émise est courte. Les étoiles chaudes ont donc une couleur plutôt bleue tandis que les étoiles froides sont rouges : la lumière rouge correspond à une longueur d'onde plus longue que le bleu.
Une étoile brillent grâce aux réactions de fusion qui se passent dans son noyau. En effet, ces réactions dégagent de l'énergie qui est évacuée sous forme de photons.
Plus l'énergie libérée par les réactions est forte, plus la longueur d'onde de la lumière émise est courte. Les étoiles chaudes ont donc une couleur plutôt bleue tandis que les étoiles froides sont rouges : la lumière rouge correspond à une longueur d'onde plus longue que le bleu.
Spectre d'une étoile:
D'autre part, cette lumière passe à travers les différentes couches de l'étoile avant de parvenir dans l'espace ; étant donné que les éléments chimiques absorbent certaines longueur d'onde, on observe, sur le spectre d'une étoile, des raies noires sur le fond continu du spectre. Ces raies sont caractéristiques d'un élément ; on peut donc déterminer la composition chimique d'une étoile grâce à son spectre lumineux.
Il existe différents types d'étoiles, caractérisée par des compositions chimiques différentes et donc des spectres différents ; les critères de classification sont fondé sur les rapports d'intensité de certaines raies prises deux à deux et sur la présence ou l'absence de certaines séries de raies :
- Présence de raies de l'hélium ionisé
- Présence de raies de l'hélium neutre
- Prédominance des raies de l'hydrogène
- Présence de raies nombreuses de métaux ionisé
- Présence simultanée de raies de métaux neutres et de métaux ionisé
- Prédominance de raies de métaux neutres
- Présence des raies de l'oxyde de titane
En plus de cette séquence il conviendra d'ajouter trois autres classes :
- Étoiles de Wolf Rayet dont le spectre présente de nombreuses raies d'émission, classe qui se situe avant la classe O
- Étoiles carbonées, cette classe a un spectre riche en raies d'absorption de molécules carbonées
- classe dont le spectre est riche en raies de l'oxyde de zirconium.
La vie de l'étoile :
Tout d'abord, la durée de vie d'une étoile par rapport au soleil est donnée par la relation :
où M est la masse de l'etoile en Ms (masses solaire). Les geantes ont donc une vie courte à l'echelle cosmique et les etoile de type naine vivent au contraire tres longtemps.
La vie de l'etoile est principalement assuree par la fusion nucleaire de l'Hydrogene dans son noyau , les conditions de pression et de temperature pour cette fusion n'etant remplies que dans cette partie de l'etoile. La fusion de l'Hydrogene en Helium passe par plusieurs stades intermediaires : d'abord 2 noyaux d'Hydrogene fusionnent en Deuterium, qui fusionne à son tour avec un autre Hydrogene en Helium-3 ; 2 Helium-3 fusionnent enfin en Helium-4 avec liberation de 2 Hydrogenes :
1H + 1H -> 2D
2D + 1H-> 3He
3He + 3He -> 4He + 2 1H
Toutes ces reactions produisent de l'energie qui est liberee sous forme de rayons gamma. Cette energie liberee permet de contrecarrer l'effondrement gravitationnel de l'etoile et preserver l'equilibre hydrostatique modelise par la relation :
La vie de l'etoile est principalement assuree par la fusion nucleaire de l'Hydrogene dans son noyau , les conditions de pression et de temperature pour cette fusion n'etant remplies que dans cette partie de l'etoile. La fusion de l'Hydrogene en Helium passe par plusieurs stades intermediaires : d'abord 2 noyaux d'Hydrogene fusionnent en Deuterium, qui fusionne à son tour avec un autre Hydrogene en Helium-3 ; 2 Helium-3 fusionnent enfin en Helium-4 avec liberation de 2 Hydrogenes :
1H + 1H -> 2D
2D + 1H-> 3He
3He + 3He -> 4He + 2 1H
Toutes ces reactions produisent de l'energie qui est liberee sous forme de rayons gamma. Cette energie liberee permet de contrecarrer l'effondrement gravitationnel de l'etoile et preserver l'equilibre hydrostatique modelise par la relation :
T=-O/2
où T est l'energie interne totale et O l'energie potentielle gravitationnelle. Ainsi lorsque le nombre de fusions diminue, l'energie potentielle gravitationnelle prend le dessus, l'etoile se contracte jusqu'à revenir à l'equilibre ; de meme un echauffement de l'etoile entraine sa dilatation.
La vie de l'etoile est ainsi rythmee par la fusion des noyaux d'hydrogene en helium, jusqu'à ce que l'hydrogene present dans le noyau soit epuisé (10 à 20 % de l'hydrogene total est ainsi consommé)
veuillez voire la 3ème partie ( la mort des étoiles )
