• l’enfance • l’âge adulte • fin de vie : ... des étoiles de faible masse
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Vie et mort des étoiles. • L’enfance • L’âge adulte • Fin de vie : ... des étoiles de faible masse ... des étoiles massives. log ( L/L ). +4. B. +2. C. E. 0. D. A. − 2. 20000. 5000. 10000. 2500. T eff. L’enfance. Évolution vers la séquence principale - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
• L’enfance
• L’âge adulte
• Fin de vie :
... des étoiles de faible masse
... des étoiles massives
Vie et mort des étoiles
Évolution vers la séquence principale
Exemple : étoile de 1 M
A : début de l’effondrement gravifique, émission thermique
L’enfance
B : 100 ans, luminosité maximale par émission thermique
C : 100 000 ans
D : 1 million d’années
E : 10 millions d’années, démarrage des réactions nucléaires
log (L/L )
Teff 50001000020000
+4
+2
−2
0
2500
A
B
C
DE
Effet de la masse
Si la masse est plus élevée :
• les étapes sont plus rapides
• la position sur la séquence principale est plus chaude et plus lumineuse
Masse maximale ~ 100 M
Au-dessus : la pression de radiation est trop forte et désagrège l’étoile
L’enfance - 2
IC1396 globule et étoiles chaudes (CFHT)
Vie sur la séquence principale
Durée de vie sur la séquence principale :
(t en milliards d’années si M et L en unités solaires)
L’âge adulte
LMt 10
Type spec. M(M ) L(L ) T(K) t (109 ans)
O7 25 90000 35000 0.003
B0 15 10000 30000 0.015
A0 3 60 11000 0.5
F0 1.5 6 7000 2.5
G2 1.0 1 5800 10
K0 0.8 0.6 5200 13
M0 0.6 0.02 3900 200
Évolution sur la séquence principale
L’hélium s’accumule dans le cœur → gène la fusion de l’hydrogène
→ on imaginerait que la production d’énergie baisse
Ce n’est pas le cas car :
L’âge adulte - 2
L
Teff
séquence principale
d’âge zéro(ZAMS)
évolution
• la pression centrale baisse
→ le cœur se contracte → T augmente
→ (1) il y a plus de matière dans le cœur
(2) le taux de réaction augmente
→ L augmente
• les couches extérieures se dilatent
→ Teff diminue
Évolution du soleil sur la séquence principale
Au début de sa vie sur la séquence principale, la luminosité du soleil était ~ 70% de sa valeur actuelle
(mais l’effet de serre sur la terre était probablement plus important)
L’âge adulte - 3
Dans 5 milliards d’années, elle vaudra le double : 2 L
Dans 1 milliard d’années, notre planète risque d’être trop chaude pour la vie
T ~ L1/4
Actuellement : T ~ 10 °C
Dans 5 × 109 ans : T ~ 60 °C
Fin de vie des étoiles de faible masse
log (L/L )
Teff 50001000020000
+4
+2
−2
0
2500
E
4000080000
F
G
H
I
J
K
Évolution après la séquence principale
Exemple : étoile de 1 M E : fin de la séquence principale (1010 ans)
F : +200 ma (millions d’années), début de la phase géante rouge
G : +300 ma, flash de l’hélium
H : +100 ma, branche horizontale
I : +400 ma, supergéante rouge
J : +qq ma, nébuleuse planétaire
J → K : + ~ 100 milliards d’années, naine blanche se refroidissant lentement
Vers la branche des géantes rouges
E → F : Version amplifiée de l’évolution sur la séquence principale
• l’accumulation d’hélium dans le cœur gène la fusion de l’hydrogène
→ la pression centrale baisse → contraction du cœur → T augmente
Fin de vie des étoiles de faible masse - 2
→ (1) il y a plus de matière dans le cœur
(2) le taux de réaction augmente
• L n’augmente pas immédiatement car le surplus d’énergie est trop brusque pour apparaître immédiatement en surface
• accumulation d’énergie à l’intérieur → les couches extérieures se dilatent → Teff diminue à L ≈ constante
L
Teff
EF
Sur la branche des géantes rouges
F → G : grande quantité d’énergie accumulée dans le cœur
→ le transport par radiation n’est pas assez efficace
→ l’enveloppe devient entièrement convective
Fin de vie des étoiles de faible masse - 3
→ la luminosité externe reflète enfin la production d’énergie
→ l’étoile monte dans le diagramme HR
→ géante rouge
Pour le soleil : L ≈ 100 L
R ≈ 20 R
L
Teff
EF
G
Vers la branche horizontale
G → H : la température du cœur continue à augmenter
108 K → (1) fusion de l’hélium (par « triple alpha »)
(2) 12C + 4He → 16O
Fin de vie des étoiles de faible masse - 4
La fusion de He peut se produire très rapidement : flash de l’hélium
→ forte augmentation du vent stellaire
→ les couches superficielles sont éjectées
