Evolution Stellaire - Information scientifique

publicité
Fondamentaux d’Astrophysique
Evolution Stellaire
Henri-Emmanuel TRIOU
Décembre 2015
2
Evolution Stellaire
Préambule
« Il faut avoir du chaos en soi pour accoucher d'une étoile qui danse »
Ainsi parlait Zarathoustra (1883-1885)
Friedrich Wilhelm Nietzsche
3
4
Evolution Stellaire
Des régions chaotiques … aux étoiles …
Photographie d’une région de formation d’étoiles dans la Voie Lactée, dans la constellation de la Carène.
Les zones les plus sombres en lumière "visible" ne sont pas vides mais remplies de gaz et de poussières.
Grâce aux ondes "millimétriques" détectées par les radiotélescopes, de grandes quantités de monoxyde
carbone (CO) y sont mesurées. Les fausses couleurs, en arc en ciel indiquent la densité du gaz (bleu : très
faible, rouge : très élevée). Ce nuage de gaz fortement turbulent est en train de se fragmenter pour former des
embryons d’étoiles.
Préambule
Fondamentaux d’Astrophysique
Evolution Stellaire
Edition de novembre 2016
5
6
Evolution Stellaire
Du même auteur :
Fondamentaux d’Astrophysique, Evolution stellaire, novembre 2016
Fondamentaux d’Astrophysique, Structures de l’Univers, novembre 2016
Fondamentaux d’Astrophysique, Cosmologie, novembre 2016
Fondamentaux d’Astrophysique, Instrumentation en Astrophysique, novembre 2016
Composition, Illustrations et mise en page de l’auteur
Préambule
1. PRÉAMBULE
Ce cours, rédigé dans le cadre de mes enseignements aux élèves ingénieurs de
l’institut Mines Télécom (Télécom Bretagne), s’adresse plus généralement aux étudiants de
deuxième cycle universitaire ou d’écoles d’ingénieurs. Il fait appel à des notions de
physique abordées en premier cycle universitaire mais qui seront ici largement rappelées.
Ce cours s’appuie sur l’expérience que j’ai acquise sur divers projets
d’Astrophysique, sur mes recherches bibliographiques, ainsi que sur mes riches interactions
scientifiques au sein du service d’Astrophysique du CEA de Saclay. Je tiens ainsi à
remercier tout particulièrement Roland Lehoucq, Alan-Sacha Brun et Thierry Foglizzo,
Astrophysiciens au Service d’Astrophysique (SAp) du CEA de Saclay; les discussions que
j’ai eues avec eux m’ont beaucoup apporté pour la rédaction de ce cours.
S’agissant d’enseignements, sans doute peut-on considérer qu’il n’existe pas de
science infuse mais de science qui se diffuse. J’espère donc que ce cours contribuera à la
diffusion de connaissances fondamentales liées à la vie des étoiles.
Henri-Emmanuel TRIOU
7
8
Evolution Stellaire
Table des matières
2. TABLE DES MATIÈRES
1.
PRÉAMBULE ......................................................................................................................................... 7
2.
TABLE DES MATIÈRES ...................................................................................................................... 9
3.
INTRODUCTION : QU’EST-CE QU’UNE ETOILE ....................................................................... 11
4.
EQUILIBRE MECANIQUE ET THERMODYNAMIQUE D’UN PLASMA STELLAIRE ......... 13
4.1.
4.2.
4.3.
4.4.
5.
LE MODÈLE POLYTROPIQUE............................................................................................................ 15
L'ÉQUATION DE LANE-EMDEN ....................................................................................................... 15
SIGNIFICATION "THERMODYNAMIQUE" DE LA RELATION POLYTROPIQUE : ..................................... 17
RÉSUMÉ DU MODÈLE ...................................................................................................................... 18
FONCTIONNEMENT DES ETOILES .............................................................................................. 19
5.1.
LA NUCLÉOSYNTHÈSE .................................................................................................................... 19
5.2.
EQUILIBRE GRAVITATION – RADIATION .......................................................................................... 20
5.2.1. Théorie ...................................................................................................................................... 20
5.2.2. Résultats pour un Soleil moyen en fonction de (R, M, ) et n=3 .............................................. 21
5.2.3. Equilibre entre pression de gravitation et pression interne...................................................... 22
5.3.
STRUCTURE INTERNE D’UNE ÉTOILE............................................................................................... 25
6.
DIFFERENTS ETATS D’UNE ETOILE AU COURS DE SA VIE ................................................. 29
6.1.
6.2.
6.3.
7.
NAISSANCE ET JEUNESSE ................................................................................................................ 29
AGE ADULTE .................................................................................................................................. 32
DÉCLIN, FIN DE VIE ........................................................................................................................ 33
FORMATION DES ÉTOILES ............................................................................................................ 39
7.1.
LE MILIEU INTERSTELLAIRE : À L’ORIGINE DES ÉTOILES ................................................................. 39
7.2.
LE MILIEU INTERSTELLAIRE : FORMATION DE H2 ET DES NUAGES MOLÉCULAIRES.......................... 40
7.3.
PRÉMICES DE LA NAISSANCE DES ÉTOILES ...................................................................................... 41
7.4.
FORMATION DES ÉTOILES AU SEIN DES NUAGES MOLÉCULAIRES .................................................... 41
7.4.1. Nuages moléculaires géants en équilibre ................................................................................. 41
7.4.2. Evolution : rupture de l’équilibre et effondrement gravitationnel ............................................ 41
7.4.3. Fragmentation .......................................................................................................................... 43
7.4.4. Fin du processus de fragmentation ........................................................................................... 45
7.4.5. Vers la naissance d'une étoile : phase de contraction .............................................................. 47
7.4.6. Ultimes phases de la formation des étoiles ............................................................................... 48
7.4.7. La durée de la formation d'une étoile ....................................................................................... 49
7.4.8. Résumé ...................................................................................................................................... 51
8.
VIE ET EVOLUTION DES ETOILES SUR LEUR SEQUENCE PRINCIPALE ......................... 57
8.1.
8.2.
8.3.
9.
CLASSIFICATION DES ÉTOILES ........................................................................................................ 57
LE DIAGRAMME DE HERTZSPRUNG-RUSSEL ................................................................................... 63
LA SÉQUENCE PRINCIPALE, LA "VIE" ............................................................................................. 68
EVOLUTION DES ETOILES HORS DE LA SEQUENCE PRINCIPALE ................................... 71
9.1.
ETOILES DE MASSE INITIALE M < 0,08 M ..................................................................................... 71
9.2.
ETOILES DE MASSE INITIALE 0,08 M < M< 0,5 M....................................................................... 73
9.3.
ETOILES DE MASSE INITIALE 0,5 M < M< 2,25 M....................................................................... 76
9.3.1. Notes sur la chaine triple alpha ................................................................................................ 78
9.3.2. Notes sur les géantes rouges..................................................................................................... 78
9.4.
ETOILES DE MASSE INITIALE 2,25 M < M < 8 M ......................................................................... 78
9.4.1. Flash de l’hélium et branche horizontale ................................................................................. 82
9.4.2. Asymptotic Giant Branch et enrichissement du milieu interstellaire ........................................ 84
9.4.3. Notes sur la chaine triple alpha et le cycle CNO ...................................................................... 84
9.4.4. Naines blanches ........................................................................................................................ 87
9.4.5. Masse de Chandrasekhar ......................................................................................................... 88
9
10
Evolution Stellaire
9.4.6. Résumé sur la formation d'une naine blanche et d'une nébuleuse planétaire ........................... 91
9.5.
ETOILES DE MASSE INITIALE 8 M < M < 40 M ............................................................................ 92
9.6.
ETOILES DE MASSE INITIALE M > 40 M......................................................................................... 99
9.7.
RÉSUMÉ DE L’ÉVOLUTION DES ÉTOILES TYPE SOLEIL (M ≤ 8 M) SUR ET EN DEHORS DE LA
SÉQUENCE PRINCIPALE ................................................................................................................................ 101
10.
LES SUPERNOVAE ........................................................................................................................... 107
10.1.
LES SUPERNOVÆ DE TYPE II ......................................................................................................... 109
10.1.1.
Stades précurseurs de l’explosion : Fusions successives ................................................... 109
10.1.2.
Phases finales de l’explosion : Effondrement ..................................................................... 109
10.1.3.
