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VARIATIONS SUR LES TOILES VARIABLES

Description:

toile variable = toile dont la luminosit varie relativement rapidement! ... tr s rapidement par rapport au d clin, avec des p riodes allant de 1 60 jours. ... – PowerPoint PPT presentation

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Title: VARIATIONS SUR LES TOILES VARIABLES


1
VARIATIONS SUR LES ÉTOILES VARIABLES
  • Commission de cosmologie de la SAF
  • 1er Décembre 2007
  • Par Jean-Pierre MARTIN jpm_at_planetastronomy.com
  • ASSOCIATION DASTRONOMIE VÉGA PLAISIR 78370
    http//www.planetastronomy.com

2
PLAN
  • Introduction
  • La lumière des étoiles
  • Les étoiles variables extrinsèques
  • Les étoiles variables intrinsèques
  • Remarque ce nest quune brève introduction au
    phénomène des étoiles variables et non pas un
    recueil technique de toutes ces étoiles.

3
PLUSIEURS CLASSES
  • Étoile variable étoile dont la luminosité varie
    relativement rapidement!
  • Il y a principalement deux grandes classes
    détoiles variables
  • Les étoiles variables extrinsèques ou
    géométriques dont la variation de luminosité est
    provoquée par un système d'étoiles doubles.
  • Les étoiles variables intrinsèques qui peuvent
    être pulsantes ou cataclysmiques, dont la
    variation de luminosité, résulte de processus
    physiques au sein de l'étoile (par exemple des
    pulsations ).

4
CLASSIFICATION
RR Lyrae CéphéidesLongue périodeIrrégulières
Tauri
Type I et II
PULSANTES
Mira
INTRINSÈQUES(phénomènes internes)
Novæ nainesNovaeSuper NovæWolf Rayet
ÉRUPTIVES/CATACLYSMIQUES
ÉTOILES VARIABLES
BINAIRES ÀÉCLIPSE
EXTRINSÈQUES(phénomènes externes)
TRANSIT PLANÉTAIRE
JPM 2007
5
POURQUOI LES ÉTOILES VARIABLES SONT IMPORTANTES
  • Parmi les différents types détoiles variables
  • Binaires à éclipses calcul des masses, ainsi
    que les rayons respectifs des composantes, en
    utilisant les lois de Newton.
  • Étoiles à transit planétaire domaine de la
    recherche actuelle en pleine explosion, qui a
    pour but, à long terme, de répondre à la question
    de lexistence de la vie dans lUnivers.
  • Variables pulsantes observation déterminante au
    cours de lhistoire de lastronomie et importante
    de nos jours, pour la mesure des distances dans
    lunivers.
  • Les céphéides possèdent une relation
     période-luminosité  caractéristique. Mesurer
    leur période de pulsation permet dobtenir leur
    magnitude absolue, qui au moyen dune formule la
    reliant à la magnitude apparente, donne la
    distance de létoile.
  • Donc il faut étudier la lumière des étoiles, une
    des seules informations disponibles.

6
LA LUMIÈRE DES ÉTOILES
  • La lumière est le seul messager de ces corps
    lointains.
  • Pour cela on va étudier leur spectre, c'est à
    dire la classification des émissions lumineuses
    en fonction de chaque fréquence leur spectre va
    devenir leur empreinte digitale!!!
  • Cela va permettre aussi une classification des
    étoiles en fonction du type de lumière.
  • On voit ici le spectre du Soleil

7
  • Ces lignes montrent que certaines longueurs
    donde sont absorbées par les gaz de latmosphère
    solaire
  • Cest Kirchhoff et Bunsen (celui qui a du bec!)
    qui ont expliqué le pourquoi en étudiant le
    spectre de différents corps brûlant dans un bec
    (Ex Sodium 5890 Å jaune à faire dans sa
    cuisine sur le gaz)
  • Les lignes émises par le soleil sont les mêmes
    que celles émises par des gaz chauffés
  • Par contre lorsque de la lumière passe au travers
    de ce même gaz, le spectre produit des lignes
    dabsorption similaires voir figure

8
LES DIFFÉRENTS TYPES
9
(No Transcript)
10
Les transitions dans latome dHydrogène
  • Latome dH ne peut émettre ou absorber que des
    quantités déterminées dénergie correspondant à
    certains changements de niveau bien particuliers.
  • Certains sont dans le visible (raies Balmer)

ERA University
11
ÉMISSION OU ABSORPTION SONT COMPLÉMENTAIRES
H
émission
absorption
12
La même chose en énergie
ERA University
13
IL FAUT SE SOUVENIR QUE POUR H
  • La raie Ha est égale à 6563 Å soit656.3 nm
    (visible)
  • Pourquoi lHydrogène est-il si important?
  • Car lUnivers est composé en majorité dHydrogène
  • On retrouve sa signature dans toutes les étoiles

14
  • Raies ADN de lobjet étudié, par exemple
  • Si on observe les raies de la série Balmer de
    l'hydrogène dans le spectre d'une étoile, cela
    signifie qu'il y a très certainement de
    l'hydrogène dans cette étoile.
  • (réciproque fausse!)
  • Le spectre de raies d'une étoile, ou de tout
    autre astre, nous renseigne donc sur les divers
    éléments chimiques présents dans cet astre

