Université Lille 1 Licence Sciences de la Vie, de la Terre et de l’Environnement UE “Sciences de l'Univers” Introduction à l'astronomie et à l'astrophysique Les étoiles 2ème Partie 1/25 Plan du cours I. Introduction II. Magnitude III. Classification des étoiles IV. Evolution stellaire 2/25 IV. Evolution stellaire milieu interstellaire ~ 10% masse de notre galaxie lieu de formation des étoiles : nébuleuses en émission (régions hydrogène ionisé HII) nuages moléculaires (H2) mode de formation : contraction gravitationnelle fragmentation du nuage en plusieurs proto-étoiles proto-étoile = luminosité due à la chute de matière formation par groupes: amas ouverts formation de systèmes multiples (60% étoiles de la galaxie) 3/25 IV. Evolution stellaire effondrement d’un nuage interstellaire IV. Evolution stellaire masse proto-étoile ≤ 0.08 M☉ température au centre insuffisante pour engendrer les réactions nucléaires de fusion H He naine brune (« étoile ratée ») masse proto-étoile ≥ 0.08 M☉ étoile, équilibre réactions nucléaires HHe / gravitation + éventuellement: aplatissement d’un disque gaz + poussières en rotation formation de planètes 5/25 nébuleuse de la Rosette nuage gaz + poussières diamètre ~ 100 a.l. amas ouvert étoiles jeunes (~ 5 x 106 ans) rayonnement UV ionisation H IV. Evolution stellaire séquence principale (diagramme HR) 1ère phase de la vie des étoiles conversion HHe par fusion thermonucléaire dans le cœur position sur le diagramme HR dépendante masse de l’étoile (entre 0.1 et 100 M☉) durée 50 x 109 ans 20 x 106 ans 10 x 109 ans étoile de 0.1 M☉ étoile de 30 M☉ Soleil 9/25 IV. Evolution stellaire diagramme HR étoile massive Soleil étoile peu massive 10/25 IV. Evolution stellaire phase post-séquence principale épuisement H central rupture équilibre pression de radiation / gravitation évolution dépendante de la masse masse entre 0.1 et 0.5 M☉ étoile de type naine rouge fusion d’éléments plus lourds que H impossible (T trop faible) durée séquence principale ≥ âge de l'Univers modèles évolution en naine blanche 11/25 IV. Evolution stellaire cas du Soleil (ou masse entre 0.5 et 7 M☉) H puis He seuls éléments pouvant fusionner par réaction nucléaire • phase de stabilité sur la séquence principale et enrichissement du noyau en He • fin de la combustion de l’hydrogène au centre • fusion de H dans une couche autour d'un cœur He • contraction du noyau He et dilatation de l’enveloppe = phase de géante rouge H +He He 12/25 IV. Evolution stellaire cas du Soleil (ou masse entre 0.5 et 7 M☉) • T(centre) ≥ 108 K: fusion brutale He C, O flash de l’hélium • stabilisation de la fusion de He noyau de C, O qui se contracte et s’échauffe masse insuffisante pour atteindre température de fusion C • période de pulsation thermique et de perte de masse ionisation des couches expulsées par un flux UV formation d’une enveloppe autour de l’étoile: nébuleuse planétaire • contraction du cœur en naine blanche • lent refroidissement de l’étoile 14/25 IV. Evolution stellaire cas du Soleil (ou masse entre 0.5 et 7 M☉) naine blanche M < 1.4 M☉, masse limite de Chandrasekhar R ~ R⊕ étoile très chaude (contraction du cœur), très peu lumineuse (R~R⊕) équilibre gravité / pression de dégénérescence des électrons (= résistance des électrons à l’augmentation de la densité du gaz) 16/25 Nébuleuse planétaire Flash de l’hélium évolution du Soleil dans le diagramme HR IV. Evolution stellaire masse ≥ 8 M☉ • fusion H sur séquence principale • fusion He, C, O... lors d’une phase de supergéante rouge • structure en couche: cœur de fer et éléments + légers en fusion 18/25 IV. Evolution stellaire masse ≥ 8 M☉ • effondrement du noyau de fer • densité maximale des noyaux atomiques atteinte • matière périphérique attirée, rebond sur le coeur et onde de choc qui expulse les toutes les couches externes de l’étoile = explosion en supernova de type II 19/25 Supernova du Crabe IV. Evolution stellaire masse ≥ 8 M☉ masse initiale ≤ 25 M☉ (ou résidu stellaire ≤ 3 M☉) résidu de la supernova étoile à neutrons (pulsar si rotation très rapide) masse initiale ≥ 25 M☉ (ou résidu stellaire > 3 M☉) résidu de la supernova trou noir 22/25 IV. Evolution stellaire supernovae de type Ia système d’étoiles double naine blanche + géante couches externes géante accrétées par naine blanche masse naine blanche ≥ limite de Chandrasekhar explosion totale après fusion C, O … Fe aucun residu stellaire! enrichissement du milieu interstellaire 23/25 IV. Evolution stellaire résumé des propriétés des résidus stellaires naine blanche R ~ R⊕ M ~ M☉ (< 1,4 M☉) étoile à neutrons R ~ 10 km 1,4 ≤ M ≤ 3 M☉ trou noir M > 3 M☉ horizon ~ qq km 24/25