UEL une première rencontre avec l'astronomie éléments pour illustrer le cours chap 11 étoiles Yves Rabbia, astronome Observatoire de la Côte d'Azur,

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1 UEL une première rencontre avec l'astronomie éléments pour illustrer le cours chap 11 étoiles
Yves Rabbia, astronome Observatoire de la Côte d'Azur,

2 étoiles juste qqs notions

3 nous adoptons celle-ci une étoile est une sphère de gaz chaud,
étoiles : définition ? diverses définitions sont employées , exemples ensemble de particules auto gravitant boule de gaz de protons et electrons liés par gravitation et produisant du rayonnement usine thermo nucléaire pour fabriquer des noyaux nous adoptons celle-ci une étoile est une sphère de gaz chaud, et qui émet de la lumière grâce aux réactions nucléaires qui ont lieu dans la partie centrale de la sphère. on devine que les ingrédients à l'oeuvre sont la gravitation la masse, la temperature, la pression, et des reactions nucleaires

4 gestation, naissance , vie et mort des étoiles : les clefs
maitre -mot : gravitation "la vie d'une étoile n'est qu'une lutte permanente et désespérée contre son propre poids" Jean-Pierre Luminet (les trous noirs) sollicitation constante : effondrement gravitationnel mais la gravitation seule ne suffirait pas à faire naitre une étoile il faut faire jouer les autres forces de la nature pression au centre => T augmente => fusion nucléaire energie libérée repoussant la gravitation equilibre hydrostatique.. mais cela provisoirement (milliards ou millions d'années) les étoiles ne sont pas éternelles ! un rude coup au moral ?

5 le scenario de formation , en raccourci

6 évolution stellaire : très très schématique (on y reviendra)
nuage moléculaire 10 K concentrations locales effondrement et fusion milliards d'années vie adulte géante ou supergéante rouges millions naine blanche nébuleuse planétaire vieillesse et mort trois destins neutron star pulsar trou noir supernovae

7 le diagramme de Hertzprung et Russel _ 1 une photo de famille :
nos premières mesures : Luminosité et Température on peut ranger nos étoiles dans un diagramme T, L L T note : en fait la Luminosité c'est pas immédiat, on passe par l'éclat apparent, ensuite il faut la distance (voir session dédiée) dans ce diagramme il apparait que les points représentatifs ( T,L) ne se placent pas n'importe où ils forment des zones de peuplement bien distinctes

8 notre classement donne ça (très joli)
diagramme HR_2 notre classement donne ça (très joli) ces dispositions "pas n'importe où" ont une signification qui a été decryptée progressivement essentiellement par la spectroscopie mais il y apparait (sur les axes) d'autres choses que T et L on commentera plus tard avec la spectro

9 une autre présentation
diagramme HR_3 une autre présentation et un premier decryptage donnant les classes de luminosité ( en gros la taille des étoiles) la ligne V (sequence principale) est celle des étoiles adultes notre soleil y figure et donne la reference 1 pour la luminosité

10 une grille de lecture grossière
diagramme HR_4 brillant et chaud pas brillant et froid une grille de lecture grossière mais pourquoi la remarque : photo de famille ? le diagramme HR rassemble pas seulement des étoiles de differentes Luminosités et Temperatures mais aussi des étoiles de différents âges l'attribution d'un âge relatif (plus jeune que, plus vieux que) va se faire par des modèles d'évolution selon lesquels une étoile au cours de sa vie va se trouver sur telle ou telle zone du diagramme HR

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12 diagramme HR_5 par exemple les marques "absolute magnitude" ? et les marques : O,B,A,F, ... etc ? c'est quoi les autres choses doublant les échelles de Temperature et de Luminosité ? pour les "magnitudes absolues" c'est juste une façon (echelle logarithmique) de représenter plus succinctement les Luminosités on y reviendra si on le temps pour les marques O,B,A, c'est une affaire de spectro, on va voir tout de suite

13 spectrographie et température
grâce à la physique et à la spectro de laboratoire on a pu trouver un lien entre spectre et température : la présence de certaines raies dépend de la temperature ainsi on a pu établir une classication spectrale connectée à la température (type spectral d'une étoile) une classe une autre classe Température froid chaud chaud ! et encore mieux on a pu trouver un lien entre le profil des raies et la classe de Luminosité : de là on a élaboré les classes spectrales

