la vie des étoiles.ppt

8/18/2019 La vie des étoiles.ppt

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La vie tumultueuse

des étoiles

Auteur Joël Cambre


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Plan

1- La naissance

2- L ’âge adulte3- La fin d ’une petite étoile4- La fin d ’une étoile moyenne5- La fin d ’une étoile massive


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Préambule


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• La masse des étoiles L ’étoile la moins massive est 14 fois moins massive que le Soleil. Soit 7% de samasse. n é!rit "#"7 $

Le symbole ! " # veut dire 1 masse solaire$ %etene&-le bien$$$

La lus massive fait 1"" fois sa masse.1'' "1'' "

( droite l)étoile Pistol au centre de la *oie lactée+dans le ,agittaire+ présente une masse d)environ1'' " et brille comme 1' millions de soleils .ota /n croyait en l ’e0istence d ’étoiles de 3''' " dans les années soi0ante+ puis de 1''' " dans les

années '$ "ais les nouveau0 télescopes ont montréu ’en fait il s ’agissait d ’étoiles multiples$

n !al!ule la masse des étoiles selon deu& mét'odes( )n !al!ule la masse des étoiles selon deu& mét'odes( ) artir des s*st+mes binaires ou ) artir de leur artir des s*st+mes binaires ou ) artir de leur

luminosité# !ar il * a une relation entre luminosité etluminosité# !ar il * a une relation entre luminosité etmasse.masse.


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• Leur volume Les étoiles les lus volumineuses euvent avoir un diam+tre 1,"" fois lus -rand que le Soleil !omme $u Ce 'ei ou 7"" fois !omme Antar+s dans leS!or ion. $ise ) la la!e du Soleil# Antar+s en-loutirait les lan+tes au del) de

l ’orbite de Ju iter/ 0ar !ontre une étoile naine tient dans le volume de la erre# eétoile ) neutrons fait seulement 2" 3m de diam+tre/

• Leur luminosité Les étoiles les lus lumineuses euvent briller !omme desmillions de soleils.

A droite ta arina+ une étoile -éante de1"" $ qui brille !omme 4 millions desoleils ) environ """ AL. 5lle est dans une 'ase !ata!l*smique tr+s instable qui!onduira ) son e& losion en su ernova d6i!i

eu. La lus massive étoile fait 11 $ syst6me (1 dans .7 38'39$

• Leur température Le Soleil a une tem érature de surfa!e de ,78" 9. Les étoiles les lus !'audes friseles ," """ 9. Les lus froides sont ) 2""" 9.


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• Luminosité suite9 Les an!iens avaient !lassés les étoiles en -randeurs. :e our les lus brillantes ) our les lus faibles visibles ) l ’;il nu. A résent on de ma-nitudema

-nitude et on a introduit des ma-nitudes né-atives# le Soleil# le lus lumineétant ) 27#


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=ant ue les étoiles évoluent sur la,é uence Principale la relationluminosité>masse obéit < la r6gle

L " 3$3$

%ésultat une étoile 2 0 plusmassive ue le ,oleil est 1' 0 pluslumineuse$

:eu& astronomes ont ensé ) !lasser sur un tableau les étoiles !onnues en fon!tion de leur!ouleur @abs!isse et de leur ma-nitude @ordonnée . 5t l)# sur rise# as de distributionmais des !ourbes re-rou ant la maBorité des étoiles(Le diagramme de ?ert&sprung-%usselLe diagramme de ?ert&sprung-%ussel est un outil fondamental our!om rendre l ’évolution des étoiles.

,a luminosité est,a luminosité estdépendante de sa masse$dé pendante de sa masse$

La température d ’uneLa tem pérature d ’uneétoile est é uivalenteétoile est é uivalente

< sa couleur< sa couleur $$


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1- La naissance


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• Petit rappel préalableLes -ala&ies !ontiennent desnuages moléculaires @-a et oussi+res qui sont(

- @es nuages diffus Ces nua-es sont e&!essivement diluées. ?ls renferment 1 atom

ar !m>. Leur tem érature est de l6ordre de 1"" 9. n * ren!ontre de l6'*dro-+neatomique D1 ainsi que de etites quantités de quelques molé!ules.? 1

@es nuages denses@es nua ges denses?ls sont lus froids @environ 1" 9 et don! lus denses que les nua-es diffus. La

densité eut * dé asser 1" """ atomesE!m>. 0lus de 1>" es +!es molé!ulaires ont déBété identifiées ( !itons le mono&*de de !arbone# l6ammonia!# le mét'ane ainsi qual!ools# des ét'ers# et mFme l6eau @tr+s ré andue dansl6univers # mais l ’Aydrog6ne moléculaire ? 2 domine$ ?l * a aussi des molé!ules !om ortant un nombre lus

élevé d6atomes ( CD2CDCG# C2D, D @ét'anol # et!.D2C2D, D@ét'anol#mais oui...

$ais as deframboiseHI


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:ans !es nua-es# le -a est un mélan-ed6'*dro-+ned6'*dro-+ne D2 @ 74 % en masse #d6'éliumd6'élium @ 24 % I et de

2% d ’autres éléments( molé!ules# oussi+res.

• =out débute dans un nuage dense de ga& et de poussi6resLa vie des étoiles !ommen!e dans !es énormes nua-es molé!ulaires denses de -aLa vie des étoiles !ommen!e dans !es énormes nua-es molé!ulaires denses de -ade oussi+resde oussi+res de masse totale !om rise entre 1"".""" et quelques millions de" .Comme la nébuleuse $42 ou $1 # qui sont d ’énormes nurseries stellaires# !a abde roduire des milliers de soleils.

Les poussi6res ne se forment as dans le milieu interstellaire lui mFme !ar !elui !i est bieténu our que les ren!ontres de molé!ules * soient nombreuses. Les oussi+res se formenle voisina-e des étoiles en fin de vie# lorsque d6énormes quantités de mati+re sont éBe!tésous forme de vent stellaire# soit lors de l6e& losion de su ernovae.

