Évolution des étoiles Connaître et décrire les différentes étapes de l’évolution d’une étoile Être en mesure de reconnaître les différents stades évolutifs dans un diagramme HR

Évolution des étoiles Étoiles demeurent stables pour la majorité de leur vie (SP -> position déterminée par leur masse En fait, les propriétés observées (surface) demeurent inchangées pendant le séjour sur la SP Évolution se produit au centre via les réactions nucléaires (4 x 1H1 ® 2He4) changement irréversible de la composition au centre

Évolution des étoiles Pour étudier l’évolution (lente) des étoiles, il s’agit d’étudier un échantillon d’étoiles de même type à différents stades de leur vie Phases d’évolution: super géantes géantes séquence principale naines blanches, étoiles à neutrons, trous noirs

Évolution des étoiles Diagramme HR représente la distribution de la population stellaire en fonction de l’âge et de la masse des étoiles Si on retrouve beaucoup d’étoiles dans une région du disgramme HR, c’est parce qu’elles passent beaucoup de temps dans cette région

Naissance des étoiles Étoiles naissent de la contraction de nébuleuses gazeuses sous l’effet de leur propre gravité Processus qui initient la contraction: Collisions entre les nuages de gaz SN Ondes de gravité (chap.23)

Naissance des étoiles Composition chimique initiale: 25-30% He < 2% éléments lourds Vitesse de contraction dépend de la masse initiale du nuage

Naissance des étoiles T r Énergie fournit par la contraction gravitationnelle ½ émise sous forme de rayonnement ½ reste dans l’étoile T L

Naissance des étoiles Début gravité > pression Noyau atteint en premier l’équilibre hydrostatique pendant que les régions extérieures continuent à se contracter

Phases de formation d’étoiles PHASE 1: contraction gravitationnelle du nuage de gaz PHASE 2: phase T Tauri – étoile instable – une partie du gaz est rejetée dans le (MIS)

Phases de formation d’étoiles PHASE 3 : noyau en équilibre hydrostatique – régions extérieures continuent à se contracter PHASE 4 : étoile en équilibre hydrostatique gravité = pression de radiation T réactions nucléaires 4 x 1H1 ® 2He4 * sur la séquence principale

Phases de formation d’étoiles (ex. Soleil) 50 millions d’années: nuage SP 9-10 milliards d’années sur la SP T, P, r ne changent pas (peu) 4 x 1H1 ® 2He4 700 millions d’années: SP géante rouge 90% * sont sur la séquence principale La position d’une étoile sur la SP dépend de sa MASSE Nuages massifs * O, B Petits nuages * K, M

Séquence principale M Type SP SP(années) SP GR GR(années) 30 O5 2x104 15 B0 6x104 1x107 2x106 9 B2 2x105 2x107 5 B5 7x107 3 A0 3x106 2x108 9x106 8x107 1.5 F2 2x109 3x108 1.0 G2 5x107 1x1010 7x108 0.5 M0 3x1010 0.1 M7 5x108 1x1013 SP : séquence principale GR : géante rouge

Séquence principale (structure interne) * massives évoluent rapidement qques millions d’années * peu massives évoluent lentement qques milliards d’années T < 20 MK T > 20 MK

Géante rouge Lorsque H est épuisé au centre (~10% masse totale H -> He) structure doit se réajuster car T pas assez élevée pour brûler He

Géante rouge Noyau se contracte pour augmenter T H brûle dans une coquille autour du noyau (T pas suffisant pour brûler He Régions extérieures: pression de radiation > force de gravité Expansion des couches extérieures SP GR devient plus lumineuse devient plus rouge (surface plus froide) expansion

contraction des couches extérieures Branche horizontale phase précédente Tnoyau ~ 10 MK 140 MK phase branche horizontale He C début: flash de l’hélium contraction des couches extérieures

Branche horizontale Lorsque tout He est brûlé T pas assez élevé pour brûler le C contraction du noyau, T expansion des couches extérieures géante rouge, C éléments lourds, etc