14 les raies spectrales des éléments chimiques (neutres ou ionisés) sont des indicateurs de température
He III = Helium deux fois ionisé (un noyau d'Helium quoi !) He II = Helium une fois ionisé (autrement dit He+) He I = Helium neutre ( atome d'He)

15 Oh Be A Fine Girl Kiss Me (Right Now Sweetie)
type spectral : classification fondée sur la température (via la présence de certaines raies spectrales) memo (étudiants de Harvard) Oh Be A Fine Girl Kiss Me (Right Now Sweetie) mais aussi (étudiantes de Harvard): Only Boys Accepting Feminism Get Kissed Meaningfully

16 classes spectrales : coder tout avec presque rien
une étoile donnée est associée à une température par la présence de certaines raies bien identifiées on lui attribue un type spectral : O,B, A, F, Ces types spectraux sont affinés par des subdivisions : 0, 1, 2,....9 l'étoile est associée à une classe de luminosité par le profil des raies spectrales ce profil trace les conditions de densité et de pression du milieu émissif) On adjoint alors le complément I,II, III, ....VII qui couvre les classes allant des supergéantes aux naines blanches le type d'étoile est alors bien caractérisé par ce codage et on a par exemple : A0 V (vega) , G5 V (soleil) , K3 III(arcturus)

17 classes de luminosité les classes de luminosité se distinguent par la largeur des raies spectrales raies plus étroites étoile plus grosse classe I : supergéantes classe III : géantes classe V : naines ( séquence principale) autre illustration : (même portion de spectre)

18 retour sur formation et evolution stellaires _ 1
la réalité est évidement plus compliquée que le scenario schematique donné plus haut Sans entrer dans le detail on va tout de même regarder de plus près au départ grand nuage moléculaire (H2) pouvant s'etendre sur plusieurs dizaines de parsecs et pouvant avoir une masse de plus de 106 fois celle du soleil contraction gravitationnelle : tendance "naturelle", d'accord mais où ? il faut un début d'inhomogéneité (concentration locale, centre attractif). Il peut etre apporté par onde de choc traversant le nuage (suite à explosion de SuperNovae par exemple) OK l'effondrement peut commencer: chute libre vers le centre attractif mais jusqu'où ? le nuage a une temperature, elle correspond à l'agitation des molecules au sein du nuage et il a une pression (tendance à l'expansion) qui s'oppose à la contraction gravitationnelle Qui va gagner ? contraction ou expansion ? ça depend de la masse en contraction et de la temperature atteinte

19 retour sur formation et evolution stellaires _ 2
on admet que la gravitation gagne note : le gros nuage en se contractant peut se fragmenter en sous-nuages qui vont se contracter aussi (même contrainte de masse) C'est l'origine de la naissance "par portées" comme les lapins si la masse en contraction est assez grande, l'effondrement continue et tend à augmenter temperature et pression du coeur attractif Si la temperature atteint le seuil requis, les molecules sont cassées puis si ça continue alors les atomes sont ionisés, on a un gaz de protons et un gaz d'electrons Comment peut-on fonder cette description ? et fixer des seuils de faisabilité ? c'est par la thermodynamique où sont sollicitées des relations entre Temperature, Pression, densité, conditions d'ionisation, validité du modèle gaz parfait, .... hors de propos d'entrer là dedans (dommage) dans notre UEL

20 retour sur formation et evolution stellaires _ 3
la temperature continue d'augmenter par la poursuite de l'effondrement et c'est au tour des protons de s'agiter très fort au point de pouvoir se rencontrer violemment et démarrer le processus de fusion proton-proton (déjà vu clip fusion H), ensemble de réactions nucléaires libérant de l'energie Cette situation conduit à repousser l'effondrement gravitationnel et à mettre le systéme (gaz de protons) en equilibre hydrostatique le nuage est devenu une étoile (en fait c'est un peu plus compliqué) les reactions au coeur de l'etoile agissent comme un thermostat : si elles faiblissent, la contraction reprend et relance les reactions si elles s'intensifient , elles repoussent la contraction, cela consomme de l'energie et ce freinage de l'effondrement fait ralentir les reactions au coeur. Au final, ça se calme, et entre en equilibre controlé par le thermostat L'étoile est devenue adulte oui mais cela dure tant qu'il y a du proton à consommer pour la reaction de fusion, qui produit des noyaux d'He ( et de l'energie)

