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Lenfance Lâge adulte Fin de vie :... des étoiles de faible masse... des étoiles massives Vie et mort des étoiles.

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1 Lenfance Lâge adulte Fin de vie :... des étoiles de faible masse... des étoiles massives Vie et mort des étoiles

2 Évolution vers la séquence principale Exemple : étoile de 1 M A : début de leffondrement gravifique, émission thermique Lenfance B : 100 ans, luminosité maximale par émission thermique C : ans D : 1 million dannées E : 10 millions dannées, démarrage des réactions nucléaires log (L/L ) T eff A B C D E

3 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 létoile Lenfance - 2 IC1396 globule et étoiles chaudes (CFHT)

4 Vie sur la séquence principale Durée de vie sur la séquence principale : ( t en milliards dannées si M et L en unités solaires) Lâge adulte Type spec. M(M ) L(L ) T(K) t (10 9 ans) O B A F G K M

5 Évolution sur la séquence principale Lhélium saccumule dans le cœur gène la fusion de lhydrogène on imaginerait que la production dénergie baisse Ce nest pas le cas car : Lâge adulte - 2 L T eff séquence principale dâge 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 T eff diminue

6 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 leffet de serre sur la terre était probablement plus important) Lâge adulte - 3 Dans 5 milliards dannées, elle vaudra le double : 2 L Dans 1 milliard dannées, notre planète risque dêtre trop chaude pour la vie T ~ L 1/4 Actuellement : T ~ 10 °C Dans 5 × 10 9 ans : T ~ 60 °C

7 Fin de vie des étoiles de faible masse log (L/L ) T eff E F G H I J K Évolution après la séquence principale Exemple : étoile de 1 M E : fin de la séquence principale (10 10 ans) F : +200 ma (millions dannées), début de la phase géante rouge G : +300 ma, flash de lhélium H : +100 ma, branche horizontale I : +400 ma, supergéante rouge J : +qq ma, nébuleuse planétaire J K : + ~ 100 milliards dannées, naine blanche se refroidissant lentement

8 Vers la branche des géantes rouges E F : Version amplifiée de lévolution sur la séquence principale laccumulation dhélium dans le cœur gène la fusion de lhydrogène 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 naugmente pas immédiatement car le surplus dénergie est trop brusque pour apparaître immédiatement en surface accumulation dénergie à lintérieur les couches extérieures se dilatent T eff diminue à L constante L T eff E F

9 Sur la branche des géantes rouges F G : grande quantité dénergie accumulée dans le cœur le transport par radiation nest pas assez efficace lenveloppe devient entièrement convective Fin de vie des étoiles de faible masse - 3 la luminosité externe reflète enfin la production dénergie létoile monte dans le diagramme HR géante rouge Pour le soleil :L 100 L R 20 R L T eff E F G

10 Vers la branche horizontale G H : la température du cœur continue à augmenter 10 8 K (1) fusion de lhélium (par « triple alpha ») (2) 12 C + 4 He 16 O Fin de vie des étoiles de faible masse - 4 La fusion de He peut se produire très rapidement : flash de lhélium forte augmentation du vent stellaire les couches superficielles sont éjectées perte dune fraction appréciable de la masse de létoile L T eff E F G H

11 La branche horizontale H : le flash de lhélium provoque une dilatation du noyau T diminue létoile 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 Létoile a une structure en couches : au centre : He C dans une coquille : H He dans lenveloppe : pas de réactions nucléaires Image : pas à léchelle H He He C

12 La branche asymptotique H I : scénario à la phase séquence principale géante rouge laccumulation de carbone dans le cœur gène la fusion de lhélium 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 T eff E F G H I

13 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 ~ ans Nombre ~ dans notre galaxie Nébuleuse planétaire IC418 (HST)

14 Une galerie de nébuleuses planétaires Fin de vie des étoiles de faible masse - 8 Nébuleuse planétaire M57 (HST)

15 Une galerie de nébuleuses planétaires Fin de vie des étoiles de faible masse - 9 Nébuleuse planétaire NGC2392 (HST)

16 Une galerie de nébuleuses planétaires Fin de vie des étoiles de faible masse - 10 Nébuleuse planétaire « sablier » (HST)

