Vie et mort des étoiles

Réunion ACA 24/10/2015
Vie et Mort des Etoiles
Un survol rapide des grands
évènements du cosmos !
24/10/2015 © Pierre Lecomte
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• Gestation
• Age adulte
• Fin de vie
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Première étape
• Nuage interstellaire
– Diamètre > 1014 km = 100.000 milliards Km
– Gaz atomique et moléculaire + poussière
– Plusieurs milliers de masse solaire
• Température : 10 °K (= -263 °C)
• Densité : 1000 particules/cm3
– (sur terre : ultravide = 2 106 mol./cm3)
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Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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Deuxième étape
• Fragments du nuage initial
• Diamètre : 1012 km (1.000 milliards km)
• Température
– Centre du nuage : 100°K (-173°C)
– Extérieur du nuage : 10°K (-263°C)
• Densité : 106 particules/cm3
• Durée : 30.000 années
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Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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Processus
• Perturbation
– par la proximité d’étoiles, novae et
supernovae
– par les sursauts gamma, jets de matière
– Etc...
P0 = a / R3 - b / R4
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Ref. : http://astronomia.fr/4eme_partie/details_html/masseDeJeans.php
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Troisième étape
• Fragmentation cesse
• Diamètre : 1010 km (10 milliards km)
• Température
– Centre du nuage : 10.000°K
– Extérieur du nuage : 100°K
• Densité : 1012 particules/cm3 (air : 2,10
• Durée : 100.000 années
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part./cm3)
Le nuage devient opaque
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Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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Troisième étape (exemples)
régions HII
Nébuleuse d'Orion
http://messier.obspm.fr/f/m042.html
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On pense généralement qu'un globule de Bok typique
possède une masse d'environ 10 masses solaires, concentrée
dans une région d'environ 1 année-lumière, et que les
globules de Bok conduisent la plupart du temps à la formation
d'étoiles doubles ou multiples
Ref. : http://messier.obspm.fr/objects_f.html#nebula
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Quatrième étape
• Protoétoile
• Diamètre : 108 km (100 millions km)
• Température
– Centre du nuage : 1.000.000°K
– Extérieur du nuage : 3.000°K
• Densité : 1018 particules/cm3 (air : 2,10
• Luminosité variable
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part./cm3
)
– accrétion, poussières,..
– dans l’infrarouge avant le visible
• Durée : 1.000.000 années
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Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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Quatrième étape
Image prise par le télescope spatial Spitzer en infrarouge.
Objet Herbig-Haro HH 46/47, qui contient une protoétoile.
http://fr.wikipedia.org/wiki/Proto-%C3%A9toile
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http://www.noao.edu/outreach/aop/observers/n7538.html
NGC 7538, la nébuleuse abritant la plus grande proto-étoile
découverte qui fait environ 300 fois la taille de notre système
solaire.
Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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Cinquième étape (1)
• Pré-étoile
• Diamètre : 107 km (10 millions km)
• Température
– Centre du nuage : 5.000.000°K
– Extérieur du nuage : 4.000°K
• Luminosité due à la Température (pas
encore de fusion nucléaire)
• Densité : 1022 particules/cm3
• Durée : 10.000.000 années
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Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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Exemples
Jeunes étoiles en formation à 450 années lumières dans le Taureau
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Ref. : http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/05/image/b/format/web/
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sixième étape
• Jeune étoile
• Diamètre : 2x106 km (2 millions km)
• Température
– Centre du nuage : 10.000.000°K
– Extérieur du nuage : 4.500°K
• Densité : 1025 particules/cm3
• Durée : 30.000.000 années
• En fin de période : démarrage
réaction nucléaire de fusion de
l’hydrogène
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Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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septième étape (2)
L’étoile est en équilibre
hydrostatique (Température/pression
en équilibre avec la gravité)
Elle va suivre son
évolution selon le
diagramme HR
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Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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Résumé
• Caractéristiques principales :
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Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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Résumé de l’évolution
• Durée de ‘’gestation’’ fonction de la
masse initiale (en millions d’années)
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Ref. : http://astronomyonline.org/Stars/Evolution.asp
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Exemple : M20 Nébuleuse Trifide
À 500 a.l. dans
le Sagittaire
-Nébuleuse en
émission, raie
rouge de
l’hydrogène
-Nebuleuse de
réflexion bleue
par réflexion sur
les poussières
-Nébuleuse
sombre, zone de
formation
d’étoiles
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Ref. : http://apod.nasa.gov/apod/ap130725.html
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Exemple : M20 Nébuleuse Trifide
• Partage de zones
plusieurs états :
– Nuage étape 1 (A)
– Fragment en
contraction :
étapes 1 et 2 (B)
– Nébuleuse en
émission : étape
6 et 7
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Ref. : http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/Notes/Chapter19.html#form
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Exemples : jet bipolaire
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Ref. : http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2000/32/video/b/
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• Gestation
• Age adulte
• Fin de vie
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Arrivée à l’âge adulte
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Ref. : https://www.ualberta.ca/~pogosyan/teaching/ASTRO_122/lect15/lecture15.html
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Classification des étoiles
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000 étoiles du catalogue
Hipparcos et 1 000 étoiles du
catalogue Gliese ont été prises
en compte. Le Soleil se trouve
sur la séquence principale et a
pour luminosité 1 (magnitude
absolue 4,8) et température 5
780 K (type spectral G2).
Diagramme de Hertzsprung-Russell créé par
Richard Powell, avec sa permission pour une
diffusion sur Wikipédia
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Ref. : http://fr.wikipedia.org/wiki/Diagramme_de_Hertzsprung-Russell
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Nucléosynthèse stellaire
• 4p → 4He + 2e+ + 2ν
• 2000 milliards de joules libérés par mole d‘Hélium
obtenue (1 mole He = 4,0 gr)(4 gr He libèrent 475 mia. Calories)
• Les réactions qui ont lieu au centre du Soleil
diminuent sa masse (∆E = ∆M.C2) de 4 millions de
tonnes par seconde !
• Il faudra encore 5 milliards
d’année pour ‘’bruler’’
le reste d’hydrogène
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Ref: http://www.in2p3.fr/physique_pour_tous/aulycee/nepal/destin_etoiles/destin05.htm
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Nucléosynthèse stellaire ()
• Fusion de l’Hydrogène.
• Equilibre hydrostatique
Température/Gravité
• Structure en couches de
l’étoile
Ref: http://fr.wikipedia.org/wiki/R%C3%A9action_triple_alpha
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http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/
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Résumé de l’évolution
• Durée de séjour dans la séquence
principale / fonction de la masse initiale
24/10/2015 © Pierre Lecomte Ref. : http://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/astrophysics/stellarevolution_mainsequence.html24
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• Gestation
• Age adulte
• Fin de vie
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Schéma général
Hydrogène
Sortie de la
séquence principale
Hélium
Carbone
=> Géante rouge
Néon
Oxygène
Silicium
Fer
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Ref: http://astronomia.fr/4eme_partie/evolution.php
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Schéma général
Masse < 0,26 Msol.
Hydrogène
Hélium
• Lorsque l’hydrogène est consommé :
– Fusion de l’hélium
– Contraction de l’étoile
•Cœur = matière « dégénérée »
•Evolution en naine blanche d’Hélium
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Ref: http://astronomia.fr/4eme_partie/evolution.php
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Fin de vie ()
• Etoiles < 0,08 Msol.
– Cœur T = 8 x 106 °K (fusion H : 10 x 106 °K)
naine brune
•
• Etoiles < 1 Msol.
• Toujours dans la séquence principale
• Durée 20 mia. années (univers = 13,7 mia.)