15
LE SPECTRE ÉLECTROMAGNÉTIQUE
16
NOTRE GALAXIE EN FONCTION DES LONGUEURS DONDE
l
ÉNERGIE
17
BLACK IS BLACK
  • On définit en physique un corps parfait qui émet
    des rayonnements le corps noirblack body en
    anglais
  • Cest par exemple une enceinte fermée portée à
    une certaine température et percée dun petit
    trou qui laisse passer les radiations
  • PLANCK a démontré que les radiations émises
    dépendaient de la température

18
DONC COULEUR TEMPÉRATURE
19
ATTENTION
  • En astronomie, attention, les couleurs cest
    linverse de la plomberie!!
  • Le BLEU cest CHAUD (et jeune)Ex Rigel
    (20.000K)
  • Le ROUGE cest FROID (et vieux)Ex Bételgeuse
    (3000K)
  • Le Soleil (6000K) émet son max dans le vert là où
    lil a son max de sensibilité, mais la quantité
    de lumière émise dans toutes les fréquences est
    suffisante pour quon le voit jaune

20
LA TEMPÉRATURE EST DANS LE SPECTRE
T
  • O
  • B
  • A
  • F
  • G
  • K
  • M

21
TOUT CECI A DONNÉ DES IDÉES À CERTAINS
  • Classer les étoiles en fonction de leur couleur
    et de leur température
  • Cest Hertzsprung et Russel qui les premiers
    indépendamment lun de lautre ont eu cette idée,
  • Depuis on lappelle le diagramme HR
  • Il est FONDAMENTAL pour létude des étoiles

22
H-R
  • Classification des étoiles en fonction de leurs
    couleur/ température
  • La plupart des étoiles 72 H25He 3 reste

O B A F G K M
23
Forte masse
M ? ? P ?? T ? ? Fusion rapide? Luminosité ??
vie courte
Faible masse
  • Destin des étoiles fonction de leur masse
    initiale

24
  • En plaçant une étoile dans ce diagramme, on a une
    indication sur son état évolutif ainsi que sur
    son âge.
  • Le nombre détoiles qui se trouvent dans chaque
    région du diagramme est proportionnel au temps
    que chaque étoile y passe au cours de sa vie
    ainsi quà la distribution initiale des masses.
  • Ce diagramme permet donc lélaboration ou la
    confirmation de modèles évolutifs  cest loutil
    de base de létude de lévolution stellaire

25
  • C'est un diagramme température (en horizontal)
    luminosité (en vertical), où notre Soleil occupe
    la place centrale en référence avec 1 pour la
    luminosité et 5500K pour sa température de
    surface.
  • La plupart des étoiles (90) se placent sur le
    grand serpent traversant tout le graphe, appelé
    la séquence principale.
  • Une étoile pendant toute sa vie va consommer de
    l'Hydrogène.
  • À la fin de sa vie, lorsque H est épuisé, le
    destin des étoiles dépend de leur masse.
  •         Une étoile de faible masse (comme le
    Soleil) va passer par l'étape géante rouge, puis
    naine blanche
  •         Une étoile massive va elle devenir une
    Super Nova.

26
DONC LE SPECTRE CARACTÉRISE LÉTOILE
  • Oui mais, attention, tout bouge
  • Les étoiles et galaxies séloignent de nous pour
    la plupart mais certaines se rapprochent de nous
    (par exemple M31 fonce vers nous à 200km/s)
    donnant naissance au phénomène de
  • Décalage de fréquence due à leffet Doppler
  • Analysons ce phénomène brièvement

27
LE DÉCALAGE DU SPECTRE
28
DONCÉtudier le spectre dune étoile ou dune
galaxie cest
  • Déterminer sa composition (en partie)
  • Déterminer sa température et donc le type
    détoile de la courbe HR
  • Déterminer sa vitesse par rapport à nous et donc
    en gros sa distance car plus elles vont vite plus
    elle sont loin (loi de Hubble)

29
  • OBAFGKM
  •  Oh Be A Fine Girl Kiss Me. 

30
  • Oh Be A Fine Girl Kiss Me

T
31
VIE ET MORT DES ÉTOILES
32
Masse
33
LES ÉTOILES VARIABLES
34
REPRENONS LA CLASSIFICATION
  • Les étoiles variables dites géométriques
    (extrinsèques) (non traité ici, on nen dira que
    quelques mots)
  • Les binaires à éclipses
  • Les étoiles à transit planétaire
  • Les étoiles variables intrinsèques
  • Les variables pulsantes
  • Les variables éruptives

35
LES ÉTOILES BINAIRES À ÉCLIPSES
  • Étoiles binaires dont la variation déclat au
    cours du temps est due à des paramètres
    géométriques, cest-à-dire respectivement à des
    éclipses successives de deux étoiles tournant
    lune autour de lautre, ou à un transit de
    planète devant une étoile Les éclipses ou le
    transit provoquant à intervalle régulier une
    diminution de léclat du couple, la différence
    principale réside dans la baisse dintensité
    lumineuse relative.
  • Les étoiles binaires à éclipses font partie des
    étoiles doubles, cest-à-dire des étoiles étant
    assez proches pour avoir une influence
    gravitationnelle lune sur lautre
  • Ne font pas partie de l'objet de cette
    présentation

36
  • Exemple Sirius A et B vues par Hubble
  • Ou Algol etc..

37
LES ÉTOILES À TRANSIT PLANÉTAIRE
  • On peut dire que les étoiles à transit sont une
    sous catégorie des binaires à éclipses. Ce sont
    aussi des paramètres géométriques qui produisent
    les variations de leur courbe de luminosité.
  • La seule différence est que ce ne sont pas deux
    étoiles qui tournent lune autour de lautre,
    mais une étoile et une planète. La baisse
    dintensité relative sera beaucoup plus faible
    lors dun transit planétaire, au point quil
    nexiste que très peu détoiles à planètes dont
    on peut détecter les transits photométriquement
  • Sujet qui est traité dans les exoplanètes.