Phases finales de l’explosion : Rebond .............................................................................. 110
10.1.4.
Précisions sur le mécanisme de l’explosion des supernovæ de type 2 ............................... 115
10.1.5.
Résumé du mécanisme de fin de vie des étoiles .................................................................. 120
10.2.
LES SUPERNOVÆ DE TYPE IA ........................................................................................................ 121
11.
RÉSUMÉ DE LE L’ÉVOLUTION STELLAIRE ............................................................................ 125
12.
ANNEXES ............................................................................................................................................ 127
ANNEXE A : LECTURE SUR LA VIE SUR LA SÉQUENCE PRINCIPALE ET LA PHYSIQUE DE L’ÉTAT
DÉGÉNÉRÉ ................................................................................................................................................... 127
12.2.
ANNEXE B : LA PRESSION DE DÉGÉNÉRESCENCE .......................................................................... 139
12.1.
13.
NOTATIONS ET CONSTANTES PHYSIQUES ............................................................................. 143
14.
REFERENCES .................................................................................................................................... 145
Introduction : qu’est-ce qu’une étoile
3. INTRODUCTION : QU’EST-CE QU’UNE ETOILE
Selon la définition classique, une Etoile est un astre, qui brille de sa propre lumière.
Une étoile est une grande concentration de matière en forme de boule. La pression
en son cœur est telle que la matière s’y fusionne provoquant de colossales bouffées
d’énergie. C’est par ce mécanisme, appelé «nucléosynthèse stellaire», que l’essentiel des
éléments chimiques présents dans l’Univers voit le jour.
Une étoile est ainsi une boule de gaz entretenant en son sein des réactions de fusion
thermonucléaire responsables de la création de noyaux atomiques.
Etoile : une gigantesque boule de plasma émettant sa propre lumière
Les étoiles naissent dans les grands nuages d'hydrogène froid (H2 + He), appelés
"nébuleuses". Sous l'effet de la gravité ces nuages s'effondrent, la masse de gaz se
11
12
Evolution Stellaire
concentre et la température s'élève car l'énergie gravitationnelle est transformée en chaleur
(rayonnement + échauffement). Quand le cœur du nuage atteint une température d'environ
10 millions de kelvins, la réaction de fusion de l'hydrogène en hélium est possible sur une
base de temps très longue, le milliard d'années. L'étoile a trouvé une nouvelle source
d'énergie. La pression est assez élevée pour, provisoirement, stabiliser le système. Une
étoile de la séquence principale s'est formée.
Avant de développer ces différentes étapes dans ce cours, les deux prochains
chapitres se proposent de détailler l’équilibre thermodynamique du plasma stellaire, et ainsi
le fonctionnement de l’étoile sur la séquence principale qui constitue la majeure partie de la
vie d’une étoile.
Equilibre mécanique et thermodynamique d’un plasma stellaire
4. EQUILIBRE MECANIQUE ET THERMODYNAMIQUE D’UN PLASMA
STELLAIRE
La matière stellaire est composée d'un plasma d'électrons, de photons (légers) et de
noyaux (lourds). Les particules qui composent le plasma stellaire sont de très petite
dimension (r ~ fm). La densité peut donc croître jusqu'à la densité nucléaire. Le système
considéré est isotrope et homogène.
Représentation simplifiée de la formation de plasma
Le plasma stellaire est composé de noyaux (hydrogène et noyaux lourds), de
rayonnement ( et d'électrons. La densité de masse  ne fait intervenir que les noyaux,
tandis que la densité de particules fait intervenir noyaux et électrons qui, dans des cas
limites, peuvent être relativistes.
L'équilibre mécanique est envisagé sous l'action de deux forces, la pression du gaz
et la gravitation. Soient P la pression (du gaz de particules et de radiation), et  la densité à
l'intérieur de l'étoile. Le système est décrit par :
13
14
Evolution Stellaire
- L'équation de la mécanique des fluides, en régime hydrostatique :
dP(r )
   .g ( r )
dr
avec :
(1)
où g est l'accélération de la pesanteur
- La masse contenue dans une sphère de rayon r est :
(2)
Pour décrire la structure mécanique, il convient de résoudre simultanément les
équations (1) et (2).
Une conséquence de l'équilibre mécanique (1) + (2) est l'équation (3) :
(3)
Il s’agit de l’équation de Gauss.
Il sera nécessaire de vérifier que les solutions de l'équation (3) satisfont (1) et (2).
L'équilibre mécanique est conditionné par deux fonctions inconnues, la pression P
et la densité ; la thermodynamique doit permettre d'introduire la température et les
questions d'énergie en particulier l'énergie interne (gravitationnelle et thermique).
Equilibre mécanique et thermodynamique d’un plasma stellaire
4.1. Le modèle polytropique
Le système d’équations formé par l’équation de Gauss (3) et par l’équilibre
hydrostatique (1) contient trois fonctions inconnues, (r), P(r) et g(r). Pour résoudre ce
système, nous considérons que le gaz constituant l’astre suit une équation d’état
polytropique.
La pression est supposée proportionnelle à une puissance  de la densité :
avec :
(4)
C est la constante polytropique et l'indice polytrope est n.
L'hypothèse polytropique est portée dans l'équation d'équilibre mécanique en
fonction de x et y :
La densité centrale est c et  une échelle de longueur arbitraire.
Par un choix judicieux de , l'équation est sans dimension, on obtient l’équation de
Lane-Emden :
(5)
(6)
Deux conditions aux limites suffisent pour déterminer la solution :
4.2. L'équation de Lane-Emden
Pour les valeurs n = 0, 1, 5, l'équation admet des solutions analytiques élémentaires.
Par exemple :
15
16
Evolution Stellaire
L'équation a été résolue numériquement par la méthode d'Euler, pour un indice
polytrope variable. La figure ci-après présente le comportement de la solution pour
différents indices.
Résolution de l’équation de Lane-Emden
Equilibre mécanique et thermodynamique d’un plasma stellaire
La surface de l'étoile est définie par la première racine x1 de l'équation y(x) = 0. A la
surface, densité et pression s'annulent car la surface du système est en contact avec le vide.
Pour des valeurs de n supérieures à 5, la fonction y(x) ne s'annule pas. Quand n tend
vers 5, x1 tend vers l'infini. Si n tend vers 0,  tend vers 0.
Le domaine des valeurs de n est donc physiquement limité à l'intervalle [0; 5[.

n
x1
y1'
∞
0
2.449
-0.817
2
1
3.141
-0.318
3/2
2
4.351
-0.27
4/3
3
6.894
-0.0424
3.5
9.534
-0.021
6/5
5
∞
0
4.3. Signification "thermodynamique" de la relation polytropique :
La structure d’un astre suivant une équation d’état polytropique peut être obtenue
analytiquement pour certaines valeurs de l’indice n et par résolution numérique aisée dans
le cas général. Celle-ci décrit les transformations possibles du plasma au sein de l'étoile.
Cela fait de l’astre polytropique un modèle particulièrement facile et utile à étudier,
d’autant plus que certaines valeurs de l’indice n correspondent à des situations physiques
réelles parmi lesquelles nous pouvons citer :
- l’astre incompressible pour lequel  = ∞, soit n = 0 (= cste),
- l’astre à l’équilibre adiabatique, étudié par Kelvin. Un gaz parfait
monoatomique sans pression de radiation est un polytrope pour lequel  = 5/3,
soit n = 3/2 ; il s'agit d'une transformation adiabatique d'un gaz parfait
( = cp/cv = 5/3),
- l’astre en équilibre radiatif, étudié par Eddington, pour lequel le rayonnement
transporte l’énergie. Cette situation correspond à un polytrope d’exposant
 = 4/3, soit n = 3,
- l’astre dégénéré pour lequel les effets quantiques ne sont plus négligeables. De
tels gaz sont des polytropes dont l’exposant  vaut 4/3 ou 5/3 selon qu’ils sont
relativistes ou non (voir Annexe B),
- l’astre isotherme pour lequel  = 1, soit n = ∞ ; il s'agit d'une transformation
isotherme d'un gaz parfait.
Note : n = -1 correspondrait au cas où la pression est constante, les parties locales
de l'étoile seraient reliées par une transformation isobare.
17
18
Evolution Stellaire
4.4. Résumé du modèle
Le modèle polytrope dépend des paramètres suivants : l'indice polytrope n, la
constante polytrope C, le paramètre d'échelle , la masse M et le rayon R. A partir de ces
paramètres, la pression totale P et la densité  sont déterminées.
