Collisions Stellaires ou lorsque les étoiles se rencontrent.

Présentation au sujet: "Collisions Stellaires ou lorsque les étoiles se rencontrent."— Transcription de la présentation:

1 Collisions Stellaires ou lorsque les étoiles se rencontrent.
Pierre-Yves Blais, Avril 07

2 Collisions stellaires
Que se passerait-il si une naine blanche entrait en collision avec le soleil? Ou un trou noir? Où peut-on observer de tels événements?

3 Collisions stellaires
La pensée courante qui nous dicte que les étoiles ne rentrent jamais en collision est fausse; Collisions arrivent plus fréquemment qu’on ne le pense dans les amas d’étoiles et tout spécialement dans les amas globulaires; M13

4 Collisions stellaires
James Jeans ( ) calcula qu’aucune des 100+ milliard d’étoiles de notre galaxie n’est jamais entrée en collision avec une autre. Théorie ne s’applique pas aux endroits plus exotiques de notre galaxie.

5 Collisions stellaires
Premier suspect découvert en 1963 est le Quasar avec luminosité=100,000 Millions d’étoiles Luminosité du Quasar varie en 1 jour ce qui supposerait une concentration de millions d’étoiles dans un volume égal au système solaire, donc les collisions d’étoiles seraient très probable En 1970, suspect identifié : Trou Noir

6 Collisions stellaires
Satellite Uhuru (1970) identifia 100 sources de rayon X dont 10% situées dans les amas stellaires ou globulaires. Pourtant, les amas consistent en uniquement 0.01% des étoiles de la Voie Lactée.

7 Collisions stellaires
Amas globulaires contiennent 1 Millions d’étoiles dans rayon de quelques douzaines d’années lumière; En comparaison, le voisinage solaire contient 100 étoile dans le même volume; Étoiles des amas voyagent à 16,000 km/h vs 40,000 km/h pour soleil; Probabilité de capture ou de collision plus élevées; 47 TUC

8 Mécanismes de collisions
Surface effective des étoiles rend les collisions peu probables  Jack G. Hills et Carol A. Day, Université du Michigan ont démontré en 1975 que la probabilité de collision n’est pas seulement fonction de la surface effective des étoiles  Évaporation Focalisation gravitationnelle Capture par effet de marée

9 1. Évaporation stellaire
Lors de la rencontre de 3-4 étoiles, l’énergie est redistribuée et une étoile est projetée en dehors de l’essaim ce qui cause un rapprochement des autres.

10 }+e Énergie Orbitale E+e E
1. De l’énergie est nécessaire pour atteindre des orbites plus élevées; 2. Une énergie plus faible implique une énergie plus basse; 3. Une énergie plus haute implique une orbite plus élevée;

11 1. Évaporation stellaire
+ Centre de gravité Énergie totale = E

12 1. Évaporation stellaire
Énergie petite étoile = e Énergie étoiles restante = E - e + Énergie totale = E 1. Par effet de ‘slingshot’ gravitationnel, une étoile (la plus petite) est éjectée avec une énergie=e après une rencontre rapprochée avec plusieurs étoiles plus massive; 2. Principe de conservation de l’énergie exige que l’énergie des étoiles restantes doit diminuer de la même valeur=e car Énergie totale doit demeurer constante; 3. Les étoiles restantes se rapprochent (énergie plus basse = orbites plus basse);

13 Évaporation Eeau - corps = Toeau sur corps
Évaporation gouttes d ’eau requiert énergie = eevap E restante= Eeau-corps – eevap E restante diminue; Toeau sur corps diminue; On gèle…

14 2. Focalisation gravitationnelle
L’attraction mutuelle des étoiles augmente leur « surface effective de collisions »  en rapprochant leur trajectoires respectives.

15 2. Focalisation gravitationnelle
- Probabilité de collision fonction de la dimension de l’étoile / la distance entre les étoiles

16 2. Focalisation gravitationnelle
Surface Effective. Focalisation gravitationnelle augmente la surface « effective » de l’étoile en déviant la trajectoire des étoiles, donc augmente la probabilité de collision.

17 3. Capture par effet de marée
Étoile à neutrons ou trou noir déforme l’étoile passant à proximité (effet de marée) provoquant ainsi une perte d’énergie forçant les deux astres à entrer en orbite. La perte continuelle d’énergie due à l’effet de marée va entraîner une collision éventuelle des deux corps.

18 3. Capture par effet de marée
Énergie système E = Etn + Ee + emarée Trou noir Énergie totale du système = énergie du trou noir + énergie étoile En passant près du trou noir, l’effet de marée déforme l’étoile ce qui rajoute au système une énergie = emarée Conservation de l’énergie exige que l’énergie totale du système demeure constante, l’énergie de l’étoile et du trou noir doit donc diminuer proportionnellement;;

19 3. Capture par effet de marée
Énergie système E = Etn + Ee + emarée Trou noir Énergie totale du système = énergie du trou noir + énergie étoile En passant près du trou noir, l’effet de marée déforme l’étoile ce qui rajoute au système une énergie = emarée Conservation de l’énergie exige que l’énergie totale du système demeure constante, l’énergie de l’étoile et du trou noir doit donc diminuer proportionnellement; 4. Énergie diminue=vitesse diminue, l’étoile se rapproche, ce qui entraîne sa capture par le trou noir; 5. Dû à l’effet de marée, chaque passage près du trou noir diminue la vitesse de l’étoile, l’étoile finit par s’effondrer sur le trou noir;