38
  • Exemple de sonde utilisant cette méthode Corot

39
LES ÉTOILES VARIABLES INTRINSÈQUES
  • Les variables intrinsèques sont des étoiles dont
    léclat intrinsèque varie au cours du temps suite
    à un phénomène physique.
  • Deux forces en présence,   pression radiative
    (du gaz de l'étoile qui tend à faire gonfler
    létoile), et gravitation, qui tend à la
    comprimer.
  • Certaines étoiles trouvent leur équilibre,
    dautres pas, comme les étoiles variables
  • La périodicité de la variation déclat est
    souvent très régulière.
  • Différents types.

40
  • Utilisons une analogie.
  • Une casserole/faitout pleine d'eau est mise sur
    le feu.
  • On pose un couvercle lourd dessus. Au moment où
    on le dépose, la pression à l'intérieur de la
    casserole est égale à la pression extérieure.
  • Le couvercle est comme l'atmosphère opaque de
    létoile, en empêchant l'évacuation de l'énergie
    le gaz est analogue aux réactions nucléaires du
    cur de l'étoile.
  • Leau arrive à ébullition, la pression augmente à
    l'intérieur. Tant que celle-ci est inférieure au
    poids du couvercle, la casserole restera fermée
    et la vapeur ne pourra pas s'en échapper.
  • La pression augmente de plus en plus, à un moment
    elle est suffisante pour contre balancer le poids
    du couvercle.
  • Le couvercle se soulève, la pression chute
    brutalement, le couvercle retombe, la pression
    dans la casserole est à nouveau égale à la
    pression extérieure.
  • Le cycle recommence.

41
(No Transcript)
42
LES VARIABLES PULSANTES OU CÉPHÉIDES
  • Certaines Étoiles se dilatent et se contractent
    menant à une variation de luminosité. (La
    première étoile variable que l'on découvrit fut
    une géante rouge appelée Mira Ceti, en 1596)
  • La première étoile connue des temps modernes ,
    était située dans la constellation de Céphée
    (époux de Cassiopée, père dAndromède dans la
    mythologie), a donné son nom aux Étoiles
    présentant les mêmes caractéristiques.
  • Les Céphéides ont une variation caractéristique
    et régulière, où laugmentation de brillance se
    fait très rapidement par rapport au déclin, avec
    des périodes allant de 1 à 60 jours.
  • La variation du rayon dune Céphéide typique est
    de 10-20, la luminosité émise a une fluctuation
    denviron une magnitude ces étoiles présentent
    en outre des variations de température et de type
    spectral.

43
  • Ces variables pulsantes ont une enveloppe de gaz
    constituée par de lHélium partiellement ionisé
    et par des électrons.
  • Cette ionisation augmente lorsque lÉtoile
    devenant géante rouge se contracte, et devient
    opaque aux radiations émises.
  • Le rayonnement stocké exerce à un moment donné
    une pression suffisante pour pouvoir repousser
    les couches extérieures de létoile celles-ci
    vont alors se refroidir et devenir moins opaques,
    permettant au rayonnement emmagasiné de
    séchapper. Puis létoile va se contracter à
    nouveau et un autre cycle de dilatation et de
    contraction va commencer.
  • Les cycles de pulsation vont se poursuivre tant
    que les conditions nécessaires à lintérieur de
    létoile seront favorables.
  • On peut établir, pour chaque type de variable
    pulsante, une relation entre la période et la
    luminosité de létoile.

44
  • Le phénomène de pulsation des Céphéides

He ioniséOpacité diminue Le rayonnement séchappe
He ioniséGrande opacité
He ioniséGrande opacité
45
  • La lumière qu'on reçoit de létoile étant
    proportionnelle à la surface, et celle-ci variant
    avec la période, il est normal que la luminosité
    varie avec la période
  • La durée de vie d'une Céphéide dans cet état
    d'oscillation est de l'ordre de quelques millions
    d'années.
  • La plupart des étoiles entre 3 et 15 masses
    solaires passent par la phase Céphéides. Les
    étoiles les plus massives ont les périodes les
    plus longues ayant un rayon plus important,
    elles mettent plus de temps à se dilater.

46
HENRIETTA ET LES CÉPHÉIDES
  • Henrietta Leavitt était une jeune astronome
    américaine du début du XXème siècle qui
    s'intéressait aux étoiles variables des nuages de
    Magellan (pourquoi pas!!).
  • Elle était sourde et avait du mal à se faire sa
    place dans un monde machiste
  • Elle se tourne vers les étoiles
  • On lui donne un job  de femme , étudier la
    magnitude des étoiles sur les plaques photo de
    lObservatoire de Harvard (Cambridge, Mass)
  • Elle remarqua qu'une classe d'étoiles avait une
    magnitude variable dans le temps, bref elles
    pulsaient.
  • Comme les premières étoiles de ce type furent
    découvertes dans la constellation de Céphée
    (entre le Cygne et Cassiopée), on appela ce genre
    d'étoiles variables des Céphéides.
  • Elle découvrit plus de 2000 étoiles variables au
    cours de sa carrière!

47
  • Charles Pickering (de Harvard) Harem!!