Les équations d'équilibre (3) et (4) conduisent aux contraintes ci-dessous :
(7)
(8)
(9)
L'équation (8) vient du choix de  (Les équations (6) et (9) sont la conséquence de
l'équation (1) à la limite r = R. A partir des équations (8) et (9), la relation (10) est déduite :
(10)
(10)
est la densité moyenne tirée de M et R.
Si M, R et n sont connus:
M, R et n  P(r) et (r)
- x1 et y’1 sont connus de l'équation de Lane-Emden (5)
-  est connu de l’équation (7)
- les densités moyenne et centrale sont déterminées par (10) ainsi que la constante
polytrope C, la distribution de densité et de pression en fonction de la distance
sont données par (8) et (4).
La température T(r) qui caractérise l'équilibre thermique local, peut être reliée à la
pression et la densité par la thermodynamique ou la physique statistique. T (P, ) est la
fonction d'état (locale) qui dépend de l'état du plasma en r, exemples :
- gaz parfait classique d'électrons et de noyaux plus ou moins lourd
- gaz de photons à haute température (corps noir)
- gaz dégénérés d'électrons ou de neutrons (principe de Pauli, statistique de Fermi
et effets quantiques)
Nous verrons au paragraphe 5.2 une application de l’équilibre polytrope dans le cas
de l’équilibre gravitation – radiation dans le cadre de l’hypothèse d’Eddington.
Fonctionnement des étoiles
5. FONCTIONNEMENT DES ETOILES
La stabilité d’une étoile est assurée par l’équilibre entre les forces de pression liées à
la gravitation et les forces de pression liées à la pression interne au sein du plasma ainsi que
la pression de radiation générée par la nucléosynthèse stellaire.
5.1. La nucléosynthèse
La nucléosynthèse stellaire est un ensemble de processus nucléaires qui conduisent,
à partir d'hydrogène et d'hélium, à des noyaux plus lourds par, essentiellement, des
réactions de fusion exothermiques avec les noyaux présents dans le plasma.
Les réactions exothermiques éventuelles sont empêchées par la barrière
coulombienne. Elles se produisent néanmoins par effet tunnel, avec un taux qui varie
fortement avec de la température.
Avant de poursuivre sur la nucléosynthèse stellaire, un petit rappel sur les atomes
est présenté ci-dessous :
19
20
Evolution Stellaire
Les différentes réactions de fusion se produisent quand la température est
suffisamment élevée :
Les différentes phases de la nucléosynthèse au sein des étoiles seront abordées lors
des chapitres consacrés à la vie des étoiles. La nucléosynthèse génère la pression de
radiation qui maintien l’équilibre de l’étoile.
5.2. Equilibre gravitation – radiation
5.2.1. Théorie
L'équation d'état thermodynamique porte sur P, T, 
Une fois que la nucléosynthèse se produit dans le cœur de l’étoile, la pression totale
P est la somme des pressions partielles des particules PG et de la radiation PR :
P = PG +PR
A haute température les particules sont classiques et se comportent comme un gaz
parfait non-relativiste :
PG = kB ..T
où  qui est la densité des particules (électrons et noyaux);
On introduira la masse moyenne des particules :
 = /
La pression de radiation est celle d'un corps noir :
PR = a.T4
où a est une constante déduite de la constante de Stefan-Boltzmann :
a = 4./ 3.c
 est la constante de Stefan-Boltzmann :

 = 5,67.10-8 W.m-2. K-4
L'hypothèse d'Eddington (transfert radiatif, soit n= 3 et  = 4/3) revient à poser :
PG = P donc PR = (1 - ).P
Fonctionnement des étoiles
21
et à supposer  constant pour une étoile donnée. Cela revient à supposer que le
paramètre  est uniforme, en d’autres termes, que le rapport entre la pression de radiation et
la pression du gaz est invariante au sein de l’étoile. Cette hypothèse qui peut sembler
drastique, s’avère telle qu’elle aboutit à l’expression (approximativement) correcte de la
relation "Pression interne – densité".
Il en résulte que l'étoile est polytrope avec un indice n = 3.
P = C.4/3
avec :
T4 = (1 - ).P/a
(11)
Pour le Soleil, à l’aide des équations (9) et (11), on détermine 1 -  = 0.003
5.2.2. Résultats pour un Soleil moyen en fonction de (R, M, ) et n=3
R☉ = 696 106 m, M = 2.1030 kg, ☉ = 1.10-3
22
Evolution Stellaire
5.2.3. Equilibre entre pression de gravitation et pression interne
Pour assurer la stabilité dimensionnelle de l’étoile, la pression interne du plasma au
sein des étoiles s’équilibre précisément avec la gravité en chaque point de l’étoile.
Le poids des couches successives étant plus important lorsqu’on va vers le centre de
l’étoile, la pression interne doit donc s’accroitre avec la profondeur. Vers le centre de
l’étoile, la pression rend le gaz suffisamment chaud pour enclencher les réactions de fusion.
L’énergie libérée par la fusion chauffe alors le gaz et maintient ainsi la pression qui assure
l’équilibre avec la pression de gravitation.
L'équilibre hydrostatique de l’étoile est donc atteint lorsque ces deux forces se
compensent:

La force de gravité: La matière constituant l'étoile va avoir tendance à la faire
s'effondrer sur elle-même.

La force de pression du gaz: Au sein de l'étoile, on trouve un mélange d'ions,
d'électrons et de photons : ce mélange est appelé plasma. Chacun de ces 3
constituants va exercer une force de pression dirigée vers l'extérieur de l'étoile, et
c'est la somme de ces 3 forces de pression qui constitue ce que l'on nomme "force
de pression du gaz". Cette force est due aux réactions thermonucléaires au cœur de
l'étoile, qui fusionnent de l'hydrogène en hélium. Il y a 3 catégories de pression à
l'origine de cette force :
o
La pression ionique: Notée π, cette pression est produite par les ions. Elle est
à l'origine de l'opacité (qui est proportionnelle à la densité de l'étoile) et de la
formation d'ondes de chocs responsables des pulsations des étoiles variables
notamment.
o
La pression électronique: Cette pression est due aux électrons libres présents
dans le plasma. Elle est notée Pe.
o
La pression du rayonnement: Notée Pr, elle est due à l'absorption des
photons (formés par les réactions nucléaires) par la matière de l'étoile.
Fonctionnement des étoiles
La stabilité de l’étoite se fait donc en un équilibre entre pression de gravitation et
pression interne au sein du plasma. La pression interne étant associée à l’interaction du
rayonnement issu des réactions de fusion avec le plasma.
La pression de radiation provient des réactions de fusion nucléaires au centre de
l’étoile.
23
24
Evolution Stellaire
Le schéma ci-dessous illustre comment cet équilibre est thermostaté et est stable.
Forte baisse du
taux de fusion
Faible baisse de la
température du
cœur
Faible hausse de
la température du
cœur
La hausse d’énergie
libérée par la fusion
permet à la pression
de radiation de
surpasser la gravité
La baisse d’énergie
libérée par la fusion
permet à la gravité de
surpasser la pression
de radiation
La gravité comprime le
cœur, le réchauffe, ce qui
permet de revenir au taux
de fusion nominal
La hausse de pression de
radiation (ou thermique)
fait s’étendre le cœur.
Consécutivement, celui-ci
se refroidit, ce qui
permet de revenir au taux
de fusion nominal
Thermostat dans les étoiles
Fonctionnement des étoiles
Le transport de l'énergie du centre à la périphérie de l'étoile est dominé par le
transport radiatif sur la séquence principale mais il se fait également par conduction et
convection (transport convectif). C'est une question essentielle de la physique stellaire que
nous n'abordons pas en détail dans ce cours.
La lumière que nous observons provient de la surface de l’étoile (photosphère). La
couleur de cette lumière dépend de la température de surface de l’étoile.