2MJ044144 est une naine brune situé à 450 années-lumière dans la constellation du Taureau
http://www.lecosmographe.com/blog/decouverte-dun-jeune-compagnon-dune-naine-brune-ayant-une-masse-planetaire/
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Ref: http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/
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Schéma général
1 Msol.< Masse < 2,5 Msol.
Hydrogène
Hélium
Carbone
• Lorsque l’hydrogène est consommé :
– Fusion de l’Hélium
– Dilatation de l’enveloppe => géante rouge
•Cœur = matière « dégénérée »
•Evolution en naine blanche à cœur de Carbone
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Ref: http://astronomia.fr/4eme_partie/evolution.php
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Fin de vie ()
•
•
•
•
•
•
•
Etoiles < 2 Msol. (inclus le soleil)
A la fin éjection de l’enveloppe extérieure
nébuleuse planétaire
Durée +/- 50000 ans
Evolution vers une naine blanche
cœur Carbone dégénéré
Pas de fusion du carbone
À 650 al, la nébuleuse Hélix (NGC 7293) est une des
nébuleuse planétaire les plus proches de la Terre.
http://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_plan%C3%A9taire
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Ref: http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/
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Hydrogène
Fin de vie ()
2,5 Msol.< Masse < 10 Msol.
Hélium
Carbone
Néon
Oxygène
• Lorsque l’hydrogène est consommé :
–
–
–
–
Fusion de l’Hélium
Dilatation de l’enveloppe => géante rouge
Fusion du Carbone
Cœur en pelure d’oignon
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Ref: http://astronomia.fr/4eme_partie/evolution.php
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Fin de vie ()
Masse > 10 Msol.
Hydrogène
Hélium
Carbone
Néon
Oxygène
Silicium
Fer
•Fusion du Fer : réaction endothermique
•Explosion en Supernova
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Ref: http://astronomia.fr/4eme_partie/evolution.php
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Schéma général
Théorème de Vogt-Russel : si une étoile est
en équilibre thermique et hydrostatique, et
que la source d'énergie est nucléaire, ses
propriétés sont définies par sa masse et sa
composition chimique.
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Ref: http://astronomia.fr/4eme_partie/evolution.php
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Cas du soleil
• Contraction du cœur
dégénérescence (principe de
Pauli)
pas d’expansion au
début
•
flash d’Hélium (durée en
heures)
• Expansion,
refroidissement
stabilité de la fusion de
•
l’Hélium
Géante
rouge
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Ref: http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/
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Cas du soleil
• Fusion de l’Hélium au cœur et
• Fusion de l’Hydrogène dans la
coquille
•
pulsation de l’étoile
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Ref: http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr122/
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Résumé pour notre soleil !
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Ref. : http://seymourastronomy2.pbworks.com/w/page/8865393/Stellar%20Evolution
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Nucléosynthèse stellaire (13)
• Durée des différentes phases
Température
Étoile de 0,3 masse
solaire
Étoile de 1 masse
solaire
Étoile de 25 masses
solaires
fusion de
l'hydrogène
4×106 K ; 15×106 K
; 40×106 K
~800 milliards d'années
10-12 milliards d'années
7 millions d'années
fusion de
l'hélium
1×108 K
S'arrête avant d'atteindre
ce stade
~200 millions d'années
500 000 ans
fusion du
carbone
1×109 K
S'arrête avant d'atteindre
ce stade
200 ans
fusion du néon
1,2×109 K
1 an
fusion de
l'oxygène
2×109 K
5 mois
fusion du
silicium
3×109 K
~1 jour
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Ref: http://fr.wikipedia.org/wiki/Nucl%C3%A9osynth%C3%A8se_stellaire
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Résumé de l’évolution
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Ref. : http://chandra.harvard.edu/resources/illustrations/stellar_evolution.html
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Ce dont je ne vous ai pas parlé..
• Mais qui ne manque pas d’intérêt :
–
–
–
–
–
–
–
–
–
–
Nova et supernova
Vent stellaire et flux de matière
Limite de Chandrasekhar
Étoiles doubles
Convection/radiation dans le cœur
Hyper-géantes (> 100 x Msol.)
Premières étoiles et galaxies
Pulsars, Quasars, etc..
Masse de Jeans
Electromagnétisme
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