48
  • Or notre Henrietta s'aperçut que dans ce nuage de
    Magellan, il y avait des Céphéides qui
    changeaient de magnitude apparente
    périodiquement, elles passaient de 7 à 4,6 en 5
    jours et 8 heures (voir figure).
  • Plus la période était longue, plus l'éclat était
    important et donc plus la magnitude était faible.
  • Elle les classa par période croissante, et
    remarqua que les luminosités augmentaient
    également. Or comme toutes ces étoiles se
    trouvaient dans la même galaxie, on pouvait les
    considérer comme étant globalement à la même
    distance.
  • La luminosité nétait donc liée quà la période.
  • Cétait une INTUITION GÉNIALE elle trouva donc
    une relation directe entre la magnitude apparente
    et la période de variation la magnitude
    apparente (du max de luminosité par exemple) ou
    la luminosité apparente était linéaire avec le
    log de la période.
  • En effet supposons que l'on observe deux
    Céphéides qui ont une période qui diffèrent d'un
    rapport 2 par exemple, la luminosité de celle qui
    a la période la plus longue est approx. 2,5 fois
    plus lumineuse que celle de période la plus
    courte. Comme il est très facile de mesurer la
    période de ces étoiles variables, on peut ainsi
    déterminer la distance de galaxies lointaines (en
    relatif)

49
  • Par exemple, la luminosité moyenne des Céphéides
    est de
  • 1000 fois celle du Soleil pour une période de
    quelques jours et de
  • 10 000 fois cette valeur pour une période de
    plusieurs semaines.
  • C'est cette relation qui fait des Céphéides l'un
    des outils de base de l'astrophysique en tant
    quélément pour apprécier les distances.

50
RAPPEL MAGNITUDES
  • Hipparque, l'astronome Grec du IIème siècle av JC
    avait effectué le classement d'un millier
    d'étoiles visibles en six catégories, qu'il
    appelait première magnitude pour les plus
    brillantes et 6ème magnitude pour les moins
    brillantes.
  • Le terme magnitude est resté et on a pris
    l'habitude d'utiliser ce classement, en fait on
    appelle ce terme la MAGNITUDE APPARENTE (ou
    VISUELLE), car c'est ce que l'on voit, c'est
    l'intensité lumineuse mesurée, ce n'est pas
    l'intensité lumineuse émise.
  • On s'aperçut que le classement originel couvrait
    approximativement une variation de luminosité
    d'un facteur 100 pour 5 intervalles de classes.
    Si donc une étoile de première magnitude avait
    une luminosité de 1, une étoile de magnitude 6
    avait une luminosité de 1/100.
  • Par définition un écart de une magnitude
    correspond à une différence de luminosité de 2,5
    (en fait 2,512 car 2,512 5 100)
  • Que l'on peut écrire en termes mathématiques de
    la façon suivante pour deux étoiles de magnitude
    m1 et m2 et de luminosité L1 et L2 (les log
    sont en base 10)
  • m1 m2 2,512 log(L2/L1)

51
  • La MAGNITUDE ABSOLUE est la magnitude apparente
    CONVENTIONNELLE d'une étoile si sa distance était
    de 10 parsec (pourquoi 10? log10 1 donc plus
    facile dans les formules). Si d est sa distance
    en parsec, son éclat apparent serait de (d/10)2 ,
    on peut donc écrire si M est la magnitude absolue
    et d'après la formule précédente
  • m -2,5logL C
  • et pour la magnitude absolue (qui est aussi une
    magnitude apparente particulière )
  • M -2,5log L (d/10)2 C on peut ainsi
    éliminer C
  • m M 5 log10d - 5 d en parsec
  • Qu'apprend on de cette formule, la magnitude est
    liée à la distance, si on connaît la distance et
    la magnitude apparente, on connaît la magnitude
    absolue, si on connaît la magnitude apparente et
    la magnitude absolue, on connaît la distance.
  • Revenons à nos Céphéides.

52
  • Plus la période est faible, plus la luminosité
    est faible
  • Les céphéides sont des étoiles très lumineuses et
    peuvent ainsi servir de chandelle standard pour
    la mesure de distances dans l'Univers.
  • Le phénomène physique étant le même pour toutes
    les Céphéides, la période donne une indication de
    léclat absolu!
  • La période donne l'éclat intrinsèque de létoile
    observée qui, comparé à la magnitude apparente de
    létoile, permet de déterminer sa distance

53
(No Transcript)
54
?
?
  • Magnitude absolue M a b log10P
  • Les coefficients a et b doivent être déterminés
    b est la pente de la courbe déterminée par les
    mesures mais a (l'ordonnée à l'origine) est
    inconnue.
  • Cette courbe permet en fait calculer LA DISTANCE
    RELATIVE ENTRE DEUX CÉPHÉIDES, en faisant la
    supposition que toutes les Céphéides de l'Univers
    ont la même luminosité intrinsèque.

55
  • Par exemple, si deux Céphéides ont la même
    période mais que A est 4 fois plus brillante que
    B, cela veut dire que A est deux fois plus près
    que B.
  • Mais nous n'avons toujours pas de distance
    absolue.
  • Il nous faudrait UNE SEULE Céphéide de distance
    connue pour étalonner la courbe (déterminer le
    coefficient a)
  • Et alors? Et alors?

56
SHAPLEY EST ARRIVÉ
  • Donc si on arrivait à mesurer la distance d'une
    seule Céphéide (Calibration de notre courbe) on
    aurait une échelle pour étalonner l'Univers, car
    on trouve des Céphéides partout et elles sont
    très brillantes (10.000 fois notre soleil en
    moyenne).
  • Malheureusement, il n'y en a pas dans notre
    voisinage pour être mesurée par parallaxe et de
    toutes façons c'est une méthode extrêmement
    imprécise pour les objets très lointains, mais il
    n'y a rien d'autre.
  • La plus proche est Polaris et elle est très loin
    aussi. 