5.3. Structure interne d’une étoile
Voici les grandes lignes de la structure du Soleil. Les sources internes d’énergie du
Soleil sont les réactions nucléaires qui se produisent en son cœur. L’énergie qu’elles
produisent compense celle qui est rayonnée par la surface du Soleil. La connaissance
détaillée des processus nucléaires permet de fixer la valeur de PR(r) dans les équations de
structure tandis que la composition du gaz nous donne l’opacité de la matière en fonction
de la densité et de la température. La résolution numérique des équations de structure donne
une structure du Soleil qui peut être comparée aux observations pour ajuster les paramètres
libres. L’observation des neutrinos émis lors des réactions nucléaires dans le cœur du Soleil
est la seule sonde directe des conditions internes du Soleil. Cependant, l’observation des
ondes sonores qui traversent le Soleil et sont détectables à la surface, permet de déduire les
caractéristiques de la structure un bilan et transport d’énergie interne du Soleil. L’hélio
sismologie permet ainsi un va-et-vient permanent entre modèle théorique et observations :
étant donné un modèle de l’intérieur du Soleil, on peut prédire les caractéristiques des
25
26
Evolution Stellaire
ondes sonores à sa surface. L’observation de ces ondes et la comparaison avec la prédiction
permet en retour de fixer les paramètres libres contrôlant le modèle théorique.
L’ensemble de ces études permet de se faire une idée assez précise de la structure
interne du Soleil schématisée sur la figure ci-après.
Du centre vers la surface, on y distingue les régions suivantes :
-
Le cœur, dans lequel se produisent les réactions nucléaires dont l’énergie compense
celle qui s’échappe vers la surface. Il s’étend du centre à environ 0.2R☉.
-
La zone radiative, qui va de 0.2 à environ 0.7 R☉. La matière y est suffisamment
chaude et dense pour que l’énergie puisse y être transportée exclusivement par le
rayonnement. Cette zone est convectivement stable.
-
La zone convective, qui s’étend d’environ 0.7 R☉ à la surface visible du Soleil.
L’opacité dans cette zone, due essentiellement aux ions H-, est trop importante pour
que toute l’énergie puisse y être transportée par rayonnement. Le transport par
convection y est donc important. A la surface du Soleil, ces mouvements convectifs
se traduisent par l’apparition de granules. D’autre part, la convection est à l’origine
d’un effet dynamo qui produit un champ magnétique dont les effets sont visibles à
la surface du Soleil.
-
La photosphère est la surface visible du Soleil. Son épaisseur est d’environ 10-3 R☉.
En deçà de cette région, la matière est opaque et les photons visibles se propagent
par diffusion. Au-delà de cette région, les photons s’échappent librement dans
l’espace. Le changement d’opacité dans la photosphère est dû a une décroissance de
la quantité d’ions H-. Le rayonnement solaire est proche de celui d’un corps noir à
la température de 5 770 K.
-
La chromosphère et la couronne forment l’atmosphère du Soleil. Au-delà de la
photosphère, la température commence par décroître avant d’augmenter de façon
très importante. Le minimum atteint est d’environ 4 000 K, alors que la température
atteint 105 K en haut de la chromosphère et plus de 106 K dans la couronne. Le
rayonnement solaire est cependant dominé par la photosphère, car la chromosphère
et la couronne sont trop peu denses pour rayonner de manière significative. C’est
pourquoi la couronne n’est observable à l’œil nu que lors des éclipses totales. Les
raisons pour lesquelles l’atmosphère du Soleil est si chaude ne sont pas encore bien
comprises.
Fonctionnement des étoiles
27
28
Evolution Stellaire
Les deux figures ci-dessous illustrent la description de la structure interne du Soleil
telle que décrite dans ce paragraphe.
Différents états d’une étoile au cours de sa vie
6. DIFFERENTS ETATS D’UNE ETOILE AU COURS DE SA VIE
Montrons ici quelques images de la vie des étoiles, c’est-à-dire des différents états
d’une étoile au cours de sa vie. Nous expliquerons ces états dans les chapitres suivants dans
ce cours.
6.1. Naissance et jeunesse
Une région de formation stellaire à l’intérieur de la nébuleuse Messier 17
Observée par le télescope spatial Hubble en 1999. Crédit : NASA/ESA/J. Hester (ASU)
29
30
Evolution Stellaire
La nébuleuse Oméga (M17)
C’est nuage de gaz et de poussières situé à 6500 années-lumière dans la constellation du Sagittaire. On la
voit ici grâce au VLT de l’ESO. Comme la nébuleuse de la Carène, elle produit de nouvelles étoiles, en
particulier des étoiles massives brillantes et bleues qui ionisent et illuminent son gaz. Crédit : ESO
la nébuleuse de l'Aigle dans la constellation du serpent
.
C'est ce type de nuage qui est susceptible de s'effondrer et de provoquer la naissance de plusieurs étoiles.
Différents états d’une étoile au cours de sa vie
La Grande Nébuleuse d'Orion (M-42)
Son proche compagnon NGC 1977 (à gauche). M-43 est le petit cercle de nébulosité juste à gauche du cœur
de M-42. Ces objets sont faciles à voir sans aucune aide optique.
Zoom sur la nébuleuse d’Orion.
Nous y voyons un disque de poussières et de gaz autour d’étoiles qui viennent juste de se former. Ces
globules sont appelés "proplyds".
31
32
Evolution Stellaire
6.2. Age adulte
Le Soleil
Les pléiades et ses étoiles jeunes et massives
Différents états d’une étoile au cours de sa vie
6.3. Déclin, Fin de vie
Nébuleuse de de l'Œil du Chat
Cette photo montre bien les différentes couches de matière éjectées par son étoile centrale.
Nébuleuse planétaire de l’Hélice.
Image composite capturées dans l’infrarouge par le télescope spatial Spitzer (les extensions ont été
photographiées par WISE) et l’ultraviolet par le satellite GALEX.
Les teintes bleues, lilas et roses reflètent l’activité intérieure de la nébuleuse de l’Hélice (Helix nebula).
33
34
Evolution Stellaire
La nébuleuse planétaire NGC7293, dite “Œil de Sauron", distance de 150 parsecs
Différents états d’une étoile au cours de sa vie
Supernovæ de Kepler
Une image composite d’un résidu de supernova à partir d’images du télescope spatial (régions de gaz, en
jaune) et des observatoires Chandra (en bleu et vert, gaz chaud observé dans les rayons X) et Spitzer (en
rouge, particules de poussière observées dans l’infrarouge).
L’explosion de cette supernova avait été observée par Johannes Kepler en 1604. Crédit : NASA/VLT
35
36
Evolution Stellaire
Nébuleuse de la méduse :“Jellyfish Nebula”
Credits: JAXA/NASA/Suzaku, Tom Bash and John Fox/Adam Block/NOAO/AURA/NSF
Dans ce reste de supernovæ appelée “Jellyfish Nebula”, le télescope Suzaku a
détecté des rayons X émis par du silicone et du sulfure ionisé – ce qui témoigne des très
hautes températures immédiatement après l’explosion de l’étoile. La nébuleuse environ 65
années-lumière de large.
Différents états d’une étoile au cours de sa vie
La nébuleuse du Crabe
37
38
Evolution Stellaire
Formation des étoiles
7. FORMATION DES ÉTOILES
7.1. Le milieu interstellaire : à l’origine des étoiles
Le milieu interstellaire (ISM, Inter Stellar Medium en Anglais) contient 99% de gaz
(hydrogène et hélium principalement) et 1% de poussière. La poussière est, en astronomie,
le terme qui désigne les solides de petites tailles. Les grains solides dans l'espace sont
composés d’éléments très courants (carbone, oxygène, magnésium et silicium). Les deux
matériaux principaux sont des silicates (sable) et du carbone (diamant, graphite ou carbone
amorphe). Cette petite fraction de grains solides est très importante parce que les solides
interagissent fortement avec la lumière. Souvent les gaz sont très transparents. Par contre,
les petits grains absorbent et diffusent la lumière avec une grande efficacité comme une
petite quantité de fumée peut rendre une salle très sombre. Par leur interaction avec la
radiation, ils aident à réguler la température dans le milieu interstellaire : chauffer par
absorption de la lumière et refroidir par émission de radiation thermique. Les surfaces des
grains sont aussi des endroits où des réactions chimiques peuvent se dérouler.
Grain de poussière interplanétaire récupéré par la mission Stardust
La forme très irrégulière peut être typique dans le milieu interstellaire froid
Le milieu interstellaire est hautement turbulent, de l'énergie lui est fournie à
différentes échelles par divers processus. La turbulence à grande échelle détermine la
formation des structures, comme les filaments et coquilles du milieu interstellaire diffus.