Les grains de poussi6reinterstellaire sont constitués d)unnoyau de silicates et degrapAites+ enrobé de matériau0volatiles+ dans les uels domine laglace d)eau$ /n peut aussi

rencontrer toutes sortes demolécules+ < commencer par del)ammoniac+ sous forme de glace$

"#, mi!ron

$1


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• e nuage commence < se contracter Ces nua-es sont en équilibre !ar ils sont en rotation et ils sont !'auffés lé-+rement ar les étoiles voisines. $ais un Bour# !ertaines ré-ions de la nébuleuse!ommen!ent ) se !ontra!ter sous l6effet de la -ravité# suite ) une erturbation

@e& losion de su ernova# ren!ontre de deu& -ala&ies# onde de densitéK d ’un bras s iral de -ala&ie .ne série de nua-es lus denses se forme eu ) eu )ne série de nua-es lus denses se forme eu ) eu )l ’intérieur de la nébuleuse...l ’intérieur de la nébuleuse...

Les étoiles naissent en -rou es/Les étoiles naissent en -rou es/

K Mone lus dense dans un bras s iraldont le dé la!ement roduit une sorted6onde de !'o! !a able de !om rimerle milieu interstellaire.


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• La pAase globule de BocCbservons un de !es nua-es( Lentement# ) mesure que la -ravitation se renfor!e# la

artie !entrale du nua-e devient un-lobule de No3-lobule de No3@ou obBet de Narnard@ou obBet de Narnard # un etinodule sombre et dense d ’environ 1, 9 @ 2,8OC . A !ette tem érature# le nua- oussi+res et de molé!ules mesure environ "" A.

Narnard 8en visible.

• La résen!e de !e nua-e sombre est tra'ie ar l6absen!e d6étoiles ) l6arri+re lafait a araPtre sa sil'ouette. 5n vision ?Q# le -lobule laisse voir les étoiles del6arri+re lan. Ces ré-ions oR la densité va au-menter de mani+re !onsidérable emFme tem s que la tem érature sont a elées des rotoétoiles.

Narnard 8en ?Q


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• La pAase dis ue protoplanétaire5n !ontinuant ) se !ondenser sous l6effet de la -ravitation# le -a des rotoétoilesré!'auffe. uand il est asse !'aud# il roduit une émission de radiations dans lesmi!ro ondes uis dans l ’?Q. A la tem érature de 2 ) >""" 9# il eut ra*onner darou-e# mais !ette lumi+re est bloquée ar le nua-e de oussi+re environnant. L6éen formation nous est don! invisible de mani+re dire!te.

n disque roto lanétaire armi les 1," dé!ouverts

dans le tra + e d ’ rion.

Ce nua-e est tr+s vaste# il eut faire environ 2" fois la taille du s*st+me solaire. Ade s6a--lomérer sur la future étoile# la mati+re forme un disque autour d6elle. Ce

lus dense que le milieu environnant est sombre. n tel disque est a elé our !raison undis ue protoplanétairedis ue protoplanétaire . L ’é ais disque roto lanétaire est rendu o aqu ar la !on!entration de oussi+res qu ’il renferme.

L ’afflu& de mati+re vers le !entre du

disque rovoque une au-mentation dela vitesse de rotation. 0ourquoiT


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La réponse (


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A !e stade# le disque roto lanétaire atteint unéquilibre !entrifu-e( sa rotation !om ense les effetsde la for!e de -ravitation. Le ro!essus de !ontra!tionest sto é/

n nouveau 'énom+ne va sauver le ro!essus deformation stellaire ( la fra-mentation de la masse -a euse.

C'a!un des fra-ments de l6anneau em orte alors sa art de moment an-ulaire# l

faible que le moment an-ulaire initial. ?l eut devenir ) son tour un no*au de!ondensation et oursuivre l6effondrement. Si la for!e !entrifu-e finit ar se révétro im ortante# une nouvelle fra-mentation a lieu. 5t ainsi de suite Busqu6) !e qmoment an-ulaire des fra-ments résultantsn ’em F!'e lus leur !ondensation en étoile.

Au stade ultime de la fra-mentation# !'aque ortion de nua-e rend en!ore une fois la formed6un disque é ais# dans lequel se formeront eut Ftre des lan+tes. Le -a tombe ) résenten torrents au !entre et s6* a!!umule. Ainsi-rossit d6abord une roto étoile.


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• PAase proto-étoile < Dets polaires de type ?erbig-?aro0uis# du fait de la !om ression du -a # la tem érature s6él+ve ra idement. n rodi-ieu& dé-a-ement d6éner-ie s6ensuit. La lus -rande artie du nua-e envirode -a et de oussi+re finit ar Ftre éBe!té ar les vents violents que -én+re la rotoétoile. Cette éBe!tion se fait rin!i alement sous forme de Bets olairesK#obDets de ?erbig-?aroob Dets de ?erbig-?aro # er endi!ulaires au disque de mati+re.

Ces Bets olaires nous a araissent l) oR le disque de oussi+res et le lus fin( Ules. L ’émission dans l ’?Q est intense.

Néta 0i!toris vuedans l ’?Q.

K Ces Bets filent ) 1 million de 3mE'...

DD>"# rotoétoile ( la future étoile estinvisible# mais elle illumine le disque mati+re qui l6entoure @en vert .

5toilebBets de Derbi- Daro


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• La pAase =-=auriAu bout de quelques millions d6années# une -rande artie du disque a été éBe!té. La Beune étoile au !entredu nua-e devient dire!tement visible. L6étoile est déB)!onstituée d6une !ertaine faVon. Son éner-ie n6est asen!ore d6ori-ine t'ermonu!léaire# mais-ravitationnelle# !e qui ne l6em F!'e as de brillerintensément. Ce stade !orres ond ) !e que lesastronomes a ellent la 'ase= =auri= =auri .

ne auri est un obBet en!ore tr+s instable. ?l!onnaPt des !rises# des variations soudaines d6é!lat.

5ntourée d ’un !o!on de oussi+res# une étoile vien

de naPtre.

:ans rion# de Beunes étoiles au stade auri ave! un disque roto lanétaire

nettement visible autour.

C6est ) !e moment l) que le disque de -a quientoure la Beune étoile va ouvoir# dans !ertains!as# se !ondenser our former des lan+tes.