57
  • Harlow Shapley, un jeune astronome va nous aider
    en fait, il est devenu astronome par hasard, il
    voulait être journaliste, mais l'école où il
    devait y apprendre son futur métier n'était pas
    fini de construire, il s'inscrivit alors aux
    cours d'astronomie qu'il choisit au hasard dans
    la liste des cours. Il devint astronome quelques
    années plus tard au célèbre Mont Wilson.
  • Shapley donc en 1917, utilisa les informations de
    Henrietta et mit au point une méthode s'inspirant
    des parallaxes statistiques (non expliquée ici,
    car un peu "complexe", basée sur la combinaison
    de mouvement propre d'étoiles par rapport au
    Soleil et sur l'effet Doppler).

58
  • Cette méthode proche de la méthode des parallaxes
    séculaires lui permet de déterminer la distance
    d'étoiles variables de notre Galaxie similaires
    aux Céphéides (RR Lyrae).
  • Il put ainsi étalonner la courbe relative en
    courbe de magnitude absolue fonction de la
    période. (voir figure)
  • En d'autres mots, les Céphéides devenaient ainsi
    DES ÉTALONS DE LUMIÈRE.
  • On put ainsi calculer la distance les nuages de
    Magellan 50.000 parsecs approx puis la distance
    à Andromède 2MAL .

59
APPLICATION
  • Il suffisait donc de mesurer la distance d'une de
    ces Céphéides pour obtenir une relation générale
    liant leur période et leur luminosité absolue, et
    mieux encore de déterminer la distance de
    n'importe quelle autre Céphéide, où qu'elle soit.
  • Dans une galaxie lointaine, nous observons une
    Céphéide.
  • Nous pouvons mesurer la période de variation P.
    Nous pouvons mesurer la magnitude apparente m
    (par exemple au moment du maximum). Avec P nous
    pouvons déduire la magnitude absolue M a.logP
    b (a et b étant deux constantes obtenues par
    l'étude des Céphéides dans notre Galaxie).
  • Ayant m et M nous calculons le module de distance
    m - M qui nous donne accès à la distance, puisque
    m - M 5 logd - 5, quand d est exprimé en
    parsecs.

60
  • Mais ce n'était pas un long fleuve tranquille
    il y avait deux classes de Céphéides et des
    erreurs s'étaient glissées dans les calculs de
    Shapleybref, c'est une autre histoire qui
    nécessiterait plus de temps.
  • En fait après beaucoup de tâtonnements, on montra
    que la courbe des magnitudes avait la forme
    suivante
  • M -1,4 2,8 log10P
  • Notre ami Shapley fut aussi célèbre pour ses
    études des amas globulaires et il fut le premier
    à déterminer la forme de notre Galaxie et à
    imaginer que le Soleil n'était pas au centre de
    la Galaxie (complexe anthropomorphique!).
  • La méthode Leavitt-Shapley permit de mesurer des
    distances énormes jusqu'à approximativement 100
    Millions d'années lumière.

61
DEUX TYPES DE CÉPHÉIDES
  • Il y avait en fait deux types de Céphéides
  • Type I classiques jeunes étoiles (pop I) à
    forte métallicité de luminosité très forte (delta
    Céphée) de période moyenne de 5 à 10 jours.
  • Type II étoiles plus vieilles (pop II) de
    métallicité plus faible et de période moyenne 10
    à 30 jours. (Ex W Virginis)
  • Leurs courbes de luminosité sont différentes

62
(No Transcript)
63
  • Les céphéides sont principalement situées sur la
    bande d'instabilité de la courbe HR

64
  • Une Céphéide dans M100

65
  • La plus brillante et la plus proche Polaris!!
  • 430 années lumière
  • Variation très faible

66
ET POUR COMPLIQUER LE TOUT
  • Il y a aussi la catégorie RR Lyrae, plus vieilles
    que les Céphéides
  • Plus petites que les Céphéides (masse plus faible
    que le Soleil) elles émettent moins de luminosité
    et ont une période plus courte (inférieure à un
    ou deux jours généralement).
  • On les trouve dans les vieux amas détoiles les
    amas globulaires. (population II)
  • Ce sont aussi des chandelles standard. (portée
    plus limitée)

67
LES RR-LYRAE
  • Étoiles variables de période courte (un ou deux
    jours maxi) appartenant à la population II
    (vieille)
  • Faible masse (inférieure au Soleil) mais plus
    vieilles et plus chaudes. Plus forte densité que
    les Céphéides.
  • Elles brûlent leur He en C (le Soleil brûle son H
    en He)
  • Souvent présentes dans les amas globulaires.
  • Similaires aux Céphéides avec dailleurs une
    relation période luminosité comparable (cela a
    aidé Shapley)
  • Mais moins lumineuses que les Céphéides on ne les
    remarque que lorsquelles sont proches de nous.
    (Andromède Magellan)
  • Servent aussi de chandelles standard

68
(No Transcript)
69
ÉTOILES VARIABLES IRRÉGULIÈRES
  • Nous appelons variables irrégulières
    (anciennement éruptives) les étoiles dont l'éclat
    varie en raison de processus violents et de
    'flares' dans leur chromosphère et dans leur
    couronne.
  • Les changements d'éclat sont d'habitude
    accompagnés par des éjections d'enveloppes ou de
    matière sous forme de vent stellaire d'intensité
    variable et/ou par interaction avec la matière
    interstellaire environnante.
  • La classe comprend les types ci-après.

