Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) E. Josselin Université de Montpellier LUPM - Equipe Astrophysique Stellaire Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 1/43 Qu’est-ce qu’une étoile ? Une étoile = une sphère de plasma auto-gravitante, en équilibre hydrostatique, émettant sa propre lumière ... dP GMρ = − 2 dr r Equation d’état (gaz parfait) ⇒ gradient de P ≡ gradient de T ⇒ rayonnement Maintien de l’équilibre ⇒ source d’énergie interne ! Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 2/43 Carte d’identité du Soleil Carte d’identité Luminosité : 3.83 1026 W Rayon 6.96 108 m Masse 1.99 1030 kg Température de 5780 K (surface) à 15 106 K (coeur) Age : 4.6 109 ans Composition chimique : 73.5% H, 25% He, 1.5% ( ?) "métaux" Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 3/43 Les étoiles Propriétés : paramètres fondamentaux, classification, diagramme HR (1910-1920) Structure stellaire (1920-1930) et évolution stellaire (1950 - ...) Questions ouvertes ... Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 4/43 Le diagramme HR E. Hertzsprung & H.N. Russell (1911-1913) Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 5/43 Naissance de la spectroscopie J. Fraunhofer (1814) Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 6/43 Lois de Kirchhoff & Bunsen Absorption et émission un gaz "dense" et "chaud" produit un rayonnement continu un gaz "chaud" et "diffus" produit des raies spectrales brillantes (raies d’émission) un gaz "froid" et "diffus" devant une source de rayonnement continu produit des raies spectrales sombres (raies d’absorption) dans le spectre continu. Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 7/43 Lois de Kirchhoff & Bunsen Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 8/43 Le corps noir Fonction de Planck 1 2πhc 2 λ5 exp[(hc/λ)/(kT )] − 1 Z ∞ B(T ) = Bλ (T )dλ = σ T 4 Bλ (T ) = 0 σ = 5.67 10−8 W m−2 K−4 λmax T = 2897µm.K Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 9/43 Le corps noir Application aux étoiles Flux = puissance rayonnée par unité de surface (en W/m2 ) On définit la température effective : température d’un corps noir rayonnnant le même flux Luminosité = Flux × Surface F = σ Tef4 f S = 4πR?2 Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 10/43 Le diagramme HR Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 11/43 Diagramme HR Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 12/43 Raies spectrales Hydrogen Atom E=0 n= E = – 0.85 eV, n = 4 Ionization >13.6 eV < 91.2 nm E = – 1.51 eV, n = 3 Balmer series (emission) E = –3.40 eV, n = 2 H line H H 1.89 eV, 2.55 eV 2.86 eV 656.2 nm 486.1 nm 434.0 nm (red) (blue) H 3.02 eV 410.1 nm (violet) 13.6 eV 91.2 nm Lyman series (absorption) Lyman alpha line 10.2 eV, 121.5 nm (ultraviolet) Hyperfine splitting E = – 13.61 eV, n = 1 (ground state) Fig. 10.1: Astronomy Methods (CUP), ©H. Bradt 2004 1420 MHz 6 10–6 eV (not to scale) Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 13/43 Spectre du Soleil Spectre du Soleil Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 14/43 Classification spectrale Système MK Première tentative de classification : décroissance de l’intensité des raies de Balmer ⇒ types A à O A. Cannon (ca. 1910) : application de la physique statistique : lois de Boltzmann (excitation) + Saha (ionisation) ⇒ classification en température Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 15/43 Classification spectrale Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 16/43 Classification spectrale Oh be a fine girl/guy kiss me ! Classification empirique : critères de base (visible) O (28000-50000 K) : raies de He+ , raies faibles de H (Balmer) B (10000-28000 K) : raies de He, raies moyennes de H A (7500-10000 K) : très