Elle régule aussi la formation des nuages moléculaires froids et denses.
39
40
Evolution Stellaire
7.2. Le milieu interstellaire : formation de H2 et des nuages moléculaires
Les nuages moléculaires sont considérés comme des objets transitoires qui se
forment sur des échelles de temps de 107 ans, dans des régions où le gaz HI est comprimé et
se refroidit. Voyons en détail comment cela se passe :
Dans les nuages atomiques interstellaires, une combinaison d'instabilités
hydrodynamiques et de refroidissement engendre de la turbulence supersonique dans les
couches d’hydrogène atomique (HI) qui se trouvent ainsi comprimées. La dissipation
d’énergie turbulente est compensée par l'apport d'énergie cinétique du flux de gaz.
Dans les nuages atomiques du milieu interstellaire, la formation de la molécule H2
est catalysée par un grain de poussière :
H + H + grain  grain + H2
Ce mécanisme est très efficace : dans des conditions caractéristiques du milieu
interstellaire, le temps mis par un atome H pour diffuser sur le grain, rencontrer un autre
atome H, et désorber en H2 est inférieur au temps typique entre deux collisions H-grain.
La Contraction, les phénomènes de turbulence, permettent ainsi de former la
molécule H2, dont la présence permettra ensuite la chimie moléculaire, qui permettra,
comme on le verra par la suite, le collapse du nuage.
Lorsque la densité du gaz est suffisante, la matière est mieux protégée du champ de
rayonnement des étoiles environnantes et des molécules peuvent s’y former. Ces régions
forment les nuages moléculaires. Ils sont essentiellement composés par la molécule H2,
l’hydrogène constituant 90% des atomes de l’Univers. Leur taille peut être gigantesque
(plusieurs parsecs).
Ainsi :
 La contraction permet de former H2, et à partir de là, d’autres molécules,
 La molécule H2 permet la chimie moléculaire
 Formation de nuages moléculaires.
Au cœur de ces nuages une chimie complexe donne naissance à toutes sortes de
molécules. Plus d’une centaine ont été découvertes par des observations spatiales et au sol
dans tous les domaines de longueur d’onde : UV, visible, infrarouge, radio. L’évolution des
nuages interstellaires est intimement liée aux molécules qui les composent.
L’énergie absorbée par la formation des molécules entraine le refroidissement du
nuage, C’est donc la Chimie moléculaire qui permet qui permet le refroidissement.
L'hydrogène moléculaire se forme, lorsque la densité de surface dans la couche
atteint le seuil de 1021 cm-2; alors le refroidissement déclenche la formation d'étoiles par
effondrement gravitationnel. Quelques millions d'années plus tard, les nouvelles étoiles
formées.
Nous verrons par la suite comment le refroidissement entraine le collapse du nuage :
le refroidissement permet le collapse (MJeans plus faible) et empêche, du fait de la densité
plus forte, la photodissociation des nuages de H2 car ils sont protégés par le milieu moins
turbulent autour du cocon de H2. Autour du cocon du nuage moléculaire, il y a une zone
dite PDR (Photo Dissociation Régime) qui protège le cocon (en quelque sorte).
Formation des étoiles
7.3. Prémices de la naissance des étoiles
Les Etoiles se forment à partir de la matière interstellaire d’un immense nuage de
gaz et de poussière; là où la matière interstellaire est le plus importante (dans le bras
spiraux des Galaxies notamment), les naissances stellaires sont nombreuses; là où elle est
plus rare (la partie centrale des Galaxies), il n'y a pas de formation d’étoiles.
C'est à la suite d'un phénomène déclencheur comme, par exemple, l'explosion en
"supernova" d’une Etoile voisine, que les nuages interstellaires commencent à s'effondrer,
emportés par l'effet de leur propre gravité. Les Etoiles naissent en groupe, la "portée"
dépend de la nébuleuse mère. Une petite nébuleuse peut donner naissance à plusieurs
dizaines d'Etoiles, une très grande à plusieurs centaines de milliers d’Etoiles.
Une fois enclenchée la phase d'effondrement, le processus se poursuit de façon très
rapide. Une pression de plus en plus énorme s'exerce sur la matière située dans les
multiples régions de densité élevée du nuage, et la température s'élève.
Détaillons à présent le processus :
7.4. Formation des étoiles au sein des nuages moléculaires
7.4.1. Nuages moléculaires géants en équilibre
Il peut paraître étonnant que des ensembles aussi énormes que les nuages
moléculaires géants puissent exister car la force de gravité devrait les faire s'effondrer sur
eux-mêmes. En fait, plusieurs processus interviennent pour assurer une relative stabilité.
Les étoiles proches réchauffent le gaz des nuages, il s’ensuit agitation des molécule
qui crée une force de pression interne produisant une résistance à l'effondrement.
Différents phénomènes contribuent à la résistance à l’effondrement :
- La rotation : les molécules de gaz sont de ce fait soumises à une force centrifuge
qui les empêche de tomber vers le centre du nuage.
- Le champ magnétique interstellaire qui est à l'origine d'une force contribuant à
la stabilité.
7.4.2. Evolution : rupture de l’équilibre et effondrement gravitationnel
Considérons le passage du nuage dans une zone de haute densité de matière. Notre
Galaxie n'a pas une répartition de matière uniforme mais contient des zones plus denses que
la moyenne. Lorsqu'un nuage moléculaire géant traverse une de ces zones, il subit une force
de compression qui peut rompre l'équilibre et provoquer un effondrement gravitationnel.
Les Explosions de supernovæ donnent lieu à de formidables ondes de choc qui
compressent violemment les régions qu'elles traversent et peuvent donc provoquer
l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire géant. C'est d'ailleurs ce scénario qui
est retenu pour expliquer la formation du Soleil.
41
42
Evolution Stellaire
Formation des étoiles
Amas ouvert d’étoiles géant
Rayonnement UV
Nuage moléculaire
7.4.3. Fragmentation
Une fois la stabilité rompue, un nuage moléculaire géant ne va pas simplement se
contracter. Il commence d'abord par se fragmenter en blocs de plus en plus petits. Ce
processus fut étudié par le physicien britannique James Jeans qui montra au début du siècle
qu'un nuage de gaz soumis aux exigences opposées de la force de gravitation et de la
pression interne finit par se contracter si sa masse est supérieure à un certain seuil, appelé la
masse de Jeans. Ce seuil est d'autant plus faible que le nuage est dense et d'autant plus
grand que la température est élevée. Ainsi, un nuage dense se contractera plus facilement
qu'un nuage ténu et, pour une densité donnée, un nuage froid s'effondrera plus aisément
qu'un nuage chaud.
43
44
Evolution Stellaire
Ainsi, les nuages moléculaires s’effondrent localement lorsque la masse d’un
volume donné atteint une valeur critique appelée masse de Jeans MJ.
MJ =3.104 √(T3/ρn) . M
où ρn est le nombre de particules par m3; M est la masse du Soleil
A et T fixés, MJ représente la masse maximale que peut avoir un nuage en
équilibre.
On voit donc que si  ou T  alors MJeans  , ce qui nous montre que :
- Un nuage dense se contractera plus facilement qu'un nuage ténu,
- Un nuage froid s'effondrera plus aisément qu'un nuage chaud.
Un nuage de gaz ou une partie de celui-ci peut devenir instable et s'effondrer
spontanément lorsque qu'il ne possède pas une pression interne suffisante pour compenser
les effets de la gravité en son sein. Le gaz est néanmoins stable si sa masse totale, à
température et volume fixé, est suffisamment faible. Mais si cette masse critique, appelée
masse de Jeans est dépassée, alors il s'effondrera jusqu'à ce qu'un autre processus physique
intervienne éventuellement pour stopper la contraction du gaz :
Les blocs de la masse de Jeans deviennent indépendants de l'ensemble et
commencent à se contracter :
On peut en effet supposer que, dans les premiers stades de l’évolution du nuage, les
compressions se font de manière isotherme car toute l’énergie gravitationnelle est dissipée
sous forme de rayonnement : le milieu étant très peu dense, très transparent, il ne
s’échauffe pas car il rayonne l’énergie dissipée par la gravitation. Suite à une compression
isotherme,  et donc MJeans  . Une nouvelle série de fragmentations commence et
chacun des blocs se subdivise lui-même en nuages plus petits et plus denses.