21 étoiles : adulte, OK et ensuite ? évolution_1
la suite dépend largement de la masse initiale du volume en effondrement gravitationnel quand il n'y a plus assez de protons pour les reactions nucleaires l'effondrement reprend, temperature et pression augmentent à nouveau dans le coeur d'autres reactions nucleaires vont se mettre en action et après la fabrication de noyaux d'helium, le coeur va fabriquer des noyaux plus lourds Carbone, Oxygène, .... jusqu'au Fer et l'on va avoir une structure interne "en oignon" la fin de cette phase va apparaitre quand le coeur ne produira plus assez d'energie pour s'opposer à l'effondrement et ce sera alors la phase terminale les etapes atteintes (noyaux formés) et la vitesse d'evolution dependent de la masse initiale plus grande  plus complet et plus rapide

22 étoiles : évolution _2 masse élevée, évolution rapide, .... ça veut dire quoi ? pourquoi ces limites affectant les masses ? see next

23 pourquoi les limites affectant les masses ?
étoiles : évolution _3 pourquoi les limites affectant les masses ? en dessous de O.08 masse solaire les réactions nucléaires ne rencontrent pas les conditions pour démarrer, étoile avortée, ( naines brunes, 3000 K) au-dessus de 60 masses solaires l'évolution n'est plus gouvernée par les produits des réactions nucléaires classiques une autre thermodynamique (relativiste) prend la main et l'étoile devient instable et ne garde plus son integrité elle perd la masse éjectée dans la galaxie de façon plus ou moins violente ces limites et les durées se manifestent dans le diagramme HR où l'on ne trouve pas de points représentatifs qui seraient hors de l'intervalle convenable

24 étoiles : évolution _4 trois destins pour finir, ils sont gouvernés par la masse initiale 0.5 à 8 masses solaires Fusion de l 'hydrogène, puis de l 'hélium, milliards d'années. Puis géante rouge (+ lumineuse, + froide) fusion Helium, ejection de matiere L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche plus de 8 masses solaires : deux destins possibles Fusion de l'hydrogène sur la séquence principale puis fusion de l'hélium, puis du carbone, puis de l'oxygène, etc... dans la phase supergéante rouge. Structure en oignon avec un cœur de fer L'étoile finit par exploser en supernovae. cas : 7 à 25 masses solaires le résidu de la supernovae donne une étoile à neutrons (éventuellement observable sous forme de pulsar) cas : plus de 25 masses solaires le résidu de la supernovae donne un trou noir de masse stellaire.

25 les physionomies stellaires terminales
étoiles : évolution _5 les physionomies stellaires terminales objet dimension masse densité* naine blanche environ Terre environ soleil 1 tonne/cm3 etoile à neutrons 10 km entre 1.4 et 3 soleil 109 tonnes/cm3 trou noir « stellaire » horizon qqs km > 3 soleils > étoile neutron * si ça a un sens de parler de densité pour un trou noir

26 étoiles encore une couche

27 vie des étoiles : rappels de quelques clefs
clef 1 : maitre-mot : effondrement gravitationnel "la vie d'une étoile n'est qu'une lutte permanente et désespérée contre son propre poids" Jean-Pierre Luminet (les trous noirs) clef 2 : de l'embryon à l'âge adulte contraction  energie pression et temperature augmentent dans le coeur allumage de réactions nucléaires réaction p+_p+ clef 3 : âge adulte consommation de protons et formation de noyaux d'He rayonnement contre gravité pression contre contraction équilibre hydrostatique rayonnement masse adulte clef 4 : sortie de l'âge adulte plus de protons au coeur , formation de noyaux de plus en plus lourd, arrêt au Fer plusieurs destins gouvernés par la masse initiale de l'adulte