→ perte d’une fraction appréciable de la masse de l’étoile
L
Teff
EF
G
H
La branche horizontale
H : le flash de l’hélium provoque une dilatation du noyau
→ T diminue → l’étoile trouve un nouvel équilibre semblable à la séquence principale mais pour la fusion de He au lieu de H (branche horizontale)
Fin de vie des étoiles de faible masse - 5
L’étoile a une structure en couches :
• au centre : He → C
• dans une coquille : H → He
• dans l’enveloppe : pas de réactions nucléaires
Image : pas à l’échelle
H → HeHe
→ C
La branche asymptotique
H → I : scénario ≈ à la phase séquence principale → géante rouge
• l’accumulation de carbone dans le cœur gène la fusion de l’hélium
→ contraction du cœur → T augmente → taux des réactions augmente
Fin de vie des étoiles de faible masse - 6
→ L et R augmentent
→ supergéante rouge (ou AGB star)
• enveloppe extrêmement dilatée
→ (1) prend une forme irrégulière
(2) devient instable
→ pulsations avec éjection de matière
L
Teff
EF
G
H
I
Les nébuleuses planétaires
Fin de vie des étoiles de faible masse - 7
Matière éjectée par les supergéantes
Aucun rapport avec planètes
Baptisées ainsi car apparaissent comme des disques colorés dans un télescope peu performant
Diamètre ~ 1 année-lumière
Durée de vie ~ 10 000 ans
Nombre ~ 10 000 dans notre galaxie Nébuleuse planétaire IC418 (HST)
Une galerie de nébuleuses planétaires
Fin de vie des étoiles de faible masse - 8
Nébuleuse planétaire M57 (HST)
Une galerie de nébuleuses planétaires
Fin de vie des étoiles de faible masse - 9
Nébuleuse planétaire NGC2392 (HST)
Une galerie de nébuleuses planétaires
Fin de vie des étoiles de faible masse - 10
Nébuleuse planétaire « sablier » (HST)
Une galerie de nébuleuses planétaires
Fin de vie des étoiles de faible masse - 11
Nébuleuse de l’hélice NGC7293 (HST)
Une galerie de nébuleuses planétaires
Fin de vie des étoiles de faible masse - 12
Détail de NGC7293 (HST)
Fin de vie des étoiles de faible masse - 13
Les naines blanches
Cœur de l’étoile après éjection des couches extérieures : trop peu massif pour réactions nucléaires à partir des « cendres »
Accumule de l’énergie par contraction gravitationnelle puis se refroidit lentement
Sirius A et B
R ~ 10 000 km ~ planète
M < 1.4 M L ~ 0.001 L
Sirius B : 1ère naine blanche découverte (1862) identifiée comme telle en 1915
T ≈ 25 000 K M ≈ 1.03 M
R ≈ 0.92 RTerre
Fin de vie des étoiles de faible masse - 14
Les naines blanches
Densité ρ ~ 1 tonne/cm3 → pression énorme → les atomes individuels sont « écrasés », les e− ne sont plus liés à un noyau mais libres comme dans un métal : matière dégénérée
Nébuleuse planétaire M27
Principe de Pauli : max 2 e− par niveau d’énergie
ρ ↑ → E ↑ → P ↑
→ la pression de dégénérescence arrête la contraction (si M < 1.4 M )
Relation masse – rayon :
M ↑ → R ↓
Fin de vie des étoiles massives
Évolution des étoiles de masse > 8 M
Premières phases semblables à celles des étoiles de faible masse
Mais pas de flash de l’hélium (si M > 2 M → combustion lente de He)
P et T suffisants pour dépasser la production de C et O → combustions successives jusque Fe
• les cendres d’une réaction s’accumulent au centre
• la réaction suivante s’y amorce
→ le noyau de l’étoile acquiert une structure en couches (↔ oignon)
H → He
Fe
Si
OC
He → C
H
Fin de vie des étoiles massives - 2
La catastrophe du fer
56Fe = noyau le plus stable → plus de production d’énergie par fusion
→ rien ne peut plus empêcher la contraction du cœur de Fe
(même la pression de dégénérescence est insuffisante)
→ P ↑ jusqu’à ce que les e− se combinent avec les protons des noyaux
→ le cœur se transforme en matière neutronique (ρ ~ 1017 kg/m3)
Contraction très rapide → dépasse la densité d’équilibre
→ rebond du cœur → onde de choc
Conservation de la quantité de mouvement
→ l’onde accélère en pénétrant dans les couches moins denses
Fin de vie des étoiles massives - 3
Les supernovæ de type II
L’onde de choc expulse les couches extérieures de l’étoile
→ augmentation brutale de la luminosité (~1010 × L )
SN1994D dans NGC4526
(~ noyau de galaxie ou petite galaxie)
Puis décroissance progressive de L (~ quelques semaines ou mois)
Le cœur de l’étoile subsiste généralement
→ étoile à neutrons :
R ~ 10 km
ρ ~ 1017 kg/m3
(1 cm3 pèse 100 millions de tonnes !)