17 Une galerie de nébuleuses planétaires Fin de vie des étoiles de faible masse - 11 Nébuleuse de lhélice NGC7293 (HST)

18 Une galerie de nébuleuses planétaires Fin de vie des étoiles de faible masse - 12 Détail de NGC7293 (HST)

19 Fin de vie des étoiles de faible masse - 13 Les naines blanches Cœur de létoile après éjection des couches extérieures : trop peu massif pour réactions nucléaires à partir des « cendres » Accumule de lénergie par contraction gravitationnelle puis se refroidit lentement Sirius A et B R ~ km ~ planète M < 1.4 M L ~ L Sirius B : 1 ère naine blanche découverte (1862) identifiée comme telle en 1915 T KM 1.03 M R 0.92 R Terre

20 Fin de vie des étoiles de faible masse - 14 Les naines blanches Densité ρ ~ 1 tonne/cm 3 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 dénergie ρ E P la pression de dégénérescence arrête la contraction (si M < 1.4 M ) Relation masse – rayon : M R

21 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 lhélium (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 dune réaction saccumulent au centre la réaction suivante sy amorce le noyau de létoile acquiert une structure en couches ( oignon) H He Fe Si O C He C H

22 Fin de vie des étoiles massives - 2 La catastrophe du fer 56 Fe = noyau le plus stable plus de production dénergie par fusion rien ne peut plus empêcher la contraction du cœur de Fe (même la pression de dégénérescence est insuffisante) P jusquà ce que les e se combinent avec les protons des noyaux le cœur se transforme en matière neutronique (ρ ~ kg/m 3 ) Contraction très rapide dépasse la densité déquilibre rebond du cœur onde de choc Conservation de la quantité de mouvement londe accélère en pénétrant dans les couches moins denses

23 Fin de vie des étoiles massives - 3 Les supernovæ de type II Londe de choc expulse les couches extérieures de létoile augmentation brutale de la luminosité (~10 10 × L ) SN1994D dans NGC4526 (~ noyau de galaxie ou petite galaxie) Puis décroissance progressive de L (~ quelques semaines ou mois) Le cœur de létoile subsiste généralement étoile à neutrons : R ~ 10 km ρ ~ kg/m 3 (1 cm 3 pèse 100 millions de tonnes !)

24 Fin de vie des étoiles massives - 4 Supernovæ observées à loeil nu Année Constellation m V 185 Centaure Scorpion Loup Taureau 4 (Crabe) 1181 Cassiopée Cassiopée 3 (Tycho) 1604 Serpentaire 2 (Kepler) 1987 Dorade +3.5 Nébuleuse du Crabe (HST)

25 Fin de vie des étoiles massives - 5 SN1987A 1 ère supernova visible à lœil nu depuis linvention du télescope Découverte par Ian Shelton le 23 février 1987 Explosion dune étoile supergéante (L ~ L ) SN1987A et la Tarentule Détection de 19 neutrinos ~10 58 neutrinos produits lors de la fusion des électrons et protons dans le cœur de létoile Les ν emportent ~99% de lénergie Énergie cinétique : ~1% Énergie lumineuse : ~0.01%

26 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

27 Fin de vie des étoiles massives - 7 Les pulsars 1967 : Jocelyn Bell détecte une radiosource émettant une impulsion toutes les secondes nom de code LGM-1 Variations ~1 s taille < ~ 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

28 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 létoile spiralent autour des lignes de force émission de rayonnement synchrotron le long de laxe magnétique Axe magnétique axe de rotation le faisceau balaie lespace Pulsar (vue dartiste)

29 Fin de vie des étoiles massives - 9 Le rayon de Schwarzschild Si la masse dune étoile à neutrons > 3 M vitesse de libération = c plus rien ne peut séchapper de létoile v lib = c = rayon de Schwarzschild R S (km) = 3 M (M ) Trou noir entouré dun disque lumineux

30 Fin de vie des étoiles massives - 10 Les trous noirs Si R < R S la matière continue à se comprimer inexorablement suite à la courbure de lespace-temps trou noir singularité de lespace-temps ? Si ρ > kg/m 3 (masse volumique de Planck) on aurait besoin dune théorie de la gravitation quantique ??? Trou noir stellaire devant le ciel austral

31 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 darrière-plan (2) Dans les systèmes binaires : par le transfert de matière du compagnon stellaire vers le trou noir Disque daccrétion 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

32 Lenfance Lâge adulte Fin de vie :... des étoiles de faible masse... des étoiles massives Vie et mort des étoiles Fin du chapitre…


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