VI. L’évolution stellaire (un aperçu) 1. 2. Les polytropes L’initialisation de la formation stellaire a. b. 3. La contraction pré-Séquence Principale (PMS) a. b. 4. T. Guillot 2004-2005 La ZAMS Evolution chimique & chemin évolutif L’évolution post-séquence principale a. b. c. 6. Chemin évolutif de Hayashi La différence étoiles/naines brunes La séquence principale a. b. 5. La masse de Jeans Le support des nuages moléculaires Les étoiles massives Les étoiles de faible masse La phase AGB Les phases ultimes VI- L'évolution stellaire 1 1. Polytropes 2. L’initialisation de la formation stellaire T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 4 La masse de Jeans + EOS isotherme: P=Cs2ρ T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 5 Le problème du support des nuages moléculaires • • • La masse de gaz de densité >103 cm-3 dans la Galaxie: ~109 M Temps de chute libre: ~2x106 ans Il en résulte un taux de formation d’étoiles: – ~500 M/an! Plus de ~100 fois le taux observé • Conclusion: le gaz ne s’effondre pas en un temps de chute libre • Quelle est la nature du support? 2 Hypothèses proposées: – Le champ magnétique – La turbulence T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 6 T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 7 3. L’évolution pré-Séquence Principale Les chemins évolutifs de Hayashi • Avant l’amorçage des réactions de fusion de H • L’étoile est entièrement convective – Structure homogène • Le chemin d’évolution est dit « chemin de Hayashi » (d’après Hayashi (1961) • La zone à droite du chemin de Hayashi dans un diagramme HR classique est une zone interdite à masse et composition donnée T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 9 Les chemins évolutifs de Hayashi Etoile entièrement convective + ~GP => polytrope n~3/2 3 1 ⇒ log P = cte − log R − log M + (1+ n)logT 2 2 Lien avec la condition limite atmosphérique (T0=Teff; P0=2/3 g/κ): M −b 1/(a +1) κ = κ 0 P T ⇒ P0 = cte 2 Teff R a € ⇒ log P0 = cte − b 2 1 b log R − log M − logTeff a +1 a +1 a +1 € En utilisant la définition de la luminosité => logR=cte+1/2 logL -2logTeff € les deux expressions P(T) Et en égalant pour P=P0 et T=Teff, on trouve: logTeff = A˜ log L + B˜ log M + cte 3 4 a −1 4 1 2a + 3 2 ; B˜ = (4 + n)a + b + n (4 + n)a + b + n n ≈ 3/2,a ≈ 1,b ≈ 3 ⇒ A˜ ≈ 0.05; B˜ ≈ 0.2 A˜ = € € T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 10 Les naines brunes • Pas de séquence principale de fusion de l’hydrogène • Evolution similaire à une PMS stellaire • M< 0.075 M • Noter la fusion du deutérium pour M>0.013 M Burrows et al. 1997 T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 11 Les naines brunes • Pas de séquence principale de fusion de l’hydrogène • Evolution similaire à une PMS stellaire • M< 0.075 M • Noter la fusion du deutérium pour M>0.013 M Chabrier & Baraffe 2000 T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 12 4. La Séquence Principale La « ZAMS » Lorsque la fusion de l’hydrogène apparaît: ∂S ∂t >> τ KH ε˙ >> −T τ nuc D’où les modèles de ZAMS (Zero Age Main Sequence) – composition homogène – pas d’évolution temporelle € R∝M0.6 M≤ M R∝M0.8 M≥ M L∝M3.2 M≤ 20 M L∝M M≥ 20 M Note importante: – Pour M<1.2 M: CNO<PP => coeur radiatif – Pour M>1.2 M: CNO>PP => coeur convectif T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 14 Evolution chimique & chemin évolutif • Conséquence de la fusion de l’hydrogène: le coeur central devient plus dense étoile de masse solaire T. Guillot 2004-2005 étoile de plusieurs masses solaires VI- L'évolution stellaire 15 Evolution chimique & chemin évolutif 1M 5M T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 16 Evolution chimique & chemin évolutif 1M 5M T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 17 5. L’évolution postSéquence Principale T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 19 Les étoiles massives • H brûle en couches – Coeur d’He isotherme – Equilibre coeur isotherme/enveloppe radiative => limite de SchoenbergChandrasekhar – Contraction du coeur d’He • Expansion de l’enveloppe • réactions He->C au centre • He brûle en couches – L => étoile convective • Ascension du diagramme HR le long du chemin de Hayashi T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 20 Les étoiles massives T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 21 Les étoiles de faible masse (<2.3 M) • • • 1. 2. 3. 4. H brûle en couches => coeur d’He isotherme Contraction du coeur Tc , Mc => T(enveloppe) => L’enveloppe devient convective Ascension de la branche des géantes Quand la zone convective atteint la couche de fusion • • 5. Premier dragage convectif µ, L (temporaire) Flash(s) de l’hélium: Mc~0.45M, Tc~108 K • • • 6. 7. SP: Coeur convectif absent ou petit Electrons dégénérés au centre Séquence principale proche du chemin de Hayashi Dégénérescence => Tc , ρc~cte Emballement thermique: L~1011L !!! pour quelques secondes Branche asymptotique des géantes Pulses thermiques • => NAINE BLANCHE T. Guillot 2004-2005 ρCP dT T ≅ ρε − K 2 > 0 dt Rc € VI- L'évolution stellaire 22 Les étoiles de faible masse: le premier dragage T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 23 Les étoiles de faible masse: le flash de l’hélium T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 24 Les étoiles de faible masse: l’effondrement du coeur T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 25 La phase AGB • Arrivée sur l’AGB: – après un second dragage convectif (« dredge-up ») (M>4M) – après le flash de l’hélium & la branche horizontale (M<4M) • • He brûle en couche; haute luminosité => expansion de l’enveloppe Deux couches de fusion de H et He deviennent très proches – Situation instables – Pulses thermiques – La luminosité de fusion de l’hélium peut atteindre qqs 105 L • La perte de masse devient importante T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 26 La phase AGB T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 27 La phase AGB T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 28 La phase AGB T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 29 6. Les phases ultimes Phases ultimes Réactions nucléaires chauffage du coeur épuisement du carburant contraction du coeur (<4-10 M) nébuleuse planétaire (>4-10 M) supernovae (type II) naine blanche étoile à neutrons T. Guillot 2004-2005 trou noir (>~25 M) VI- L'évolution stellaire 31 Phases ultimes T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 32 Supernovae de type II: une simulation T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 33 T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 34 Références • Quelques unes des animations ont été empruntées à – http://www.cantanout.com/ • Voir aussi – Hansen, Kawaler, Trimble « Stellar Interiors » (1994, 2004) – Kippenhahn, Weigert « Stellar evolution » (1992) T. Guillot 2004-2005 VI- L'évolution stellaire 35