fortes raies de H F (6000-7500 K) : raies moyennes de H et Ca+ G (5000-6000 K) : raies faibles de H, raies fortes de Ca+ K (3500-5000 K) : raies des "métaux" (neutre et ionisé 1 fois), quelques bandes moléculaires (hydrures) M (2500-3500 K) : bandes moléculaires fortes (oxides) L, T, Y : naines brunes Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 17/43 Classification spectrale Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 18/43 Classification spectrale Classes de luminosité 0 hypergéantes Ia supergéantes brillantes Ib supergéantes II géantes brillantes III géantes IV sous-géantes V naines / Séquence Principale (VI : naines sous la Séquence Principale) Soleil () : type G2 V. Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 19/43 Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 20/43 Structure stellaire 1926 : premier modèle de structure interne du Soleil (A. Eddington) Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 21/43 Structure stellaire Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 22/43 Structure stellaire Equations Une étoile est définie par : sa masse M? et sa composition chimique µ ("thérorème" de Vogt-Russell) 4 équations différentielles dM = 4πr 2 ρ dr dP GMρ = − 2 dr r dT dL = ∇rad + ∇conv (+∇cond ) = 4πr 2 ρε dr dr 3 équations constitutives : pression (équation d’état), opacité, taux de production d’énergie P = P(ρ, T , µ) κ = κ(ρ, T , µ) ε = ε(ρ, T , µ) conditions aux limites r = 0 r = R? L = 0 ρ = 0 M = 0 T = 0 M = M? Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 23/43 Structure stellaire Echelles de temps caractéristiques temps de chute libre (temps dynamique) : écart à l’équilibre dynamique s R GM? R?3 ≈ ⇒ τ ≈ = 1600 sec dyn 2 τdyn GM? R? Echelle de temps thermique (Kelvin-Helmholtz) τK H ≈ Eg GM?2 ≈ ≈ 1015 sec ≈ 30 106 ans L R ? L? Echelle de temps nucléaire τnuc ≈ Enuc ≈ 1010 ans L? Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 24/43 Structure stellaire Fusion de l’hydrogène T ≈ 15 106 K ρ ≈ 1.6 105 kg m−3 ⇒ fusion des noyaux d’hydrogène possible (énergie cinétique vs. répulsion coulombienne) 4 1 H → 4 He + 2 νe + γ m(H) = 1,007825 u.m.a ; m(He) = 4,002603 u.m.a. (1 u.m.a. = 1,661 10−27 kg) ⇒ m(He) < 4 m(H) ! ⇒ conversion masse - énergie (énergie de liaison) : E = ∆ m c2 = 4.29 10−12 J / réaction Le soleil est à l’équilibre (hydrostatique) : Energie produite = Energie rayonnée ⇒ 1038 réactions / seconde ! Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 25/43 Structure stellaire Durée de vie des étoiles Soleil : coeur ∼ 10% de la masse totale. Si L ∼ cste, t ∼ 1010 ans. Masse des étoiles ≈ 0.08 à 100 M L ∝ M 3 ⇒ ∆t ∝ M ∝ M −2 L Etoile de 0.1 M : durée de vie ≈ 1012 ans ! ! ! (> âge de l’Univers) Etoile de 10 M : durée de vie ≈ 108 ans Etoile de 100 M : durée de vie ≈ 106 ans N.B. Les étoiles les plus massives sont les plus rares (cf. formation stellaire) Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 26/43 Structure stellaire Chaines proton-proton La principale source d’énergie solaire ; source de neutrinos La réaction de départ p + p −→ D + e+ + ν n’est pas rigoureusement une réaction de fusion : désintégration β. Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 27/43 Structure stellaire Cycle CNO Cycle fermé : taux(15 N(p,α)12 C) taux(15 N(p,γ)16 O) (∼ 0.4% !). Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 28/43 Structure stellaire Détection des neutrinos solaires (νe ) 1ère detection : R. Davis et al. 1970. Test de structure stellaire ... et de physique des particules ! Flux de neutrinos solaires sur Terre : 1015 m−2 s−1 ⇒ 2% de l’énergie perdue sous forme de neutrinos (1 SNU = nb de ν conduisant à une réaction par sec. sur une cible de 1036 nucléons) Le "solar neutrino problem" (Bahcall et al. 2006) ... ⇒ oscillations de neutrinos ! Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 29/43 Structure stellaire Combustion de l’hélium : réaction 3α T ∼ 108 K, ρ ∼ 105 g/cm3 : 4 He + 4 He −→ 8 Be t1/2 (8 Be) = 6.7 10−17 s ⇒ 8 Be/4 He = 10−9 Réaction "résonante" (Salpeter 1952) : état excité 0+ de 12 C à 7.7 MeV = état résonant de 8 Be + α 4 He + 8 Be −→ 12 C∗ , E = 7.654 MeV. σ ∝ T 40 ⇒ flash de l’hélium. Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 30/43 Evolution stellaire : le Soleil Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 31/43 Evolution stellaire : les étoiles massives fusion nucléaire % & - . chauffage du coeur épuisement du combustible contraction du coeur Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 32/43 Evolution stellaire : les étoiles massives Evolution d’une étoile de 25 M Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 33/43 Cadavres exquis : les astres dégénérés Chronique d’une découverte : 1844 : Bessel : Sirius (A) a un mouvement apparent avec une période ∼ 50 ans ⇒ compagnon ! Masse ∼ 0.75 à 0.95 Mo (Kepler). 1862 : Clark détecte Sirius B : L ∼ 2 10−3 L (Sirius A : L ∼ 40 L) 1915 : Adams : Tef f = 8000 K ... L = 4πR 2 σ Tef4 f ⇒ R = 18800 km (valeur actuelle ∼ 4 fois plus faible) ⇒ densité ∼ 104 fois plus importante que la densité stellaire ordinaire ... 1926 : Fowler : statistique de Fermi-Dirac ⇒ électrons dégénérés ⇒ pression suffisante pour maintenir l’équilibre hydrostatique. Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 34/43 Formation stellaire Modèle de la nébuleuse primitive Observations : globules de Bok, EGGs (Evaporating Gaseous Globules) Kant & Laplace : effondrement gravitationnel d’un nuage interstellaire 3 kT − 2 4πρ 3 1/3 GmH M 2/3 = 0 Nuages interstellaire : T ≈ 10 K, n ≈ 103 cm−3 ⇒ M≈ 15 M ⇒ Fragmentation au cours de l’effondrement ! (effet de l’opacité croissante du nuage au rayonnement) Rotation et friction ⇒ formation d’un disque protoplanétaire Problème 1 : conservation du moment cinétique ... résolu par la découverte du vent solaire ! (soupçonné par Kepler : queues cométaires) Problème 2 : processus trop efficace ... régulation par la turbulence ! Problème 3 : formation des étoiles massives ... Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 35/43 Formation stellaire Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 36/43 Abondances cosmiques Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 37/43 Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 38/43 Abondances solaires ? M. Asplund et al. 2009, ARA&A 47, 481 Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 39/43 Abondances solaires ? Du 1D LTE au 3D NLTE ... Helioseismologie : ⇒ mesure de cs = f (T , µ) (N.B. model independent ?) Conséquence des nouvelles abondances : désaccord avec les données héliosismiques ! Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 40/43 Les étoiles : retour sur la définition ... Table: Indicative values of some initial mass limits for X = 0.70, Z = 0.02, based on models including overshooting (0.25Hp ) and mass loss (adapted from (Maeder 12009, chap. 26). mass in M minimum mass in the opacity-limited fragmentation minimum mass for H burning maximum mass leading to the formation of a white dwarf minimum mass for the formation of a Wolf-Rayet star minimum mass for black hole formation maximum mass Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 0.007 ? 0.08 8.0 ? ∼ 30 ? ∼ 50 ? ∼ 130 ? 41/43 Les étoiles : rôle du champ magnétique ? 1ère mesure : Hale et al. 1908, ApJ 28, 315 Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 42/43 Les étoiles : rôle du champ magnétique ? Université de Montpellier | Les étoiles : cycle de vie ... et zones d’ombres (introduction à la physique stellaire) 43/43