28 les choses de la vie_ 1 pour l'évolution, on doit distinguer étoiles de type solaire ( masse init grossièrement entre 0.4 et 8 Msol ) étoiles plus massives (masse init superieure à grossièrement 8 Msol) le parametre "masse" est déterminant et crucial en bref, la masse initiale gouverne les étapes de la vie d'une étoile, par sa capacité à déclencher des réactions nucléaires en son centre plus lourd le noyau à synthetiser, plus gourmande en energie la réaction et donc plus exigeante en temperature fusion pp : K, cycle CNO : K, triple alpha: K, plus loin (plus lourds que C) : milliards de K la luminosité de l'étoile ( "consommation de carburant") et par suite sa durée de vie la position sur la sequence principale du diagramme HR ( ZAMS Zero Age Main Sequence) où va rester l'étoile pendant toute la phase "adulte"

29 les choses de la vie_ 2 durée de vie adulte, estimation grossière pour quick-look en gros : une affaire de Masse durée de vie "t" proportionnelle à [réserve energie] / consommation , L donne la consommation du capital energie (energie par seconde) exemple : Luminosité du soleil L = W masse  Luminosité  soleil relation Masse-Luminosité observation et theorie L proportionnel à M3.5, durée de vie M donne la reserve : E proportionnelle à M t = E/L = tsoleil. M/M3.5 = 10 milliards / M2.5 ( t en milliards d' années, M en "masse solaire") exemples (en années) : etoile 2 Msol durée de vie 22.5 fois plus courte, soit 10/6 environ 1.7 milliard etoile 10 Msol durée 10/ (102.5) soit environ 10/300  30 millions formulation flash (approx très grossière) : masse 10 fois plus grande, vie 1000 fois plus courte

30 les choses de la vie_ 3 retour sur formation puis sur phase "post adulte" (post ZAMS) Zero Age Main Sequence etapes et bornes : type solaire 1. contraction et proto-étoile, qqs années PV=RT, V,T  P   proto-étoile (rayon 50 Rsol) T coeur environ K, Tsurface environ 3500°, observable en infra rouge, pas en visible,rayonnement thermique 2. étoile jeune(type T-Tauri, enfance ) millions d'années après proto etoile presque equilibre hydrostatique, Rayon 1.3 Rsol ejection de matière, formation disque et jets bipolaires, T coeur environ 10 millions K, Tsurface environ 4500°, observable en visible, la reaction "fusion p+p" s'allume disque (vu par la tranche)

31 les choses de la vie_ 4 etapes et bornes : type solaire, suite
3. ZAMS ( adulte, sequence principale) encore qqs millions d'années après T Tauri, rayon environ Rsol T coeur : 15 millions K, Tsurface K reaction p+p dans le coeur, fournit l'energie sortante consommation (Luminosité) proportionnelle à R2T4 4. post ZAMS et 5. geante rouge ZAMS pendant plusieurs milliards d'années (Soleil, 10 milliards) He dans le coeur, H autour avec reaction p+p, l'etoile enfle et refroidit, effondrement central provoquant FLASH de l'Helium debut de la transformation He  Carbone, très rapide et expulsant la matiere vers la peripherie de l'etoile qui continue à enfler et à se refroidir Geante rouge Tcoeur: 200 millions K, T surface : 3500 K Rayon : 200 Rsol

32 les choses de la vie_ 5 etapes et bornes : type solaire, suite fin de vie, lente , douce, solitaire, triste, ..... 5.geante rouge vers 7. naine blanche en passant par 6.nebuleuse planetaire, après consommation de l'Helium dans le coeur, effondrement très rapide et enorme liberation d'energie qui expulse une grande partie de la matiere loin du centre (années de lumières) le coeur résiste à l'effondrement gravitationnel en refusant de se compacter davantage (pression de degenerescence des electrons) et forme alors une naine blanche naine blanche Rayon environ Rterre, T entre et 5000 K se refroisissant progressivement La bulle de matière expulsée se dilue dans l'espace et laisse isolée la naine blanche densité : 1 tonne / cm3

33 Nébuleuses « planétaires » Hélice Œil-de-Chat Lion Givré V838…

34 les choses de la vie_ 6 étoiles massives
scenario semblable au cas solaire jusqu'à la fin de l'âge adulte puis étapes enchainées, conduisant à super geante cycle : contraction, reaction nucleaire, re-contraction , nouvelle reaction avec à chaque fois plus de demande d'energie (Temperature) pour demarrer la reaction, et synthese de noyaux plus lourds masse plus grande  nucleo synthese plus loin (limite Fe, 56 nucleons) structure en oignon, déjà vue ensuite une mort spectaculaire, derniere manifestation heroique mais presque vaine contre la gravitation un chant du cygne SUPERNOVAE