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• Le démarrage de la fusion nucléaireSi le disque roto lanétaire atteint une masse d6au moins 7% de !elle du Soleil

'+'E" 9+ la !ontra!tion -ravitationnelle se oursuit Busqu ’) !e que le no*au atteenviron 1" millions de de-rés / Alors# l6'*dro-+ne !ommen!e ) se transformer en'élium ar fusion nu!léaire.

L6élévation de tem érature et de ression qui en résulte sto e la !ontra!tion deLorsque l6éner-ie nu!léaire roduite ar la transformation de l6'*dro-+ne en 'éliu arvient ) équilibrer la for!e de -ravitation qui tend ) !ontra!ter son no*au# l6étoi

en équilibre '*drod*namique.A !e oint elle est arvenue ) l6état stable de la mat


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out !e ro!essus n6a as ris lus de 4" millions d6années. 0eu de tem s# en v!om aré au reste de la vie de l6étoile...

out !e!i s6a lique ) des étoiles dont la masse finale est inférieure ou é-ale ) quemasses solaires. La formation des étoiles massives reste en!ore lar-ement in!om!e Bour. 5lle serait due en artie ) des 'énom+nes de !oales!en!e de lusieurs rotoétoiles.

Qé!a itulons. 0ro!essus de formation d6une étoile de masse mo*enne (


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• Les étoiles ratées de type naines brunes$ais !ertaines étoiles n’attei-nent Bamais la maturité.?l s6a-it d6étoiles dont !ertaines ont Buste asse de masse our amor!er les réa!tions t'ermonu!léaires# mais !es

derni+res s ’arrFtent eu a r+s. : ’autres lus etites n ’*arrivent as. outes émettent tUt ou tard unra*onnement rovoqué ar la !ontra!tion de leur no*ausous l ’effet de la -ravité. Ces étoiles ratées sont desnaines brunesnaines brunes. Gous en re arlerons.

A droite la remi+re étoile naine brune!onfirmée# Wliese 22 N @ 'oto Dubble .

• Les étoiles ratées de type plan6te ga&euse?l e&iste des !as oR la masse est lus faible en!ore# moins de "#"7 $.Le destin de !es !or s est de devenir des lan+tes -a euses#!omme Ju iter ou Saturne.:éfinition @ A? ( n lan+te est un obBet en orbite autour d ’une étoile etqui est asse etit our que la fusion du deutérium ne uisse as débuter@soit moins de 1>& la masse de Ju iter .

Gota( La tem érature !entrale de Ju iter est de 2" """ 9# loin des 1"millions de de-rés 9 requis our fusionner l ’'*dro-+ne.


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Les étoiles de type naines rougesCe sont les lus nombreuses de l’univers/ 5lles ont une masse !om rise entre "#"#"8 fois !elle du Soleil# et une tem érature de surfa!e lus basse que >,"" 9. 5lémettent eu de lumi+re# arfois moins d6un di& milli+me de !elle du Soleil.

X !ause de leur etite masse# les naines rou-es !onsument tr+s lentement leur'*dro-+ne et oss+dent don! une durée de vie tr+s lon-ue# estimée entre quelquedi aines et 1"" milliards d6années. Les naines rou-es n6arrivent Bamais au stadles autres étoiles !ommen!ent la fusion de lY'élium et ne deviennent don! Bamai

des -éantes rou-es.5lles se !ontra!tent et s6é!'auffent lentement Busqu6) !e que tout leur '*dro-+ne soit !onsommé.

Pro0ima du entaure+ une naine rouge


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2- L ’âge adulte


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• :ne étoile est travaillée en permanence par deu0 forces opposées

la gravitéla gravité qui !ontra!te !ar elle attire la mati+re ) artir du !entre du no*au. C ’

une for!e# ou une déformation de l ’es a!e tem s selon le oint de vue# qui attire ousse as. 5lle a un !ara!t+re fondamental# immuable. 5lle ne s ’é uise Bamaréa-it instantanément.

0ourquoi la lu art des étoilessont elles stablesT

0ar!e que les deu& for!eso osées s’équilibrent.

Wravité et ression sont lus forts r+s du !entr

la fusion nucléairela fusion nucléaire qui rovoque une ression radiative des -a !'auds qui artno*au vers l ’e&térieur.C ’est une for!e qui fon!tionne ave!un !arburant# les no*au& atomiques.


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et é uilibre est dF au mécanisme suivant

:ne étoile est un énorme réacteur

< fusion nucléaire

:e lus# l ’éner-ie libérée ar le no*au n ’est as

bloquée @risque d ’e& losion mais filtrée vers l ’e&térieur-rZ!e ) l ’envelo e -a euse en !ou!'es !on!entriques quia-it ) la mani+re d6un !ouver!le équi ée de sou a e.

Si la -ravitation l6em orte# l6étoile se !ontra!te# satem érature au-mente uisque de l6éner-ie-ravitationnelle est libérée. Ce!i a!!él+re les réa!tionst'ermonu!léaires qui ) leur tour font monter latem érature et la ression interne ( la !ontra!tion eststo ée.

Si l6étoile !ommen!e ) se dilater @la ression internel6em orte # alors sa tem érature interne baisse.L6effi!a!ité des réa!tions nu!léaires baisse# la ressioninterne diminue# et la -ravitation eut re rendre le dessus (l6e& ansion est sto ée.


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• La structure d ’une étoile procAe de nous+ le ,oleil

uelques !'iffres sur le Soleil(uelques !'iffres sur le Soleil(Qa*on( 7"" """ 3m.A-e( 4# milliards d ’années.:urée de vie( 1" milliards d ’années.

uelques !'iffres sur le no*au(uelques !'iffres sur le no*au(2,% du Q solaire# ,"% de sa masse.

em érature( 1, millions de de-rés.0ression( 1"" milliard d ’atmos '+res.:ensité( 1 " 3-EL @1" & le lomb .

Les 'otons -amma de 'aute éner-ie émis ar le no*au -rZ!e ) la fusion nu!léairetraversentla &one radiative et sont absorbés# réémis# absorbés et réémis de multifois. :ans la &one convective # la tem érature est lus basse et ermet des mouvemde mati+re# ave! des !ourants as!endants ortant l ’éner-ie en surfa!e et des !ourades!endants lus froids.[inalement# 1 million d ’annéesa r+s l ’émission du 'oton initial#ses su!!esseurs Baunes beau!ou moinséner-étiques @'eureusement our nousarrivent en surfa!e et artent dansl ’es a!e vers notre bonne vieille erre.