70
  • Les étoiles de type T-Tauri étoiles jeunes (lt10
    Ma) avec variation brusque de leur luminosité.
  • Ce sont des étoiles de type solaires de
    température 7000K.
  • Après la phase de proto étoile.
  • Disque daccrétion , tourne rapidement sur elle
    même.
  • Origine des variations pas bien connue
    instabilité dans le disque daccrétion par
    exemple.
  • Spectre H K Ca Fe et Li semblent
    caractéristiques.
  • Rayonnement X très intense dû aux gaz piégés dans
    le champ magnétique.
  • Il y a aussi les éruptives du type UV Ceti, naine
    rouge peu lumineuses mais avec dextrême
    variations brusque de luminosité. (Proxima
    Centauri)

71
VARIABLES A LONGUE PÉRIODE
  • Trois groupes étoiles M S et C dont la M Mira
    (la merveilleuse) découverte en 1596 et
    cataloguée Omicron Ceti par Johann Bayer. 333
    jours (mais pas très régulier) première variable
    découverte
  • Géantes rouges (froides) pulsantes sur une durée
    de lordre de plusieurs dizaines de jours et même
    plus et dont la luminosité varie de plus de 100.
  • Dernière étape de lévolution stellaire avant la
    nébuleuse planétaire.

72
  • Mira étudiée depuis 1850

73
  • Ce sont en principe les plus nombreuses parmi les
    variables.
  • L'origine des variations de ces variables à
    longue période reste encore en partie (très)
    mystérieux.
  • Similaires à notre Soleil
  • L'hypothèse la plus communément admise dans les
    variations est que lorsque la température
    augmente (du fait des pulsations), les molécules
    d'oxyde de titane se cassent (ces molécules sont
    abondantes dans ce type d'étoiles), l'héliosphère
    devenant ainsi transparente au rayonnement
    photonique puis lorsque la température baisse,
    les molécules se reforment, créant une
    héliosphère quasi opaque au rayonnement
    photonique d'où la chute de magnitude
  • Étoiles jeunes (pop I).

74
(No Transcript)
75
  • Le système Mira (Omicron Ceti) est en fait un
    système double Mira A géante rouge et Mira B
    naine blanche séparée de 70 UA.
  • Ces deux étoiles interagissent lune sur lautre.
  • Vue en IR Gauche 9,8 µ droite 11,7 µ
  • Et en X de Chandra

76
ÉTOILES VARIABLES CATACLYSMIQUES
  • Les novæ
  • Les super novæ
  • Ce sont des des étoiles dont la luminosité
    augmente brutalement dans des proportions en
    général très importantes

77
  • Les novæ la première baptisée ainsi par Tycho
    Brahé (nova stella)
  • Ce sont des étoiles qui présentent des explosions
    dans leurs couches externes et dont la magnitude
    augmente de 10!!Flash de 10.000 soleils!
  • Étoiles naines blanches mourantes appartenant à
    un système binaire
  • Disque dacrétion dH, T augmente et fusion de H
    explosion

78
  • Les variables de type U G. sont souvent appelées
    novae naines. Il s'agit de systèmes binaires
    serrés consistant en une naine ou sous-géante de
    type spectral K ou M remplissant le volume de son
    lobe de Roche interne, et d'une naine blanche
    entourée d'un disque d'accrétion.
  • Les périodes orbitales vont de 0,05 à 0,5 jour.
    Au minimum, on n'observe que de petites
    fluctuations d'éclat, en général rapides, le
    'flickering'.

79
  • Une super nova est une nova gigantesque dont
    lexplosion provient des couches profondes de
    létoile. (effondrement gravitationnel)
  • Elle correspond à la fin de vie dune étoile
    massive.
  • Le concept de super nova, a été inventé par Fritz
    Zwicky vers 1930 c'est lui qui organise un
    programme de recherche systématique des SN en
    effectuant la comparaison de photos prises à
    intervalles réguliers
  • C'est aussi ce même Zwicky qui ajouta super au
    mot nova, il fit un malheur.
  • En près de trente ans Zwicky et son équipe ont
    détecté plus de 300 supernova! C'est ce même
    Zwicky qui en 1938 eut l'inspiration géniale sur
    la genèse des SN ce serait l'effondrement du
    cur d'une étoile par énergie gravitationnelle

80
  • Fritz Zwicky, astrophysicien américano suisse, il
    ne laissait personne indifférent
  • Caractère épouvantable.
  • Il entre au Caltech et découvre un grand nombre
    de Super Novæ.
  • Il prédit aussi lexistence de la matière noire
  • Cest lui qui va débriefer Von Braun à son
    arrivée aux USA.
  • Personnalité difficile et visionnaire, son injure
    favorite  spherical bastard , car de quelque
    côté que lon voyait cette personne cen était
    un!
  • Bref un génie multiforme!

81
  • La classification des SN vient de Rudolf Minkovki
    dans les années 1940. Il les décomposa en deux
    grandes familles les SN de type I et de type
    II.
  • Les types I n'ont pas la raie d'Hydrogène (le
    composant le plus abondant de l'univers!) dans
    leur spectre, alors que les SN du groupe II les
    ont.
  • Rien n'étant simple il existe aussi des sous
    classes
  • Type Ia Présence des raies du silicium ionisé.
  • Type Ib Absence des raies du silicium, présence
    de raies de l'hélium.
  • Type Ic Absence des raies du silicium et de
    l'hélium.
  • Type II normal Domination des raies de
    l'hydrogène, présence de raies de l'hélium
  • Type IIb Présence dominante des raies de
    l'hélium.
  • Étudions la vie et la mort des étoiles.