20 Scène de l’accident Que se passe-t-il lorsque deux étoiles entrent en collision? Fonction de: Vitesse relatives des étoiles; Paramètres d’impact (trajectoires); Types d’étoiles, densité etc.;

21 Scène de l’accident Super géante Géante Rouge Séquence principale
Naine brune Naine blanche Étoile neutron Trou Noir Trou noir Trou noir + disque + naine blanche + disque Étoiles neutron Étoile neutron ou trou noir + disque + Étoile neutron ou trou noir Naine blanche + Naine blanche ou étoile à neutrons Séquence principale ou naine brune Séquence principale + naine blanche Géante rouge Super Géante

22 Scène de l’accident Super géante Géante Rouge Séquence principale
Naine brune Naine blanche Étoile neutron Trou Noir Trou noir Trou noir + disque + naine blanche + disque Étoiles neutron Étoile neutron ou trou noir + disque + Étoile neutron ou trou noir Naine blanche + Naine blanche ou étoile à neutrons Séquence principale ou naine brune Séquence principale + naine blanche Géante rouge Super Géante

23 Scénario 1 : Collision Séquence principale – Séquence principale
Étoile moins massive (plus dense) ressort moins affectée de l’impact; Onde de choc générée est insuffisante pour allumer des réactions nucléaire et éjecter les gaz de l’étoile plus dense; Une nouvelle étoile en rotation rapide émerge, résultante de la fusion des deux étoiles; Seulement une petite fraction des gaz est éjectée;

24 Blue Stragglers (traînarde bleue)
Masse: 1 Msol Durée Vie: 10 Milliard Années T= 5 Milliard Années Masse: 1 Msol Durée Vie: 10 Milliard Années T= 5 Milliard Années Masse: ~2 Msol Vie: 800 Million Années T= 5 Milliard Années

25 Blue Stragglers (traînarde bleue)
Pour les trouver, on doit chercher dans des champs d’étoiles identiques: Amas globulaires dans lesquels les étoiles sont toutes nées à peu près en même temps (étoiles très anciennes); La formation de nouvelles étoiles est inexistante depuis quelques milliards d’années étant donné l’absence de gaz; On doit y chercher des géantes bleues près du centre de l’amas; Allan Sandage trouva en 1953 des étoiles bleus au centre d’amas globulaires;

26 Blue Stragglers

27 Blue Stragglers (traînarde bleue)

28 Blue Stragglers (traînarde bleue)

29 Blue Stragglers (traînarde bleue)
47 Tucanea - UV

30 Blue Stragglers (traînarde bleue)
M 15 - UV

31 Scénario 2 : Collision Naine blanche – Séquence principale
Naine blanche entre en collision à environ 600 km/s. Collision génère une onde de choc hypersonique qui réchauffe l’étoile entière au delà de la température de fusion; La naine blanche de densité + élevée (10Mx soleil) l’emporte; Étoile consume 100M années de combustible en 1h; L’onde de choc expulse les gaz de l’étoile à une vitesse beaucoup plus élevée que la vitesse d’échappement;

32 Scénario 2 : Collision Naine blanche – Séquence principale
Énergie dégagée vaporise les océans sur terre; Étoile forme une nébuleuse gazeuse. Planètes ne sont plus retenues par la gravitation de l’étoile et s’enfoncent dans l’espace; Naine blanche ressort inaffectée de la rencontre; Ref: UK Astrophysical Fluids Facility.

33 Scénario 3 : Collision Trou Noir – Séquence principale
Étoile est complètement détruite en approchant trop près du trou noir; Gaz résiduels forment un disque d’accrétion; Exemple collision trou noir de 10 Msol et du soleil;

34 Scénario 4 : Collision Étoile Neutron – Étoile Neutron
Étoiles perdent de l’énergie en émettant des ondes de gravitation en orbitant l’une autour de l’autre; Perte d’énergie entraîne un rapprochement des étoiles; La vitesse de rotation approche des valeurs relativistiques (~1/4 c); Lors du premier contact, la coalescence se complète en 5/1000 sec;

35 Scénario 5 : Collision Trou Noir – Trou Noir
Trou noirs perdent de l’énergie en émettant des ondes de gravitation ce qui cause leur rapprochement; Le contact se fait à la vitesse de la lumière. Imaginez plusieurs millions (milliard) de masse solaire qui se rencontrent à ces vitesses…; L’énergie dégagée lors de la coalescence surpasse de loin l’énergie dégagée par toutes les étoiles de l’univers;

36 Scénario 5 : Collision Trou Noir – Trou Noir
L’énergie dégagée est sous forme d’ondes gravitationnelles; Ondes peuvent être émises pendant plusieurs semaines; Ondes changent la dimension d’un être humain d ’une fraction de la largeur d’un atome; Éventuellement détec- tables par LIGO;

37 Scénario 5 : Collision Trou Noir – Trou Noir
Simulation 3-D réalisée sur super-ordinateur Columbia NASA Ames Research Center

38 Scénario 5: Collision Trou Noir – Trou Noir
NGC 1128 – Optique Scénario 5: Collision Trou Noir – Trou Noir

39 NGC 1128 – Rayon X NGC 1128 – Rayon X

40 NGC 1128 – Radio NGC 1128 – Radio

41 NGC 1128 – Rayon X, Radio - 25,000 AL de séparation

42 NGC 6240 – Rayon X, Radio - 3,000 AL de séparation

43 Merci!