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• La contraction Si une masse -a euse se !ontra!te lentement sous l ’a!tion des for!es -ravifiques# arti!ules# ions# atomes# molé!ules# a!qui+rent une éner-ie !inétique. Celle !i!orres ond ) leur vitesse de !'ute# @sous l ’a!tion des !ollisions et des intera!tiondiverses entre arti!ules . Cette éner-ie est transformée ) !'aque instant (

,"% en é!'auffementI ,"% en ra*onnement.

Cela e& lique que des obBets qui ne sont as assemassifs our dé!len!'er les réa!tions de fusionnu!léaire ou les a*ant arrFtées uissent tout demFme ra*onner !omme !ertaines étoiles naines brunes.La quantité d ’éner-ie otentielle -ravifique qui eut Ftrelibérée est !onsidérable# de l ’ordre de (

; 7" 2>%oR $ est la masse de l ’étoile# Q son ra*on et W la !onstantede Ge\ton. 0our le Soleil# sa !onversion en !'aleur aurait ualimenter notre étoile endant ," millions d ’années...

:ne étoile tire son énergie de deu0 sources- la contraction gravitationnellela contraction gravitationnelle - et surtoutet surtout la fusion nucléairela fusion nucléaire $$


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• La fusion nucléaire Le rGle de la cAaleur et de la densité Le rGle de la cAaleur et de la densité Lorsque le !;ur d ’une étoile !omme le

Soleil atteint la tem érature d’environ 1, millions de 9 et une densité autour de 1-E!m> la fusion eut démarrer. La mati+re @de l ’'*dro-+ne surtout est ) l ’état d lasma( une sou e turbulente de rotons et d ’éle!trons libres @arra!'és ) leur noave! un reste d ’atomes !onstitués. Les atomes d ’'*dro-+ne deviennent alors des !'ar-és ositivement ( on les a elle des rotons.

Atome D

Ces rotons ont alors une vitesse suffisante our vain!re la for!e de ré ulsionéle!trostatique. ?ls euvent entrer en !ollision et fusionner.


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( la base de tout l ’é uivalence masse-énergie( la base de tout l ’é uivalence masse-énergie Les étoiles fabriquent de l6éner-ie# émise rin!i alement sous forme de ra*onneéle!troma-nétique# ) artir d6une etite fra!tion de leur masse. 0our ra ro!'er deu&no*au qui normalement se re oussent @!'ar-es éle!triques = # il est né!essair!ertains de leurs rotons e& ulsent leur !'ar-e our devenir des neutrons. r# entmasse d6un roton et d6un neutron il e&iste une etite différen!e de masse. 5lle !onvertie en éner-ie.

5&( Le no*au de l6atome d6'élium est !om osé de 2 rotons et de 2 neutrons. Autour# on

éle!trons. Si l6on !rée un no*au d ’'élium en artant des arti!ules qui le !om osent# la mdu no*au formé est lé-+rement inférieure ) la masse des 4 arti!ules rises individuelleme

:n noyau est plus léger ue l)ensemble:n noyau est plus léger ue l)ensemble

de ses constituants pris séparément$de ses constituants pris séparément$

4 ?4 ? ?e H nergie?e H nergie


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ycle proton>protonycle proton>proton:ans le Soleil# 4 no*au&d6'*dro-+ne setransforment en ( • 1 noyau d)Aélium1 no yau d)Aélium ( 4De• 2 ositrons ( e= @éle!trons = • 2 neutrinos ( ν • 2 'otons -amma (γ

Il y a une perte de masse de '+''E g par gramme d ’Aydrog6ne$

Le Soleil fusionne "" millions de tonnes de no*au& d ’'*dro-+ne !'aque se!onde, ,#8 millions de tonnes de no*au& d ’'élium...La différen!e∆m ] 4#2 millions de tonnes est transformée en éner-ie 5 ]∆m !^.Le Soleil émet une éner-ie lumineuse d6environ 4&1"2> 9\H Colossal/

; " J

=ransformée en énergie selon la formule d ’ instein 1 EK-1K559

Gota( $ est en 3- et C ] vitesse de la lumi+redans le vide# soit >"" """ 3mEs.


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• La durée de vie d ’une étoile est gouverné par sa masseClasse "asse"asse Qa*on Luminosité em . de surfa!e@urée de vie@urée de vie Abondan!e

en de-rés 9 @millions années en %

_ `4" 2" 1.""".""" ,".""" 1 né-li-eable, >2 18 "".""" 4".""" 1 ".""""2N" 1 7.4 1 .""" 28.""" 1"N, ., >.8 "" 1,.,"" 1"" ".1A" >.2 2., " . "" ,""A, 2.1 1.7 2" 8.,"" 1.""" 1[" 1.7, 1.4 7.4"" 2."""[, 1.2, 1.2 > . "" 4.""" >W" 1." 1.1 1.> .""" 1"."""W2 Soleil Soleil 11 11 11 ,.8"",.8"" 12."""12.""" W, ". 2 ". ".8 ,.,"" 1,.""" 9" ".8" ".8 ".4 4. "" 2"."""9, ". ".7 ".1 4.1"" >".""" 14$" ".48 ". "."2 >.,"" 7,."""$, ".2" ".> ".""1 2.8"" 2"".""" 7>C ,E1" @2 2,"" ".1 né-li-eableS ,E1" @2 2""" ".1 né-li-eable

:ne étoile de 2 " brFle son Aydrog6ne 1'0 plus vite ue le ,oleil$ ,a durée de vie sur la sé uence principale estdonc 5 0 plus courte$ :ne étoile de 1' " a 1'0 plus de carburant mais le brFle 2'''0 plus vite

& t t é ) !l t bl l ét il ! f !ti


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:eu& astronomes ont ensé ) !lasser sur un tableau les étoiles !onnues en fon!tionleur !ouleur @abs!isse et de leur ma-nitude @ordonnée . 5t l)# sur rise# as ddistribution aléatoire# mais des !ourbes re-rou ant la maBorité des étoiles.Le diagramme de ?ert&sprung-%usselLe dia gramme de ?ert&sprung-%ussel est un outil fondamental our!om rendre l ’évolution des étoiles.