82
LA FIN DU SOLEIL

N Prantzos
83
  • C'est un diagramme température (en horizontal)
    luminosité (en vertical), où notre Soleil occupe
    la place centrale en référence avec 1 pour la
    luminosité et 5500K pour sa température de
    surface.
  • La plupart des étoiles (90) se placent sur le
    grand serpent traversant tout le graphe, appelé
    la séquence principale. (main sequence en
    anglais)
  • Une étoile pendant toute sa vie va consommer de
    l'Hydrogène.
  • À la fin de sa vie, lorsque H est épuisé, le
    destin des étoiles dépend de leur masse.
  •         Une étoile de faible masse (comme le
    Soleil) va passer par l'étape géante rouge, puis
    naine blanche
  •         Une étoile massive va elle devenir une
    Super Nova.

84
(No Transcript)
85
LA FIN DES ÉTOILES MASSIVES
86
(No Transcript)
87
  • Quant à l'étoile massive, une fois H consommé,
    elle brûle en son centre des éléments de plus en
    plus lourds comme C, O, Si jusqu'au Fe élément le
    plus stable de l'Univers.
  • L'étoile possède alors une structure en pelure
    d'oignon dont le cur est du Fer pur.
  • La nucléosynthèse sarrête, la gravitation
    augmente.
  • La Température augmente en conséquence.
  • La photodissociation du fer par émission de
    rayons gamma très puissants se produit 56Fe
    gt 13(4He) 4 neutrons
  • Cette réaction nucléaire absorbe de la chaleur
    (endothermique).
  • Ce "refroidissement" du cur produit un
    effondrement gravitationnel.

88
  • Et cest limplosion, les couches extérieures
    rebondissent sur le noyau en provoquant une onde
    de choc
  • Une super nova est née!
  • Cette explosion synthétise tous les corps
    manquants au delà du Fer en très petites
    quantités , ils vont être disséminés dans tout
    lespace ils deviendront ..Nous!
  • Nous sommes les enfants de super novæ !!!
  • Elle va briller d'une lumière extraordinaire,
    comme cent galaxies réunies, pendant une brève
    période, puis restera plus brillante qu'une
    galaxie pendant les trois à quatre premiers mois
    de son existence.
  • Le cadavre restant sera soit un trou noir soit
    une étoile à neutrons.

89
  • Un autre facteur important des SN est leur courbe
    de lumière (la luminosité observée de la SN quand
    elle se produit et son évolution dans le temps)
    qui elle aussi dépend du type de SN.
  • Les SN Ia sont les plus brillantes, et le maximum
    est atteint au bout de quelques dizaines de
    jours.
  • La décroissance est ensuite exponentielle. (voir
    courbe)
  • Les courbes de lumière des SN Ia sont presque
    toutes assez semblables, (cela va avoir une
    conséquence très positive un peu plus tard). Par
    contre, les SN II ont une plus grande diversité
    dans leur courbe de lumière.
  • À son maximum d'intensité une supernova brille
    comme un milliard de Soleils!
  • Magnitude absolue remarquablement constante de
    lordre de 19!!

90
  • Du LBL (Lawrence Berkeley Lab)
  • Page suivante le clip vidéo

91
(No Transcript)
92
LA GENÈSE DES SUPERNOVA
  • Les SN Ia sont présentes dans les galaxies
    elliptiques et spirales, et sont associées à la
    vieille population d'étoiles (population appelée
    III).
  • Elles correspondent à l'explosion thermonucléaire
    d'une naine blanche qui a un compagnon plus
    massif qui l'alimente.
  • Cette explosion apparaît quand la masse de cette
    naine blanche dépasse une certaine masse critique
    (dite de Chandrasekhar et égale à 1,4 la masse
    solaire).
  • Il y a effondrement allumage des couches
    supérieures (Carbone) et destruction totale de
    l'étoile.
  • La luminosité de l'étoile au moment de
    l'explosion correspondant au même phénomène
    physique (On suppose quelle expulse toujours la
    même quantité dénergie au moment de
    lexplosion), est donc similaire pour toute les
    Ia, ce qui les rend éligibles au titre de
    CHANDELLES STANDARD (standard candles en anglais)
    pour étalonner l'univers.
  • Une lumière qui brille dans la nuit ne permet pas
    d'en connaître sa distance, mais si on sait qu'il
    s'agit d'un phare et non d'une bougie, on peut
    avoir une idée de sa distance.

93
  • .
  • Une supernova de type Ia ne se trouve que parmi
  • les étoiles anciennes (Pop III)
  • qui ont brûlé, H et He
  • La SN est au départ une naine blanche,
  • appartenant à un système double.
  • Lorsque la compagne de la naine
  • blanche arrive en fin de vie,
  • elle devient une géante rouge,et gonfle.
  • Lattraction de la naine blanche déforme la
    géante rouge
  • Si cette matière dépasse le  lobe de Roche, la
    force
  • de gravitation de la naine blanche lemporte sur
    celle de la géante rouge.