La masse de Jeans dicte donc la taille des nuages susceptibles de s'effondrer et ce
sont les variations de cette masse critique avec la température et la densité qui déterminent
le déroulement des événements après la rupture de l'équilibre.
A l'intérieur du nuage moléculaire géant dont l'équilibre vient d'être rompu, des
blocs de la masse de Jeans deviennent indépendants de l'ensemble et commencent à se
contracter. Au fur et à mesure de la compression, la densité s'accroît dans chacun de ces
blocs, ce qui y fait baisser le seuil critique de Jeans. En conséquence, une nouvelle série de
fragmentations commence et chacun des blocs se subdivise lui-même en nuages plus petits
et plus denses. La masse de Jeans continue donc à baisser (MJeans ) et ainsi de suite. Une
succession de divisions se déroule qui donne naissance, à partir d'un nuage géant, à une
grande quantité de fragments de plus en plus petits.
L’effondrement d’un nuage dépend de l’équilibre entre gravitation, énergie
potentielle et pression d’origine thermique / énergie interne cinétique.
Pour les valeurs connues de densité et de température des nuages la masse de Jeans
vaut :
- 3000 millions M pour les nuages atomiques neutres
- 30 millions M pour les nuages moléculaires
Les étoiles se forment donc plus rapidement dans les nuages d’hydrogène
moléculaire.
Formation des étoiles
Credit: NASA, ESA, N. Smith (U. California, Berkeley) et al., et “Hubble Heritage Team” (STScI/AURA))
7.4.4. Fin du processus de fragmentation
Le processus de fragmentation finit par s'arrêter. Jusqu'à présent, les nuages étaient
transparents et le rayonnement pouvait donc s'échapper librement. C'est lui qui débarrassait
le nuage de son surplus d'énergie. Mais à un certain moment, les blocs de gaz atteignent
une densité suffisante pour devenir opaques et empêchent alors le rayonnement d'accomplir
sa tâche d'élimination de l'excès d'énergie. Par conséquent, la température du nuage, qui
était stable jusque-là, commence à monter, ce qui se traduit par une augmentation de la
masse de Jeans. Les nuages les plus petits, apparus quand le seuil critique était au plus bas,
sont alors trop peu massifs pour se fragmenter et tout le processus s'arrête.
Plus précisément, lorsque la densité dépasse environ  = 1011 cm-3, la région en
effondrement devient opaque à son propre rayonnement bloquant l’évacuation de l’énergie
potentielle gravitationnelle libérée. Cette région est alors un système isolé et se comporte
de façon adiabatique : pour un indice adiabatique  = 5/3, correspondant à un gaz
45
46
Evolution Stellaire
monoatomique classique, la température T varie comme 2/3. Cela entraîne et
MJeans 1/2 : la fragmentation prend fin.
Lorsque les nuages étaient transparents au rayonnement, le rayonnement s'échappait
librement et il y avait perte du surplus d'énergie produit par la compression. L’évolution du
nuage était isotherme.
Mais au fur et à mesure que la densité augmente ( ), le nuage devient opaque au
rayonnement :
 le rayonnement ne sort plus,
 Il n’y a pas d'élimination de l'excès d'énergie,
T,
 MJeans  .
Les nuages les plus petits, apparus quand le seuil critique était au plus bas, sont
alors trop peu massifs pour se fragmenter et tout le processus s'arrête.
Ci-dessous, est illustré l’évolution dans un diagramme log-log densité / Température
l’évolution d’un nuage de gaz. Le milieu diffus représente le gaz chaud ionisé, le milieu
froid représente l’hydrogène atomique puis, ensuite, les nuages moléculaires.
Nous avons vu que la transformation isotherme du nuage moléculaire et sa
fragmentation n’est possible que si l’énergie thermique en laquelle se transforme l’énergie
potentielle gravitationnelle et l’énergie turbulente peut être évacuée vers l’extérieur, ce qui
est le cas quand la densité du nuage reste faible (<1011/cm²). Lorsque ce n’est plus le cas,
c’est-à-dire quand l’enveloppe devient optiquement épaisse dans les raies des molécules du
nuage moléculaire (CO et autres) puis dans le continuum d’émission des poussières, en
raison de l’augmentation de sa densité, le nuage ne peut plus rayonner le surplus d’énergie
gravitationnelle. La compression de vient quasi adiabatique et la température du nuage
augmente et la fragmentation du nuage s’arrête.
Formation des étoiles
7.4.5. Vers la naissance d'une étoile : phase de contraction
Lorsque la fragmentation s'arrête, chaque petit nuage de gaz est devenu une
protoétoile qui continue à se contracter et à s'échauffer en convertissant son énergie
gravitationnelle en énergie thermique (Egravitation  Ethermique).
Le système se comporte comme un corps noir en transformation adiabatique,
cependant un peu de rayonnement peut encore partiellement s'échapper. La température
reste modérée (quelques centaine de °K) et il y a émission de lumière IR. Quand la
température T atteint ~ quelques milliers de kelvins, il y a émission de lumière visible.
A un certain moment, on atteint la température de dissociation de H2 et
consécutivement d’ionisation de H (soit vers T ~3.103 K), ce qui, du fait de l’énergie
utilisée par les phénomènes de dissociation et d’ionisation, a pour effet de freiner
l’augmentation de température (on se rapproche alors sans l’atteindre d’un processus de
compression isotherme). Conformément a ce que nous avons vu précédemment, cela a de
nouveau pour effet d’abaisser la masse de Jeans ; il y a donc à nouveau une phase de
fragmentation du nuage tant que les évolutions respectives de la densité et de la
température font baisser la masse de Jeans.
Nous avons ensuite augmentation de pression liée à l’augmentation de la
température, à la diminution de la masse moyenne des particules du fait de la dissociation
de H2, puis à l’ionisation de H. L’effondrement redevient alors adiabatique. Ce phénomène
stoppe à nouveau la fragmentation du nuage du fait de l’accroissement de la masse de
Jeans.
Comme ses dimensions sont encore énormes, la protoétoile est alors extrêmement
brillante. A ce stage de sa vie, le proto-Soleil était par exemple 100 fois plus brillant que de
nos jours.
La contraction continue au cœur du nuage et le gaz y redevient finalement opaque.
Au centre de l'astre,    T .
Cela est illustré sur le diagramme ci-après :
47
48
Evolution Stellaire
7.4.6. Ultimes phases de la formation des étoiles
Nous avons vu qu’une fois que la pression interne devenue suffisante, un équilibre
physique fait cesser la phase d’effondrement isotherme pour débuter une phase de
contraction adiabatique. Avant de devenir visible, l'étoile émet un rayonnement infrarouge.
Avec l'accroissement de la température, elle vire ensuite au rouge. La protoétoile est alors
indépendante du nuage parent et optiquement visible. La rotation naissante de l’ensemble a
pour effet d’aplatir l’enveloppe de gaz située à proximité en un disque, berceau
d’éventuelles futures planètes.
La contraction de la jeune Etoile suscite une forte augmentation de la température
en son sein. Lorsque celle-ci atteint 1,5 million de degrés (1,5 106 K), la fusion
thermonucléaire du deutérium (noyau d’hydrogène lourd) commence, et la température
augmente encore. Il s’agit du cycle proton-proton.
L’étoile atteint alors un état d’équilibre stationnaire car l’énergie de fusion lui
permet de compenser celle qu’elle rayonne par sa surface.
Quand la température atteint environ 12 millions de degrés (1,2 107 K), elle est
suffisante pour déclencher la fusion de l’Hydrogène en Hélium. Cette phase enraye la
contraction et correspond à l’entrée de la "déjà ancienne" protoétoile sur la séquence
principale de la "Vie" des Etoiles, où elle acquiert le statut d’Etoile à part entière. En
fonction de leur grosseur, elle devient orange, jaune, bleue...
Formation des étoiles
Pour fabriquer les éléments au-delà du carbone, il faut passer par la réaction dite à
3(triple alpha) 
3 x 4He → 4He +8Be → 12C
*La demi-vie de 8Be est 9,68.10-17s : 8Be → 2
Celle-ci n'est efficace qu'à des températures de l'ordre de 120 millions de kelvins et
sous condition que le béryllium existe dans le plasma stellaire.
Nous voyons donc que deux cycles peuvent être identifiés :
- le cycle proton - proton (12 à 15 millions de kelvins),
- le cycle du carbone (CNO) (150 millions de kelvins).