=ant ue les étoiles évoluent sur la ,é uencePrincipale la relation luminosité>masse obéit< la r6gle L " 3$3$%ésultat une étoile 2 0 plus massive ue le,oleil est 1' 0 plus lumineuse$

,a luminosité est,a luminosité estdépendante de sadé pendante de sa

masse$masse$

La température d ’uneLa tem pérature d ’uneétoile est é uivalenteétoile est é uivalente

< sa couleur< sa couleur

$$

Les 12" """ étoiles du !atalo-ue Di ar!os

5 iti t l ét il ! di # 6 V it l d B


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5n ositionnant les étoiles sur !e dia-ramme# on s6a erVoit que la -rande maBorétoiles se situe dans une bande qui va d6en 'aut ) -au!'e @tr+s !'aud et tr+s luminevers le bas ) droite @froid et eu lumineu& . Cette bande est a eléla séquen!ela séquen!e rin!i ale. rin!i ale. Les étoiles de la séquen!e rin!i ale sont !lassées en 7 -rou es rin!ia elés!lasses s e!trales#!lasses s e!trales# des lus !'audes vers les lus froides (# N# A# [# W# 9# # N# A# [# W# 9# A l6intérieur de !'aque -rou e# on subdivise en!ore en sous -rou es de " ) # todu lus !'aud vers le lus froid

n en a raBouté de uis. La suite!om l+te est ( + /+ B+ (+ M+ 7++ /+ B+ (+ M+ 7+N+ "+ %+ .+ ,+ $N+ "+ %+ .+ ,+ $

ne astu!e mnémonique ermetde la mémoriser sans diffi!ulté (

_'ao\# ' Ne A [ine Wirl#9iss $e Qi-'t Go\#S\eet'eart c.

Les C sont les !arbonéesH

Ainsi les étoiles les lus !'audes# et N# sont bleues# tandis que les lus froides


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Ainsi les étoiles les lus !'audes# et N# sont bleues# tandis que les lus froides-rou e $# sont rou-es. Gotre soleil est une étoile de !lasse W2 # !e qui !orres onune tem érature de surfa!e d6environ """ 9. ?l ra*onne don! rin!i alement da Baune.0our définir le t* e s e!tral !om let d6une étoile# on aBoute une !lassifi!ation inen !'iffres romains relative ) la luminosité de l6étoile ( de ?a# les su er-éanteslumineuses# )


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5n lus détaillé(


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3- La fin d ’unepetite étoile

'+'E < '+5 "

es cAiffres sont des ordres de grandeur9

Qa el( Les obBets de masse inférieure ) "#"7 $ne sont as suffisamment massifs our que


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• La fin des réserves d ’Aydrog6ne du noyau0our les tr+s etites étoiles entre "."7 et "#, $# ) mesure que l6éner-ie est!onsommée# les no*au& atomiques utilisés dans le ro!essus de nu!léos*nt'+sedeviennent in!a ables de réa-ir# !e sont des !endres c nu!léaires et elless6a!!umulent dans le no*au. 5lles ne euvent lus s*nt'étiser d’éléments et rodude l’éner-ie sans une au-mentation de la tem érature ou de la ression.

Qa el( Les obBets de masse inférieure ) # 7 $ ne sont as suffisamment massifs our queleur tem érature !entrale attei-nent les 1" millions de de-rés né!essaires ) la fusion del6'*dro-+ne. Ce sont soit des naines brunes soit des lan+tes# -a euses ou telluriques.

Comme tout s*st+me roduisant du travail#la fin desréserves d)Aydrog6ne entraPne un manque d6éner-ie

our l6étoile. L6équilibre entre la for!e -ravitationnelleet la ression de radiation entretenue ar !e feunu!léaire étant rom u# l’étoile ne eut lus retenir lafor!e de -ravité# !e quidéclencAe immédiatementune contraction de son noyau$


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• La pAase naine blancAe d ’Aélium

Gaines blan!'es 'oto-ra 'iées ar le téles!o e s atial Dubbledans l ’amas -lobulaire $4.

Lorsqu6il n6* a lus d6'*dro-+ne ) br ler# le !;ur se !ontra!te mais as asse oatteindre la tem érature né!essaire ) la fusion de l6'élium @1"" millions de de-réla masse de dé art est insuffisante.L6étoile ne asse as ar le stade de -éante rou-e et n ’e& ulse as son envelo-a euse sous forme d ’une nébuleuse lanétaire# !omme le font les étoiles mo*en

5lle devient unenaine blancAenaine blancAe d6'éliumK dire!tement.

Gous verrons les !ara!téristiquesdes naines blan!'es dans le!'a itre suivant.

O0uis lus tard une naine noire.


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4- La fin d ’une étoilemoyenne

'+5 < "



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%éaction =empérature en millions de N9

ombustion de l)Aydrog6neombustion de l)Aydrog6ne 1'1'Contra!tion du no*au

ombustion de l)Aéliumombustion de l)Aélium 1''Contra!tion du no*au

-éante rou-e# nébuleuse lanétaire# naine blan!'e# naine noire.

,cAéma général de la vie des étoiles moyennes

• L fi d é d ’A d g6 d id tit ét il 9


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• La pAase géante rougeLa !ontra!tion du no*au rovoque une élévation substantielle de la tem érature ela ression. Autour du !oeur# une !oquille d6'*dro-+ne se !ontra!te# et voit ainsi tem érature au-menter# !e qui dé!len!'e des réa!tions de fusion. Ces réa!tions defusion dans !ette !oquille sont asse ra ides# et l6onde de ression qui en résulteeffet de faire -onfler les !ou!'es éri 'ériques de l6étoile. Ce 'énom+ne est a e

s'ell burnin- c en an-lais.

L’as e!t du Soleil tel qu’on eut l’ima-iner dans , milliardsd’années ( Le etit oint Baune au dessus ) droite est la tailledu Soleil de nos Bours.

L6étoile qui était Busque l) de ma-nitude !onstante devient une étoile variable. Sodiam+tre eut enfler d ’un fa!teur 2""&. Comme l’étoiles6étend# elle se refroidit et sa surfa!e devient rou-e sombre.A !e stade l6étoile quitte la Séquen!e rin!i ale et se transforme engéante rouggéante roug ee @"., ) 8 $ .

