Le destin des étoiles
Les étoiles…
CSNSM CNRS-IN2P3
Depuis la nuit des temps,les hommes
observent les étoiles.
Elles semblent immuables, insensibles au temps qui passe
Mais est-ce vrai ?
Une étoile a explosé !
En 1054, les Chinois et les indiens
Navajos ont observé l’explosion d’une
étoile….
CSNSM CNRS-IN2P3
On voit encore les restes de nos jours : Il s’agit de la nébuleuse du crabe.
Le classement des étoiles
CSNSM CNRS-IN2P3
En 1905, Hertzsprung au Danemark,
Russel aux USA,placent les étoiles sur un diagramme
selon leur luminosité et leur température
3000°5000°7500°30000°
1
100
10000
0,01
0,0001
luminosité
Séquence principale
Géantes
Naines
soleil
Fin XIXème, on mesureLes luminosités,Les distances,les couleursdes étoiles
Super géantes rouges
Les spectres lumineux
CSNSM CNRS-IN2P3
A très haute température chaque élément émet un
spectre de lumière caractéristique des éléments chimiques
présents
Si la lumière traverse de la matière chaude, comme à la surface des étoiles, on
peut observer à la place un spectre d’absorption
L’abondance des éléments•Spectres de lumière des étoiles et du soleil
•Echantillons de terre, lune, météorites, matière interstellaire
•Rayonnement cosmique
CSNSM CNRS-IN2P3
HHe
D
Li Be B
groupe du fer
Abondance relative
1
0,01
104
100
108
106
1010
Masse atomique
0 50 100 150 200 250
Qu’est-ce que la matière ?
matière atome électron
noyauPhoto CERN
molécule atome
CSNSM CNRS-IN2P3
Les éléments chimiques
La table périodique des éléments de Mendeleiev
CSNSM CNRS-IN2P3
Qu’est-ce que la matière ?
molécule atome noyau nucléon
matière atome électron proton
noyau neutron
quarks
Photo CERN
CSNSM CNRS-IN2P3
Les isotopes de l’hydrogène
deutérium2H
1 électron1 proton1 neutron
tritium3H
1 électron1 proton2 neutrons
hydrogène1H
1 électron1 proton
CSNSM CNRS-IN2P3
L’abondance des éléments
CSNSM CNRS-IN2P3
Li Be B
H
D
Abondance relative
1
0,01
104
100
108
106
1010
Masse atomique0 50 100 150 200 250
N=50
N=82 N=126
groupe du fer
He
Processus de fusion
CSNSM CNRS-IN2P3
Deux noyaux fusionnent pour n’en former qu’un seulen libérant de l’énergie
La fusion dans les étoiles1H
hydrogène
2Hdeutérium
3Hehélium 3
4Hehélium 4
CSNSM CNRS-IN2P3
1 milliard d’années1 seconde 1 million d’années
Hans Bethe
Combustion de H
Equilibre gravitation – rayonnement
Augmentation de la concentration en hélium au
cœur
Principalement de
l’hydrogène et de l’hélium
Contraction gravitationnelle
Fusion de l’hydrogène
hydrogènehélium
hydrogènehélium
CSNSM CNRS-IN2P3
Fin de la combustion de H
Augmentation de la
température au cœur et en périphérie ;
Eventuelle combustion en couche de l’hydrogène ;
Peu d’hydrogène au cœur:
* Fin de la combustion de l’hydrogène
* Contraction du cœur d’hélium
* Contraction de l’étoile
…
…
hydrogène
hélium
hydrogènehélium
CSNSM CNRS-IN2P3
Etoile géante rouge
hydrogènehélium
Augmentation
considérable de
La taille de l’étoile
Diminution de
la température
de surface
hydrogène
hélium
Combustion centrale de l’hélium
Combustion en couche de l’hydrogène ;
CSNSM CNRS-IN2P3-> rouge
Le destin du soleil
CSNSM CNRS-IN2P3
Nainesombre
Séquenceprincipale
H
TempératureMillions °
10
Durée (ans)10 milliards
Densité/cm3
Naineblanche
1 M
100
100 millions
100 kg
Géanterouge
HHe
Le destin du soleil
CSNSM CNRS-IN2P3
Maintenant, après 4-5 milliards d’années
Une naine sombre
Dans 5-6 milliards d’années
Une géante rouge Une naine blanche
© G
reg
ory
C.