Fin de vie des étoiles massives - 4
Supernovæ observées à l’oeil nu
Année Constellation mV
185 Centaure −7
393 Scorpion 0
1006 Loup −8
1054 Taureau −4 (Crabe)
1181 Cassiopée 0
1572 Cassiopée −3 (Tycho)
1604 Serpentaire −2 (Kepler)
1987 Dorade +3.5Nébuleuse du Crabe (HST)
Fin de vie des étoiles massives - 5
SN1987A
1ère supernova visible à l’œil nu depuis l’invention du télescope
Découverte par Ian Shelton le 23 février 1987
Explosion d’une étoile supergéante (L ~ 60 000 L )
SN1987A et la Tarentule
Détection de 19 neutrinos
→ ~1058 neutrinos produits lors de la fusion des électrons et protons dans le cœur de l’étoile
Les ν emportent ~99% de l’énergie
Énergie cinétique : ~1%
Énergie lumineuse : ~0.01%
Fin de vie des étoiles massives - 6
Les vents stellaires
Pression de radiation → toutes les étoiles perdent de la matière (vents)
Nébuleuse autour de WR124 (HST)
Perte de masse pendant la phase séquence principale :
~0.1% pour le Soleil
~20% pour M ~ 20 M
~90% pour M ~ 100 M
→ on peut parfois observer en surface la matière ayant subi les réactions nucléaires dans le cœur
→ étoiles de Wolf-Rayet
Fin de vie des étoiles massives - 7
Les pulsars
1967 : Jocelyn Bell détecte une radiosource émettant une impulsion toutes les 1.33730113 secondes → nom de code LGM-1
Variations ~1 s → taille < ~100 000 km
Jocelyn Bell
→ planète, naine blanche, étoile à neutrons ?
• Planète ? non car énergie trop élevée
• Pulsation stellaire ? – période trop élevée pour naine blanche – trop basse pour étoile à neutrons
• Rotation ? – trop rapide pour naine blanche – OK pour étoile à neutrons
Fin de vie des étoiles massives - 8
Les étoiles à neutrons
1968 : on découvre un pulsar au centre de la nébuleuse du Crabe (reste de supernova) → hypothèse pulsar = étoile à neutrons confirmée
Rotation rapide par conservation du moment cinétique
Champ magnétique intense
→ les particules chargées à la surface de l’étoile spiralent autour des lignes de force
→ émission de rayonnement synchrotron le long de l’axe magnétique
Axe magnétique ≠ axe de rotation
→ le faisceau balaie l’espacePulsar (vue d’artiste)
Fin de vie des étoiles massives - 9
Le rayon de Schwarzschild
Si la masse d’une étoile à neutrons > 3 M
→ vitesse de libération = c → plus rien ne peut s’échapper de l’étoile
→
vlib = c
→
= rayon de Schwarzschild
RS (km) = 3 M (M )Trou noir entouré d’un disque lumineux
RGMm
mv 2lib2
1R
GMv
2lib
Fin de vie des étoiles massives - 10
Les trous noirs
Si R < RS → la matière continue à se comprimer inexorablement suite à la courbure de l’espace-temps
→ trou noir
singularité de l’espace-temps ?
Si ρ > 1093 kg/m3 (masse volumique de Planck)
→ on aurait besoin d’une théorie de la gravitation quantique
→ ???
Trou noir stellaire devant le ciel austral
Fin de vie des étoiles massives - 11
Détection des trous noirs
(1) Par la déviation des rayons lumineux (mirage gravitationnel) :
Images déformées et multiples des astres d’arrière-plan
(2) Dans les systèmes binaires : par le transfert de matière du compagnon stellaire vers le trou noir
Disque d’accrétion
Échauffement extrême avant engloutissement
→ émission de rayonnement (X,…)
Rendement énergétique beaucoup plus efficace (10 à 20%) que les réactions nucléaires (< 1%) Trou noir dans un système binaire
• L’enfance
• L’âge adulte
• Fin de vie :
... des étoiles de faible masse
... des étoiles massives
Vie et mort des étoiles
Fin du chapitre…