• La fin des réserves d ’Aydrog6ne du noyau idem petite étoile9[in de la fusion de l ’'*dro-+ne du no*au# !ontra!tion de l ’étoile.

• La fusion de l ’Aélium en carbone


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• La fusion de l ’Aélium en carbone L ’'*dro-+ne s ’é uise# tandis que le !oeur en !ontinuant ) s6effondrer voit satem érature !roPtre. Si !elle !i devient suffisamment élevée# !6est ) dire au del)millions de de-rés# les no*au& d6'élium résents dans le !;ur fusionnent our fodes no*au& de bér*llium instables. Ceu& !i vont ) leur tour fusionner ave! un auno*au d6'élium our donner du !arbone# qui est stable @réa!tion dite tri le alCette 'ase tr+s ra ide est a elée flas' de l6'élium c. A !e moment# l6éner-ie e roduite ) un r*t'me élevé# !e qui ermet ) l6étoile -éante de réserver son équil

L)enveloppe e0terne de l)étoile est alors arracAée par les vents stellaires !ausés arles ulsations du !oeur de !arbone en formation. La erte de masse eut !on!ernede la masse totale/ Certains atomes oumolé!ules refroidis se !ondensent en

oussi+res solides minus!ules# -rainsde sili!ate et !arbone enrobés de -la!e.Les vieilles géantes rouges sont des! usines < poussi6res #+ qui serviront eut Ftre lus tard ) former un s*st+me

lanétaire autour d ’une future étoileH

i bl A éb l l é i


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• .aine blancAe et nébuleuse planétaire

Le !oeur de l6étoile# n6a*ant lus de !arburant our !ontrer la -ravitation# !ontinue )s6effondrer sur lui mFme Busqu6) !e que ladensité soit si -rande qu6elle va obli-er leséle!trons ) quitter leurs orbites autour desno*au&.

r le rin!i e de 0auli @mé!anique quantique #interdit ) des éle!trons de se trouver tous dansle mFme état d6éner-ie.Ce rin!i e va !réer une ression dedé-énéres!en!e qui va sto er l6effondrementde l6étoile en s6o osant ) la -ravitation.

0our une étoile dont la masse du !oeur est inférieure )la masse !ritiquede C'andrase3'arK @1.44 fois $ # le ro!essus s6arrFte lorsque tout

l6'élium est é uisé. Le no*au de !arbone devient alors inerte# les ro!essus de fusion ralentissent et l6étoile !ommen!e dou!ement ) s6éteindre.

Deli& GWC 7 2>K Subra'man*anC'andrase3'ar @1 1" 1 ,C'andrase3'ar @1 1" 1 ,

d l d d d l l é l é d


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Le ra*onnement de l ’étoile est alors asse uissant our détruire les oussi+res# disso!ierles molé!ules# ioniser les atomes qui émettent

alors d ’intenses radiations rou-es @raie Dα etvertes @raie ??? de l ’o&*-+ne ionisé 2 fois .L ’étoile émet un vent c ténu mais ultrara ide @7"" """3mE' qui s!ul te l ’envelo enébulaire * ins!rivant lobes bi olaires# 'éli!es#anneau& et Bets. C ’est ma-nifique/

?lluminée ar la lumi+re résiduelle de l6étoile# les restes é ar illés de !ette enveforment !e que l6on nomme unenébuleuse planétaire$nébuleuse planétaire$ Celle !i va se dis erser dans le milieu interstellaire en quelques !entaines de mild6années.

?C 418

Au sein de son envelo e de -a et de oussi+res en dilatation# l ’étoile résidue!ontra!te et se ré!'auffe assant en quelques milliers d ’années de la -éante rou-e oran-e uis Baune# ) la naine verte uis bleue uis


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Les naines blan! es une fois leur tem érature asse basse# deviennent invisibles#!adavres stellaires erdus dans l ’es a!e tem s...Ce sont des étoiles en rotation ra ide# !ar elles !onservent la masse de l6étoile intout en étant beau!ou lus etites @!onservation du moment !inétique .

ne naine blan!'e est t* iquement de la taillede la erre# our une masse !onsidérable.La densité * est énorme ( un verre d6eau rem lide mati+re +se lus de ," tonnes /

$27

5lles euvent de lus osséder un !'améle!trique et ma-nétique asse intense our se !om orter !omme desa!!élérateurs de arti!ules et émettredans le domaine des radio fréquen!esou des ra*ons .

KL ; mvr L; onstante9


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La vie du soleil et des étoiles de '+5 < " dans le diagramme ?-%

• Parfois Les nova ou supernova de type I


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Parfois Les nova ou supernova de type I

Cette mati+re @de l ’'*dro-+ne surtout va se !ondenser en un disque d ’a!!rétioautour de la naine blan!'e# et tomber vers la surfa!e de !ette derni+re. Lorsque latem érature et la ression dans !e disque seront asse élevées# une réa!tiont'ermonu!léaire va ouvoir s6amor!er# induisant ainsi un flas' de lumi+re qui eura*onner !omme 1".""" soleils ( !6est le 'énom+ne dela novala nova # qui eut

se ré éter ) intervalles lus ou moins ré-uliers.

/rigine e0plosion tAermonucléaire$/ri gine e0plosion tAermonucléaire$ L’e& losion est artielle @nova ou totale# @su ernova ? .,i la naine blan!'e fait artie d6un s*st+me binaire#si

l6autre étoile est ro!'e et si elle se trouve dans la 'ase-éante rou-e# ses !ou!'es e&ternes vont se trouveras irées ar le !'am d6attra!tion -ravitationnel de lanaine blan!'e. C ’est la etite naine qui man-e l ’atmos '+re de la -rosse/

Govae ré!urrentes ( Certaines novae !onnaissent des e& losions ) intervalles tr+s irré-ulie 0*& @Noussole # ar e&.# qui bat tous les re!ords de fréquen!e# ! ’est tous les 1" ) 2"

mo*enne. Les novae naines se montrent bien lus -énéreuses en mati+re d6e& losions ( ar e&em le# !onnaPt une !rise en mo*enne tous les trois mois. 5n fait# ratiquement tonovae euvent Ftre !onsidérées !omme otentiellement ré!urrentes. L6intervalle entre deue& losions dans le !as des novae ordinaires est de l6ordre de 1" """ ) 1"" """ ans.