Crédit NASA
94
  • SN 1572 Tycho la naine blanche avale son
    compagnon (géante rouge) jusquà atteindre la
    limite de Chandrasekhar, là elle explose en SN

Lattraction de la naine blanche déforme la
géante rouge Si cette matière dépasse le  lobe de
Roche, la force de gravitation de la naine
blanche lemporte sur celle de la géante rouge.
La naine blanche devient instable, car cet
apport de matière lui fait franchir la limite de
Chandrasekhar (1.4 masse solaire). Elle explose
en une supernova de Type Ia, qui est une des
chandelles standard
95
  • Cassiopée (SN 1572 Tycho) avec plus de détails

http//chandra.harvard.edu/resources/animations/sn
r.html
96
  • Quand les deux étoiles sont très proches l'une de
    l'autre, dans un tel système binaire, le champ de
    gravitation résulte de la somme des attractions
    exercées par chacune des deux étoiles.
  • Le mathématicien français Edouard Roche a étudié
    ces systèmes.
  • Chacun des  Lobes de Roche  entoure une étoile
    et détermine la région où son champ
    gravitationnel est prédominant

97
  • Les SN II et Ibc sont absentes des galaxies
    elliptiques et sont associées, elles aux régions
    d'étoiles en formation.
  • Elles sont le résultat de l'explosion d'étoiles
    très massives (10 masses solaires au moins) qui
    deviennent soit des étoiles à neutrons soit des
    trous noirs.
  • Ces étoiles ont une structure en pelure d'oignon,
    où chaque élément à sa place bien précise, le Fer
    élément ultime étant bien entendu au cur,
    contrairement à la Terre comme le fait remarquer
    l'orateur, les éléments les plus jeunes sont au
    centre et non pas en surface.
  • En brûlant, le cur s'effondre à une vitesse
    énorme et en un temps très court (1/10 sec), sa
    masse dépasse la masse limite et il se produit
    alors un rebond super élastique du noyau de Fer
    vers les couches extérieures.
  • Ce rebond peut être imagé à l'aide de deux balles
    en caoutchouc l'une beaucoup plus petite que
    l'autre qui rebondissent par terre. La grosse
    balle en touchant le sol communique toute son
    énergie à la petite qui rebondit très fortement.
  • L'énergie libérée par une SN est pharamineuse de
    l'ordre de 1046 Joules! Oui je sais que cela ne
    vous parle pas beaucoup, disons que c'est
    approximativement 100 fois ce que va rayonner
    notre Soleil pendant ses 10 milliard d'années de
    vie!!!!
  • Cette énergie libérée l'est principalement sous
    forme de quantités énormes de neutrinos qui sont
    émises au moment de l'explosion.

98
(No Transcript)
99
  • La SN de Tycho de 1572
  • Un bel exemple de SN Ia

100
  • Différentes SN Ia

101
Supernova 1994D in Galaxy NGC 4526, May 25, 1999,
HST Key Project
102
  • Les SN et la cosmologie, elles servent à
    déterminer
  • Lage de lUnivers et Ho
  • Les densités de matière
  • La densité dénergie noire
  • Etc..

103
  • Les SN sont très lumineuses et donc visibles de
    très grande distance mais ces phénomènes sont
    rares
  • une par siècle et par galaxie en moyenne,
  • aléatoires où faut-il regarder?
  • et éphémères il ne faut pas les louper!.
  • Mais cest un étalon de lumière pour évaluer les
    distances cosmologiques.

104
MAIS..
  • Il semble depuis quelques temps que les SN Ia ne
    soient pas des chandelles standard aussi
     constantes  quon le souhaiterait
  • Elle varieraient de quelques dizaines de
    suivant la SN
  • cela pourrait être dû au lieu de lexplosion
    au cur ou à la périphérie
  • Les courbes de lumière varient aussi un peu
  • De même les SN des galaxies elliptiques seraient
    moins lumineuses que celles des spirales.
    Pourquoi??
  • Mais ce sont quand même de bons indicateurs de
    distance.
  • Bref à suivre

105
LES WOLF RAYET
  • Les variables type  Wolf Rayet .
  • Ce seraient des étoiles massives en fin de vie.
  • Découvertes en 1867 à lObservatoire de Paris par
    Charles Wolf et Georges Rayet, ce sont des
    étoiles massives (20 à 40 Ms) de la séquence
    principale, mais qui ont une composition
     exotique  forte en He (au lieu de H) et des
    fortes raies démissions dHe de N (WN) et de C
    (WC).
  • Température de surface extrême 50.000K.
  • La surface émet un puisant vent stellaire très
    dense qui séjecte dans lespace.
  • Changements de luminosité irréguliers, période de
    quelques heures à quelques jours.
  • Une WR serait létape ultime avant la SN.

106
  • Spectre de l'étoile Wolf-Rayet WR137, de type
    spectral WC7. Spectre réalisé au T60 du Pic du
    Midi

107
LES OBSERVATEURS
  • l'AFOEV (L'Association Française des Observateurs
    d'Étoiles Variables ) http//cdsweb.u-strasbg.fr/a
    foev/
  • Le GEOS (Groupe Européen d'Observation Stellaire
    ) www.upv.es/geos  
  • LAAVSO (American Association of Variable Star
    Observers ) http//www.aavso.org/

108
UN MAILLON IMPORTANT DANS LA MESURE DES DISTANCES
COSMIQUES
  • Certaines étoiles variables jouent un rôle
    important dans le détermination des grandes
    distances cosmiques.
  • Ce sont les Céphéides et les SN Ia
  • Mais cela cest une autre histoire dont on
    parlera peut être un jour.

109
(No Transcript)
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