Slo
an
Séquence principale
Le destin du soleil
CSNSM CNRS-IN2P3
3000°5000°7500°30000°
1
100
10000
0,01
0,0001
luminosité
Séquence principale
Géantes rouges
Naines blanches
Fabriquer les éléments légers
CSNSM CNRS-IN2P3
1H 2H
3He 4He
24Mg
23Na
20Ne
23Mg
26Al
16O
27Al 29Al
29Si
31P
32S
30Si28Si27Si26Si
29P
30S
2
16
8
15
12
14
11
13
10
9
6
7
5
4
1
3
protons
1 2 43 5 6 7 8 10 119 141312 15 160 neutrons
12C
3 4 He
12 C
Vers le fer
Etoile massive supergéante
rouge
HH HeC,OHe
H
H
He
C,O
Ne,Na,Mg
H
HeC,O
Ne,Na,Mg
Al, Si, P, S
H
HeC,O
Ne,Na,MgAl, Si, P, S
Fe
CSNSM CNRS-IN2P3
Etoile massive
géante bleue
He
HH
He
C,O
H
He
C,O
Ne,Na,Mg
Certaines étoiles massives perdront toute leur enveloppe d’hydrogène
et même d’hélium
H
He
C,O
Ne,Na,Mg
Al, Si, P, S
H
He
C,O
Ne,Na,Mg
Al, Si, P, S
Fe
CSNSM CNRS-IN2P3
supergéantes
2 M •
600
10 000
1 100 tonnes
HeH
C,O
Le destin des étoiles…
CSNSM CNRS-IN2P3
Séquenceprincipale
H
TempératureMillions °
10
Durée (ans)10 milliards100 millions
Densité/cm3
100
100 millions
100 kg
Géanterouge
HHe
Naineblanche
1 M •
Nainesombre
C,OHe
H
Fe
1000…
1 100 1000 tonnes
Les éléments légers
CSNSM CNRS-IN2P3
Li Be B
H
D
Abondance relative
1
0,01
104
100
108
106
1010
Masse atomique0 50 100 150 200 250
N=50
N=82 N=126
C, O, Ne, Mg, Si…
He
groupe du fer
He
Les éléments légers
Energie de liaison par nucléon
56Fe
fusionfission
CSNSM CNRS-IN2P3
Les inventeurs de la nucléosynthèse
CSNSM CNRS-IN2P3
Margaret et Geoffrey Burbidge, William A. Fowler, et Fred Hoyle(juillet 1971)
Le secret de fabrication des éléments lourds est découvert en
1957
Principe de la nucléosynthèse
CSNSM CNRS-IN2P3
616058
59
59
5756 5855
protons
26 Fe 54
27 Co
28 Ni
29 Cu
62
63 65
•• Capture d’un neutron •• Radioactivité –
ν epn
neutrons30 4035
64
Il y a compétition entre
Le processus lent
30
40
50
60
70
80
90
100
20
protons
232Th238U
209Bi
56Fe
neutrons30 40 50 60 70 80 90 100110 120 14013020 150 160 170
CSNSM CNRS-IN2P3
Les éléments du processus lent
CSNSM CNRS-IN2P3
Li Be B
H
D
Abondance relative
1
0,01
104
100
108
106
1010
Masse atomique0 50 100 150 200 250
N=50
N=82 N=126
C, O, Ne, Mg, Si…
He
groupe du fer
L
L L
He
Nucléosynthèse avec beaucoup de neutrons
CSNSM CNRS-IN2P3
616058
59
59
5756 5855
protons
26 Fe 54
27 Co
28 Ni
29 Cu62
63
64
65
Capture d’un neutron Radioactivité –
neutrons30 4035 45
ν epn
Le processus rapide
neutrons
protons
30
40
50
60
70
80
90
100
20
232Th238U
209Bi
56Fe
30 40 50 60 70 80 90 100110 120 14013020 150 160 170
N=50
N=82
N=126
CSNSM CNRS-IN2P3
L’abondance des éléments
CSNSM CNRS-IN2P3
Li Be B
H
D
Abondance relative
1
0,01
104
100
108
106
1010
Masse atomique0 50 100 150 200 250
N=50
N=82 N=126
C, O, Ne, Mg, Si…
He
groupe du fer
L
L L
R
R R
He
Le destin des étoiles…
CSNSM CNRS-IN2P3
Nainebrune
Séquenceprincipale
H
TempératureMillions °
10
Durée (ans)10 milliards100 millions
Densité/cm3
Naineblanche
1 M •
supernova
Quelques secondes
100
100 millions
100 kg
Géanterouge
HHe
supergéantes
2 M •
600
10 000
1 100 tonnes
HeH
C,OC,O
HeH
Fe
1000…
1 100 1000 tonnes
Explosion d’une supernova
1985CSNSM CNRS-IN2P3
© A
nglo
-Aust
ralia
n O
bse
rvato
ry
février 1987
© A
nglo
-Aust
ralia
n
Ob
serv
ato
ry
La supernova SN1987A
En février 19872 semaines après l’explosion
CSNSM CNRS-IN2P3
Il a fallu 170 000 ans pour que la lumière nous parvienne !