Fin de l’évolution stellaire branche horizontale: cycles de contraction & d’expansion étoiles variables Plus une étoile est massive plus elle va avoir des cycles contraction & expansion plus elle va produire d’éléments de plus en plus lourds

Fin de l’évolution stellaire FIN DE LA VIE: lorsque la masse de l’étoile n’est pas suffisante (gravité pas suffisante) pour augmenter T et amorcer le brûlage du noyau d’éléments lourds Fin des réactions nucléaires (fusion)

Fin de l’évolution stellaire naines blanches 3 morts possibles étoiles à neutrons (pulsars) trous noirs

Fin – étoile de faible masse ( M < 7-8 Msoleil) Fin du brûlage nucléaire (* sur BH) Étoile grossit pcq noyau se contracte géante (super géante) Lorsque l’enveloppe est très étendue gravité pas assez forte pour la retenir éjecte l’enveloppe extérieure

Fin – étoile de faible masse ( M < 7-8 Msoleil) Éjection de l’enveloppe extérieure (10-20 % de la masse) Phase nébuleuse planétaire Noyau continue à s’effondrer (r = Rsoleil/100) Naines blanches

Fin – étoile de faible masse ( M < 7-8 Msoleil) Structure à la fin du brûlage

Nébuleuses planétaires

Nébuleuse planétaire

Fin – étoile de grande masse ( M > 7-8 Msoleil) vie beaucoup plus courte pcq forces gravitationnelles plus grandes contraction plus grande T plus élevée brûlage nucléaire plus rapide

Fin – étoile de grande masse ( M > 7 Msoleil)

Fin – étoile de grande masse ( M > 7 Msoleil) Rnoyau ~ 0.01 Rsoleil R* ~ 1000 Rsoleil T plus élevé peut synthétiser des éléments plus lourds

Brûlage nucléaire – 25 Msoleil Étape Tcentrale K Rcentrale (g/cm3) Durée Brûlage Hydrogène 4x107 5 7x106 années Brûlage Hélium 2x108 700 5x105 années Brûlage Carbone 6x108 2x105 600 années Brûlage Néon 1.2x109 4x106 1 année Brûlage Oxygène 1.5x109 107 6 mois Brûlage Silicium 2.7x109 3x107 1 journée Effondrement du coeur 5.4x109 3x109 0.25 seconde Rebond du coeur 2.3x1010 4x1011 0.001 seconde Explosion finale ~109 variable 10 secondes Chaque étape de brûlage ajoute 1 couche

Fin – étoile de grande masse ( M > 7 Msoleil) Brûlage jusqu’au Fe56 très stable * ne peut fournir d’énergie pour contrebalancer la gravité effondrement gravitationnel rapide T augmente rapidement SUPERNOVA

Supernova * devient 100 millions de fois plus brillante La majorité de la masse éjectée (V~10 000 km/s) Restes: complètement détruit * à neutrons trou noir

Supernova Restes: complètement détruit * à neutrons trou noir Comme il y a beaucoup plus d’étoiles de faibles masses de types G K M que d’étoiles massives de types O B Beaucoup plus de cadavres stellaires de type naines blanches que d’étoiles à neutrons ou de trous noirs

SN 1987 a

SN 1987 a La SN la mieux étudiée SN1987A dans le Grand Nuage de Magellan (février 1987)

Nébuleuse du Crabe

Évolution stellaire dans le diagramme HR C,N,O, Si brûlent dans coquilles sphèriques Supernovæ Nébuleuse planétaire Noyau très chaud Contraction noyau CO Expansion coquille Flash He Refroidissement du résidu Contraction noyau He He -> C P-P 4H->He

Origine des éléments H & He : sont apparus dans les premières minutes du Big Bang He Fe : produits par les réactions nucléaires au centre des étoiles Fe : produits dans les conditions extrêmes de température lors des SNs

Origine des éléments Étoiles vieilles (peu massives) Éléments lourds < 0.1% Étoiles jeunes (massives) Éléments lourds ~ 2% proviennent d’une 1ère génération d’étoiles massives qui a rejeté ses éléments lourds dans le MIS éléments lourds sur terre produits dans les *