Ainsi, lorsque T ~ 12 à 15 millions de degrés :
 Réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène,
 Énorme quantité d'énergie est produite,
 Forte pression interne et radiative s'opposant à la force de gravité,
 Stabilisation de l'astre,
 Début de la vie de l'étoile sur la séquence principale.
7.4.7. La durée de la formation d'une étoile
La durée nécessaire à la formation d’une étoile est beaucoup plus courte que sa
longévité sur la séquence principale. Elle dépend fortement de la masse de l'étoile
considérée.
Il faut quelques dizaines de millions d'années pour une étoile comme le Soleil, et
moins de 100 000 ans pour un astre de 10 masses solaires pour atteindre la séquence
principale.
Notons encore, pour être complet, que toutes les étoiles ne naissent pas dans des
nuages moléculaires géants. Certaines, parmi les moins massives, se forment à partir de
nuages moléculaires plus petits, dont les dimensions peuvent descendre jusqu'à moins d'un
parsec, appelés les globules de Bok.
49
50
Evolution Stellaire
Globules de Bok
Les protoétoiles se forment dans les fragments de plus forte densité des nuages moléculaires,
appelés globules de Bok.
Formation des étoiles
7.4.8. Résumé
a. La Fragmentation des nuages moléculaires froids (T ~ 10 – 30 K)
Les nuages moléculaires (H2, He) contiennent aussi du CO, H2O …
Gaz Froid
 Gravité ≥ Pression thermique (contraction possible),
 Contraction du gaz,
 Fragmentation en cœurs de hautes densités,
 Jusqu’à atteindre la masse de Jeans !
b. Contraction gravitationnelle
 L’énergie gravitationnelle est transformée en énergie thermique
(radiation),
 La pression thermique reste faible (T ≤ 100 K, émission en IR).
c. Accroissement de la densité (  )
 Le nuage devient opaque aux radiations (Tgaz  et Pthermique ),
 Formation d’une proto-étoile,
 Accrétion de matière,
 Pthermique empêche la matière de rentrer dans la protoétoile mais la
matière se met dans un disque en rotation (formation des
planètes),
 Contraction,
 Rotation  (moment angulaire conservé),
 Contraction et formation d’un disque protostellaire.
51
52
Evolution Stellaire
d. Rotation de la protoétoile
 Fort champ magnétique,
 Vents protostellaires,
 Jets de gaz (à ce moment-là, Tprotostar = 1 million de degrés),
Ces jets permettent d’évacuer le moment angulaire, sinon, la rotation serait
trop forte et on aboutirait à une séparation, à la formation de binaire.
Formation des étoiles
Disque
protoplanétaire
Bulle de gaz
Choc du vent stellaire
Lumière
UV
Vent
stellaire
e. Protoétoile
L’énergie de gravitation est transformée 50 % en échauffement et 50 % en radiation
Le fait de rayonner permet encore la contraction du cœur car la pression thermique
empêcherait tout échauffement supplémentaire
T ≥ 12 millions K  Fusion et séquence principale.
53
54
Evolution Stellaire
Bord d’un disque protoplanétaire
Nébuleuse d’Orion
Formation des étoiles
Les Proplydes sont des nodules sombres qui contiennent des systèmes
protostellaires en gestation, composés d’un disque rotatif de matière en accrétion vers le
centre d’une protoétoile.
Des étoiles situées hors
champ en haut à droite ionisent
le gaz et donne cette forme
particulière
au
nuage
moléculaire.
Les
antennes
cor-
respondent à une région plus
dense qui résiste à l’effet
érodant
du
rayonnement
champ
des
de
étoiles
voisines.
En haut de l’image, on
observe
une
structure
ressemblant à un proplyd. Il est
possible
que
ces
antennes
donnent un jour naissance à
des étoiles. Du moins si les
étoiles jeunes voisines ne les
détruisent pas avant ...
Proplyds dans la nébuleuse d’Orion
Nébuleuse de la Trifid - Image HST
55
56
Evolution Stellaire
Une grande région de formation des étoiles se trouve dans l’hémisphère austral, au
sein de la constellation de la Carène (Carina). Cette nébuleuse est un ample creuset où
naissent les étoiles, comme en témoignent de nombreux globules et piliers de poussière. La
Carène abrite Eta Carinae, l’étoile massive la plus étudiée et peut-être également la plus
massive et la plus lumineuse connue à ce jour.
La masse d’Eta Carinae est de l’ordre de 100-150 fois celle du Soleil. Sa luminosité,
est d’environ 4 millions de fois celle du Soleil. Eta Carinae est observé depuis plus de 150
ans. En 1843, une supernova sembla se produire. Pourtant, depuis ce temps, l’étoile
continue à briller.
Vie et évolution des étoiles sur leur séquence principale
8. VIE ET EVOLUTION DES ETOILES SUR LEUR SEQUENCE PRINCIPALE
8.1. Classification des étoiles
Comment classer les étoiles ? Différents paramètres caractérisent les étoile, ils sont
indiqués sur la représentation ci-dessous :
57
58
Evolution Stellaire
Les ordres de grandeur relatifs aux paramètres des étoiles sont donnés ci-après :
2 x 1030 kilogrammes
On classe communément les étoiles en fonction de ses raies d’absorption. Il s’agit
d’une classification par type spectral :
Vie et évolution des étoiles sur leur séquence principale
La classification A, B, C etc … classe les étoiles en fonction de l’intensité de ses
raies de l’hydrogène. En classant les étoiles en fonction de leur température de surface (ou
couleur), la classification s’ordonne comme représenté ci-dessous (en abscisse, la
température de surface de l’étoile : de la température la plus élevée (type O) à la plus basse
(type M)) :
Hélium
neutre
Hydrogène
Métaux
ionisés
Métaux
neutres
Intensité relative des raies
Hélium
ionisé
Molécules
(TiO)
Classe spectrale
Couleurs et type spectral des étoiles
Nommée Classification de Harvard, elle est introduite au XXème siècle par un
certain Henry Draper, pionnier de l'astrophotographie. Ce système de classification consiste
à organiser les étoiles selon leur spectre d'absorption ou d'émission.
Voici donc les principaux types spectraux et le moyen mnémotechnique pour les
retenir :
Les différentes classes spectrales.
Moyen mnémotechnique : Oh Be A Fine Girl, Kiss Me
59
60
Evolution Stellaire
La classe O contient les étoiles les plus chaudes et les plus bleues, tandis que la
classe M contient les étoiles les plus froides et les plus rouges.
En effet, on rappelle que si on assimile une étoile à un corps noir, la loi de Wien
donne une relation entre sa température et la longueur d’onde à laquelle son rayonnement
est le plus important.
Loi de Wien:
λmax⋅T = 2,898.10-3 K⋅m
λmax est la longueur d'onde à laquelle le rayonnement est le plus important.
Elle s'exprime en mètres m


T est la température du corps noir et s'exprime en Kelvin K
Par exemple, le Soleil émet le maximum de son rayonnement dans le vert
(néanmoins, le mélange avec les autres longueurs d'onde du rayonnement qu'il émet donne
du jaune). En appliquant la loi de Wien, nous trouvons que la température de surface du
Soleil est d'environ 5800 K.
Luminosité du Soleil en fonction de sa longueur d'onde.
La courbe atteint un maximum à 500 nm environ
Chaque type spectral est subdivisé en 10 sous-catégories, indiquées par un chiffre
allant de 0 à 9. Par exemple, le Soleil est une étoile de type G2. Ci-dessous, les spectres
d'absorption des classes spectrales :
Vie et évolution des étoiles sur leur séquence principale
Spectre des classes spectrales
C'est en analysant les "raies" manquantes qu'on arrive à connaître la composition
des étoiles. (L'étude du spectre d'un objet s'appelle la spectroscopie).
Le tableau suivant est un résumé des caractéristiques des classes spectrales :
Tableau résumant les caractéristiques des principales classes spectrales
61
62
Evolution Stellaire
Une classification des étoiles uniquement basée sur le type spectral ne suffit pas
pour mettre en évidence les caractéristiques de celle-ci, puisque deux étoiles de même type
spectral peuvent avoir des dimensions et des luminosités différentes. Pour remédier à cela,
les astronomes Morgan, Keenan et Kelman en 1942, ont adopté une classification plus fine
des particularités spectrales (classification MKK). Les étoiles sont classées, dans chaque
type spectral, par luminosité décroissante, en cinq classes notées en
chiffres romains de I à V.