En 2003
La nébuleuse du crabeà 6000 années lumière de la terre,
l’explosion de cette supernova avait été observée en 1054CSNSM CNRS-IN2P3
Des étoiles meurent, d’autres naissent…
Une étoile meurt…
Des étoiles naissent…
CSNSM CNRS-IN2P3
La supernova SN1987
La nébuleuse du crabe
Orion
La vie du soleil
CSNSM CNRS-IN2P3
3000°5000°7500°30000°
1
100
10000
0,01
0,0001
luminosité
Séquence principale
Géantes rouges
Naines blanches
~1010 ans
La vie d’une
étoile de 15 M
CSNSM CNRS-IN2P3
3000°5000°7500°30000°
1
100
10000
0,01
0,0001
luminosité
Séquence principale
Géante rougeSuper géante rouge
~1,2 x 107 ans
~1,1 x 107 ans
Meurt en Supernova ; enrichit le
gaz interstellaireen éléments
lourds
Le processus rapideprotons
30
40
50
60
70
80
90
100
20N=50
N=82
N=126
30 40 50 60 70 80 90 100110 120 14013020 150 160 170
neutrons
ETFSI
DM
CSNSM CNRS-IN2P3
Ce que les physiciens étudient
au CSNSM
CSNSM CNRS-IN2P3
Centre de Spectrométrie Nucléaire et de Spectrométrie de MasseCNRS-IN2P3 et Université Paris-Sud
L’expérience MISTRAL au CERN
Mesures de masses à quelques 10 millionièmes près
Pour des noyaux de demi-vie de quelques millisecondes
CSNSM CNRS-IN2P3
Le Soleil vu par SOHO
Etude du soleil avec Integral
CSNSM CNRS-IN2P3
Masque IBIS 15 keV - 10 MeVE/E ~ 6% 1’
Masque XRM 3 - 35 keV
STR
SPECTROMETRE 20 keV - 8 MeV
E/E ~ 2%0 à 1 MeV 2°
Le satellite INTEGRAL
mis sur orbite fin 2002
« Flare » solaire 28 octobre
2003
Collecte et étude de micrométéorites
CSNSM CNRS-IN2P3
Et ce n’est pas tout…
CSNSM CNRS-IN2P3
La vie des étoiles n’a été décrite que pour des étoiles isolées. Les systèmes binaires sont très nombreux…
Novae; autres supernovae; sursauts gamma…
Quelques sites web sur les métiers scientifiques
http://www.sg.cnrs.fr/drh/publi/pdf/CNRS-metiers.pdf
http://www.sg.cnrs.fr/drh/publi/pdf/CNRS-metiers-fiches.pdf
http://www.int-evry.fr/femmes_et_sciences/diaporama/Fillesetgarcons.htm
http://www.elles-en-sciences.org/home.php
La supernova SN1987A
En février 19872 semaines après l’explosion
En 1994CSNSM CNRS-IN2P3
Il a fallu 170 000 ans pour que la lumière nous parvienne !
Etoile massive supergéante
rouge
H
He
C,O
HH HeC,OHe
H
H
He
C,O
Ne,Na,Mg
H
HeC,O
Ne,Na,Mg
Al, Si, P, S
H
HeC,O
Ne,Na,MgAl, Si, P, S
Fe
CSNSM CNRS-IN2P3HH