35 supernovae : fin cataclysmale avant possible renaissance_1
comment ça marche ? étoile massive coeur en oignon la nucleosynthese s'arrete au fer contraction soudaine (qqs sec) du coeur stoppée seulement par pression de degenerescence des neutrons ( p+ et e- se sont assemblés) formant un coeur dont le diamètre est de quelques km et la densité est de l'ordre de tonnes/cm3 effondrement brutal des couches peripheriques, rebond et expulsion à cause de l'enorme energie libérée (onde de choc) au passage formation de noyaux plus lourds que le Fer (Uranium, or , platine, ...) 1044 Joules : energie libérée équivalente à celle libérée par le Soleil au cours de toute sa phase adulte (10 milliards d'années) pendant quelques jours la supernovae est aussi lumineuse que 100 milliards de soleils (une galaxie , quoi !)

36 Schéma d’une étoile très massive près d’exploser en supernova
Massive Star Structure

37 Vue récente de la coquille autour de la supernova de 1987

38 pulsars : comme un phare maritime
rayonnement radio comme un phare balayant l’espace…. avec une périodicité la plus stable connue si l’observateur est dans le faisceau un signal périodique ( radio) peut être détecté si la stabilité n’est pas parfaite, (déphasage progressif et alternatif) on peut soupçonner un mouvement orbital (causé par exoplanete ??)

39 supernovae : fin cataclysmale avant possible renaissance _2
ensuite : la matiere explusée se dilue dans l'espace et ensemence le milieu interstellaire en noyaux plus lourds que H et He pour former de nouvelles étoiles et au milieu reste un "pulsar" : étoile à neutrons en rotation et emettant un faisceau radio (rotation 1 à tours/sec) ralentissement progressif de la rotation, puis extinction du phare (milliers d'années ? ) Mais si le coeur de Fer a une masse superieure à 3 Msol alors on a un autre destin plus rien ne peut stopper l'effondrement gravitationnel !! pulsar

40 sono pulsars Nébuleuse du Crabe Bulle filamenteuse en expansion autour
d’un pulsar (étoile à neutrons) Créée par une supernova observée en 1064 Nébuleuse du Crabe Bulle filamenteuse en expansion autour d’un pulsar (étoile à neutrons) Créée par une supernova observée en 1064 sono pulsars

41 supernovae : l'autre voie terminale, TROU NOIR
la gravitation gagne le match ultime !! avec une étoile super massive même la pression de degenerescence des neutrons ne peut plus arréter l'effondrement l'étoile à neutron est "écrabouillée", on arrive à une densité telle qu'on a une "singularité de l'espace-temps" ou encore : un trou noir on ne peut plus parler de diamètre ni de densité dans les termes habituels

42 Modèle de désintégration et engloutissement
d’une étoile par un Trou Noir

43 TROUS NOIRS : pas seulement "stellaires"
centre galactique trou noir super massif plusieurs millions de masses du soleil on n'observe pas de trou noir, on observe seulement des comportements et phénomènes associés qu'il provoque sur son environnement ( 20 ans d'observations)

44 les choses de la vie_ 7 le diagramme HR : pas seulement photo de famille mais aussi carte-itinéraire à vivre 1 Msol 10 Msol 60 Msol 0.1 Msol où vivre sa vie adulte ? question de masse

45 Diagramme HR (Luminosité/Température de surface)
Supergéantes Géantes Soleil Naines blanches Diagramme HR (Luminosité/Température de surface)

46 quelques illustrations pour résumer-memoriser_1

47 quelques illustrations pour résumer-memoriser_2

48 remarques nous avions rencontré la Luminosité et la Température
et nous avons vu ensuite l'importance de leur rôles respectifs mais nous avons évoqué aussi leurs liens avec les masses et les distances et nous ne savons pas vraiment comment on peut les determiner nous avons rencontré les étoiles, mais nous n'avons pas parlé des étoiles doubles, des étoiles variables, et d'autres objets stellaires (cepheïdes, ) une autre fois, une autre rencontre ? et surtout nous avons vu passer des nombres sans savoir d'où ils sortaient des estimations , grossières mais pertinentes pourraient être données nous verrons plus tard s'il reste du temps