Vie et mort des étoiles • L’enfance • L’âge adulte • Fin de vie : ... des étoiles de faible masse ... des étoiles massives

Évolution vers la séquence principale L’enfance Évolution vers la séquence principale Exemple : étoile de 1 M A : début de l’effondrement gravifique, émission thermique log (L/L ) Teff 5000 10000 20000 +4 +2 −2 2500 A B C D E 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

Effet de la masse Si la masse est plus élevée : L’enfance - 2 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 IC1396 globule et étoiles chaudes (CFHT)

Vie sur la séquence principale L’âge adulte Vie sur la séquence principale Durée de vie sur la séquence principale : (t en milliards d’années si M et L en unités solaires) 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’âge adulte - 2 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 : • 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 L Teff séquence principale d’âge zéro (ZAMS) évolution

Évolution du soleil sur la séquence principale L’âge adulte - 3 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) 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 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 log (L/L ) Teff 5000 10000 20000 +4 +2 −2 2500 E 40000 80000 F G H I J K 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

Fin de vie des étoiles de faible masse - 2 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 → (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 E F

Fin de vie des étoiles de faible masse - 3 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 → 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 E F G

Fin de vie des étoiles de faible masse - 4 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 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 E F G H

Fin de vie des étoiles de faible masse - 5 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) H → He He → C 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

Fin de vie des étoiles de faible masse - 6 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 → 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 E F G H I

Fin de vie des étoiles de faible masse - 7 Les nébuleuses planétaires 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)

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

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

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

Fin de vie des étoiles de faible masse - 11 Une galerie de nébuleuses planétaires Nébuleuse de l’hélice NGC7293 (HST)

Fin de vie des étoiles de faible masse - 12 Une galerie de nébuleuses planétaires 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 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 Sirius A et B

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 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 ↓ Nébuleuse planétaire M27

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 O C 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 ) (~ 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 !) SN1994D dans NGC4526

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 +3.5 Nébuleuse 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 ) 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% SN1987A et la Tarentule

Fin de vie des étoiles massives - 6 Les vents stellaires Pression de radiation → toutes les étoiles perdent de la matière (vents) 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 Nébuleuse autour de WR124 (HST)

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 → 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 Jocelyn Bell

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’espace Pulsar (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

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

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