:ans !ertains !as# !ette !'ute de mati+re est suffisamment brutale et massive our


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:ans !ertains !as# !ette ! ute de mati+re est suffisamment brutale et massive ourquela masse !ritique de C'andrase3'arK @1.44 fois $ soit atteinte. La réa!tionentraPne la destru!tion totale de l6étoile naine qui vole en é!lats en une -i-antesque& losion t'ermonu!léaire( !6est alors unesupernova de type Isu pernova de type I # 'énom+ne

e&trFmement lumineu le lus uissant armi les su ernovae.

Sim lement# i!i# l6e& losion n6est as seulement lo!alisée ) la surfa!e de la nai!on!erne l6ensemble de l6astre. $ille fois lus rares que les novae# de telles su eim liquent une éner-ie un million de fois su érieure. n les distin-ue des su ernde t* e ?? ar le fait qu ’elles ne !om ortent as la raie de l ’'*dro-+ne dans leur s e!treet surtout que leur !ause est différente@effondrement -ravitationnel our les SG?? .


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5- La fin d ’une étoilemassive

Q "


é é é l d l d é l


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%éaction =empérature en millions de N9

ombustion de l)Aydrog6neombustion de l)Aydrog6ne 1'1'Contra!tion du no*au

ombustion de l)Aéliumombustion de l)Aélium 1''Contra!tion du no*au

ombustion du carboneombustion du carbone 8''Contra!tion du no*au

ombustion de l)o0yg6neombustion de l)o0yg6ne 15''Contra!tion du no*au

ombustion du siliciumombustion du silicium 4'''Contra!tion du no*auContra!tion du no*au

PAotodissociation du ferPAotodissociation du fer 8'''

,cAéma général de la vie des étoiles massives

R supernova+ étoile < neutrons+ parfois mSme trou noir$

( déb t t t l ét il t '+5 < "


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• La fin des réserves d ’Aydrog6ne du noyau Pour les étoiles ` 8 $ # la fin des réserves d6'*dro-+ne du no*au entraPne un man

d6éner-ie# !e qui dé!len!'e la !ontra!tion du no*au.

(u début tout se passe comme pour les étoiles entre '+5 < " ...

• La pAase supergéante rouge La !ontra!tion du no*au él+ve tem érature et ression#dé!len!'ant la fusion de l’'*dro-+ne dans une !oquilled6'*dro-+ne autour du !;ur.Cette !'aleur en-endre une dilatation démesurée de sonenvelo e et sa luminosité va !roPtre ra idement. L6étoiledevient une étoile variable. Son diam+tre eut au-menterd ’un fa!teur 2"". L6étoile quitte la Séquen!e rin!i aleet se transforme ensupergéante rougesu pergéante rouge .

$al-ré une tem érature su erfi!ielle ne dé assant lus >""" 9#!es étoiles su er-éantes sont tellement volumineuses qu6ellesilluminent le !iel. n eut !iter Nétel-euse# Aldébaran ou

Antar+s ( !e sont toutes des étoiles de remi+re -randeur.

Nétel-euse

• Musions de l ’Aélium+ du carbone+ de l ’o0yg6ne$$$


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Musions de l Aélium+ du carbone+ de l o0yg6ne$$$0our les étoiles de 8 ) 4" $ le no*au devient si !'aud qu6il fusionne de lus en lra idement# é uisant les réserves de !ombustible tr+s viteK# !e qui rovoque un!ontra!tion du no*au# suivi d ’une élévation de tem érature et d ’une nouvelle fu

ave! un autre élément atomique lus lourd# don! demandant lus de tem ératurefusionner. A 1"" millions de de-rés le no*au d’'élium se transforme en !arbone uen o&*-+ne.


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• :ne structure en pelure d oignonA la veille de sa mort l’intérieur d’une étoile rend l’as e!t d’une elure d’oi-nCom osé d6'*dro-+ne en surfa!e# une étoile massive est !onstituée d6éléments den lus lourds ) mesure que l6on se ra ro!'e du !entre. Ces envelo es !on!entrsont !réées au& différentes éta es de la !ombustion t'ermonu!léaire et suivent desseuils bien ré!is de tem érature et de ression au del) desquels les réa!tionss’emballent.

Ce s!'éma en elure d’oi-non c re résentela distribution des éléments dominants dansune étoile de 2" $ Buste avant soneffondrement @l’é!'elle n’est as res e!tée .La tem érature @9 et la masse @$ de

!'aque one sont é-alement notées Busqu’) lasurfa!e de l6étoile. Le s*mbole du fer entre-uillemets dans le !oeur de l’étoile si-nifieque le fer est résent ainsi que d’autreséléments stables ro!'es de sa masseatomique.

• La supernova de type II


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/rigine/rigine e0plosion d ’origine gravitationnellee0plosion d ’origine gravitationnelle effondrement de l ’étoile9$effondrement de l ’étoile9$ Si la masse finale du !;ur dé asse > $ les réa!tions en !'aPne euvent s’emballer#la tem érature du no*au montant Busqu’) 1 milliard de de-rés.0endant les 'ases de !ombustion de l ’'*dro-+ne et de l ’'élium# l ’éner-ie roduise faisait essentiellement sous forme de 'otons qui en intera-issant ave! le -a del ’étoile# maintenaient une ression élevée. Au del) de la !ombustion du !arbonetem érature !entrale dé asse 1 milliard de de-résI la maBeure artie de l ’éner-ies ’é!'a e sous forme de neutrinosO # sans intera!tion# et qui sont don! in!a ables la ré!'auffer. 0our !om enser !ette véritable 'émorra-ie éner-étique# l ’étoile br leson !ombustible restant de lus en lus vite et de lus en lus intensément.

La supernova de type II

K Les neutrinos sont des arti!ules de massequasi nulle# qui ont la ro riété de ouvoirtraverser une étoile enti+re sans Ftre arrFtés.

L ’évolution se termine uand dans lecoeur+ le silicium se transforme en fer+l ’élément le plus stable de la nature$

Mer

Le fer étant in!a able de fusionner en donnant de l ’éner-ie# !ette derni+re qui


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q!om ensait la ression de -ravitation vient ) manquer.

La tena!e c -ravitation ne ren!ontrant lus d ’o osition# la !ontra!tion du !;ur

re rend. uand sa masse atteintla masse !ritique dite de C'andrase3'ar#la masse !ritique dite de C'andrase3'ar# @1.44 fois1.44 fois$$ # il s6effondre brutalement sur lui mFme# en entraPnant les !ou!'es e&ternel6étoile.

Les arties les lus denses de l ’étoile tombent les remi+res#et en quelquesmillisecondes un !or s e&traordinairement dense se forme# attei-nant la densité dno*au& atomiques eu& mFmes# soit 2"" milliards de tonnes ar !m .

A !es densités# les éle!tronsentrent dans les rotons des

no*au& our former desneutrons et il se forme une ré étoile ) neutrons. La!om ression du no*au eststo ée.

Le reste de la mati+re du !;ur qui !ontinue ) tomber# bute sur !ette en!lume c


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La uissante onde de !'o! un moment freinée ar la mati+re venant ) sa ren!onre rend le dessus -rZ!e ) !edernier coup de pouce des neutrinosdernier coup de pouce des neutrinos .5n effet# un etit our!enta-e des neutrinos# ié-és un !ourt instant ar la densit 'énoménale du !;ur# se !o-nent au& -ros no*au& résents en leur !édant une a

leur éner-ie. L6onde de !'o! née du rebond# qui était moribonde# se dé!'aPne denouveau et finalement aboutit ) la dis ersion e& losive dans l6es a!e de toute lamati+re de l6envelo e.

rebondit violemment vers l ’e&térieur# !réant unefantasti ue onde de cAocfantasti ue onde de cAoc # quiremonte le !ourant des !ou!'es su erfi!ielles en train de s ’effondrer ave! une vitede 1E4 de !elle de la lumi+re. A !e moment une énorme bouffée de neutrinosest émise si-nant le dernier sou ir de l ’étoile cH


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Cette e& losion oss de asse d6éner ie @1,milliards de de-rés our dé!len!'erd ’ultimes réa!tions de fusion# ermettantainsi la s*nt'+se d6 éléments lus lourds que

le fer ( in!# or# mer!ure# lomb# et!. ous les éléments que l6on eut trouver sur laous les éléments que l6on eut trouver sur laerre# ) l6e&!e tion de l6'*dro-+ne et deerre# ) l6e&!e tion de l6'*dro-+ne et de

l6'élium# roviennent ainsi de l6e& losion del6'élium# roviennent ainsi de l6e& losion desu ernovae.su ernovae.

5n se dis ersant dans l6es a!e# les débris desu ernovae enri!'issent le milieu interstellaire enéléments lourds# qui seront in!or orés dans lesétoiles de la -énération suivante et les lan+tes quiles entoureront eut Ftre# ermettant ) la


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La fin de type étoile < neutrons

A r+s la 'ase su ernova??# le reste du !oeur s’effondre sur lui mFme# et s’il n as le ra*on de S!'\ar s!'ild# devient uneétoile < neutrons$étoile < neutrons$

:ans le !as !ontraire# qui !on!erne les étoiles de masse ` >" $## il devient un trounoir.

C ’est une bille lisse et dure# oR la lus-rosse monta-ne ne dé asse as le

mi!ron...L6é!or!e de l6étoile se !om oseessentiellement de fer.

Le rin!i e de 0auli interdit ) deu& neutrons de se trouver dans le mFme état au endroit. C6est lui qui va ermettre au résidu de l6étoile de !om enser la for!e de-ravitation ar la ression de dé-énéres!en!e en-endrée ar !es neutrons.

%n cube "e sucre "e &ati're

p'se (00 &illiar"s "e tonnes)

• La fin de type trou noir


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As e!t d ’un trou noir en rotation (:ans !e !as# l6es a!e tem s est nonseulement déformé en entonnoir c# maisen lus# il s6enroule our suivre la rotationdu trou noir. n ra*on lumineu& qui irait

droit vers le trou noir suivrait en fait lali-ne d6es a!e tem s dessinée i!i en rou-e.[ilm

A r+s la 'ase su ernova??# le reste du !oeurs’effondre sur lui mFme# et s’il atteint le ra*onde S!'\ar s!'ildK# devient untrou noir$trou noir$

Ce trou noir n6a as de surfa!e matérielle I lamati+re est réduite ) un oint de densité infinie#a elé sin-ularité. La surfa!e c du trou noirest a elée l6'ori on# sa taille est a elé ra*onde S!'\ar s!'ild c. n trou noir est invisible.

O %ayon de ,cAUar&scAild Qa*on ) l6intérieurduquel il faut !om rimer une masse our qu6edevienne un trou noir. Ce ra*on au-mente ave!

la masse.

yp


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onclusion


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Les étoiles: des fontaines d ’atomes.

Le monde des étoiles est profondément créatif$Le monde des étoiles est profondément créatif$ ’est dans les creusets stellaires+ portés < des ’est dans les creusets stellaires+ portés < des

cAaleurs inimaginables+ ue naissent lescAaleurs inimaginables+ ue naissent lesesp6ces nucléaires utiles etesp6ces nucléaires utiles etvariées ui forment la base de toutevariées ui forment la base de toute

structure matérielle ou vivante carbone+structure matérielle ou vivante carbone+a&ote+ o0yg6ne+ sodium+ calcium+ fer etc$a&ote+ o0yg6ne+ sodium+ calcium+ fer etc$

eu0-ci serviront < leur tour de germes d ’organisation de structureseu0-ci serviront < leur tour de germes d ’organisation de structuresatomi ues comple0es+ dans la fraVcAeur des nuages interstellaires$atomi ues comple0es+ dans la fraVcAeur des nuages interstellaires$

t de nuage de ga& en étoile+ de grain de poussi6re en plan6te+ de moléculet de nuage de ga& en étoile+ de grain de poussi6re en plan6te+ de moléculed ’eau en Aélice (@.+ s ’édifiera le support matériel de toute cAose inerted ’eau en Aélice (@.+ s ’édifiera le support matériel de toute cAose inertet i t $ #t i t $ #

la vie des étoiles.ppt

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