Classe
Description
Super Géantes
Géantes brillantes
Géantes
Sous Géantes
Séquence principale
Le Soleil est une étoile de type G2V dans cette classification.
Vie et évolution des étoiles sur leur séquence principale
8.2.
Le diagramme de Hertzsprung-Russel
Le chimiste danois Ejnar Hertzsprung, en 1911, et l'astronome américain Henry
Norris Russel, en 1913, eurent chacun l'idée d'établir un diagramme à deux dimensions
dans lequel chaque étoile est représentée par un point ayant pour abscisse sa température de
surface (ou son type spectral) et pour ordonnée sa luminosité absolue (ou magnitude
absolue M). Ce diagramme a reçu le nom de diagramme H-R.
Ainsi, le diagramme de Hertzsprung - Russell (L0; T0) classe les étoiles selon leur
luminosité L0 et leur température de surface T0 mesurée par 0 la longueur d'onde moyenne
du spectre (la couleur).
Diagramme de Hertzsprung-Russel (HR), représentant en ordonnée, la luminosité (en luminosité solaire), et
en abscisse, le type spectral et la température (en K).
63
64
Evolution Stellaire
Regardons de plus près le diagramme HR. On peut y distinguer plusieurs parties:

La séquence principale qui traverse en diagonale le diagramme, d'en bas à droite
jusqu'en haut à gauche, regroupes des étoiles en équilibre hydrostatique. Au cœur de
ces étoiles se produisent des réactions thermonucléaires transformant l'hydrogène en
hélium (par le cycle p-p). C'est le cas de notre Soleil par exemple. Les étoiles en bas
à droite de la séquence principale sont moins lumineuses et plus rouges (donc plus
froide), alors que les étoiles en haut à gauche de la séquence principale sont plus
lumineuses et plus bleues (donc plus chaudes). Quand une étoile finit de brûler ses
réserves d'hydrogène, elle s'écarte de la séquence principale.

La branche des géantes rouges (située en haut au milieu du digramme HR (elle est
habituellement représentée en haut à droite)). C’est la phase future des étoiles de la
séquence principale. Cette branche regroupe donc des étoiles qui ont épuisé leur
réserve d'hydrogène en leur cœur et qui brûlent leur hélium. La gravité va l'emporter
sur les forces de pressions du gaz, et le noyau de l'étoile va se contracter. La
pression de rayonnement va tellement augmenter, que les couches externes de
l'étoile vont être soufflés vers l'extérieur. Le rayon de l'étoile augmente alors, ainsi
que sa luminosité (la luminosité d'une étoile est proportionnelle à son rayon). La
température de l'étoile diminue aussi, ce qui lui donne une couleur plus rouge. Les
étoiles de la séquence principales qui ont une masse inférieure à 8 masses solaires
vieillissent en géantes rouges.

La branche de super-géantes rouges occupe la partie du diagramme juste au-dessus
de celle des géantes rouges. Lors du même processus que pour les géantes rouges, si
l'étoile à une masse supérieure à 8 masses solaires, la température de son coeur est
plus élevée et les couches externes sont soufflées plus loin. L'étoile est donc plus
grosse et plus lumineuse.

La branche des géantes bleues, en haut à gauche de la séquence principale (elle est
explicitement indiquée sur la figure ci-après), regroupe des étoiles massives,
chaudes et très lumineuses. Ces étoiles sont encore en train de brûler leur
hydrogène. On observe peu de ces étoiles car elles ont une durée de vie très courte à
cause du fait qu'elles brûlent plus vite leur hydrogène. Ce sont des objets très
massifs où la température superficielle est élevée.

La branche des supergéantes bleues regroupe des étoiles qui, à l'origine étaient des
géantes bleues qui ont fini de brûler leur hydrogène et qui brûlent leur hélium. Les
étoiles restent très peu de temps sur cette branche (du moins sur une échelle de
temps astronomique) avant d'exploser en supernovas.

La branche des naines blanches concernent les étoiles qui, après avoir évoluées en
géantes rouges, deviennent des "nébuleuses planétaires". Les couches externes de
l'étoile sont expulsées dans l'espace et le cœur s'effondre pour former une naine
blanche, une petite étoile de la taille d'une planète en rotation rapide sur elle-même.
C'est ainsi que notre Soleil finira. La matière expulsée servira peut-être à former
d'autres étoiles.
Le diagramme HR est donc très utile pour connaître certaines caractéristiques des
étoiles, comme la masse, le rayon (proportionnel à la luminosité), la durée de vie (la
position dans le diagramme HR) et la distance à laquelle elles se trouvent de notre Soleil.
En effet, grâce au diagramme, on connait la magnitude absolue de l'étoile, et on peut
Vie et évolution des étoiles sur leur séquence principale
connaître sa magnitude apparente en observant l'étoile. On peut alors déduire la distance
qui nous sépare d'elle.
Empiriquement, on peut différencier plusieurs zones :
- La séquence principale dont le Soleil fait partie, est la zone où les étoiles
transforment leur hydrogène en hélium, d'abord par le cycle p-p et ensuite par le
cycle CNO.
- Les géantes rouges, phase future des étoiles de la séquence principale.
- Les naines blanches, résidus des géantes rouges, possèdent une luminosité plus
faible associée à une température plus élevée.
- Les géantes bleues sont des objets pathologiques très massifs où la température
superficielle est élevée.
Diagramme d’Hertzsprung-Russell pour les étoiles du voisinage du Soleil
1 000 000 L
Super Géantes bleues
10 000 L
Super Géantes
rouges
100 L
Géantes rouges
↑
L
Séquence principale
Luminosité
Soleil
1/100 L
Naines blanches
1/10 000 L
25 000
6 000
10 000
←
Température (K)
3 000
65
Evolution Stellaire
Luminosité (Unités solaires)
66
Température croissante
Température (K)
Température décroissante
Représentons maintenant le diagramme HR non plus en température – Luminosité
mais en type spectral – magnitude. Le type spectral est une mesure de la température de
l'étoile, et la magnitude absolue une mesure de l'énergie rayonnée.
Dans le diagramme H-R, les étoiles se répartissent selon trois lignes principales :
- Une diagonale allant des étoiles de type 0, de faible magnitude (de l'ordre de
-4, donc très lumineuses), aux étoiles de type M, de magnitude élevée (de
l'ordre de 15, donc peu lumineuses). Cette branche est appelée "série
principale", ou séquence des "naines". Le Soleil se trouve sur cette branche.
- Une droite pratiquement horizontale de magnitude absolue 0, c'est la branche
des "géantes"; elle est située au-dessus de la série principale.
- Une courbe comprise entre -7 et -5, traversant tout le diagramme, c'est la
branche des "super géantes".
Vie et évolution des étoiles sur leur séquence principale
Des études plus fines des critères spectraux permettent de distinguer sept régions
différentes dans le diagramme H-R et de définir des classes de luminosité notées de 1 à 7.
La classe I correspond aux super géantes; la classe II, aux géantes brillantes; la classe III,
aux géantes; la classe IV, aux sous-géantes; la classe V, à la séquence principale; la classe
VI, aux sous-naines; la classe VII correspond à de petites étoiles très chaudes en surface,
mais peu brillantes : les naines blanches. Le Soleil est classé comme une étoile de type
spectral G2 et de classe V.
Couleurs et types d’étoiles et évolution des Etoiles
67
Evolution Stellaire
Magnitude absolue visuelle MV
68
Soleil
Type spectral
8.3. La Séquence Principale, la "Vie"
Une Etoile 1 Masse Solaire prend quelques 50 millions d'années entre sa naissance
et son arrivée sur la séquence principale.
Etoiles plus massives ⟹ évolution beaucoup plus rapide
Celles dont la masse est inférieure à 0,08 masses solaires ne connaissent jamais
cette phase; elles se contractent et deviennent des naines brunes, puis noires.
Une Etoile demeure sur la séquence principale jusqu'à ce que la combustion de son
Hydrogène soit achevée dans son noyau.
Une Etoile de la taille du Soleil contient assez de combustible Hydrogène pour
rester sur la séquence principale environ 10 milliards d'années, alors que les Etoiles plus
massives ont une durée de "Vie" sur la séquence principale plus courte car elles usent leur
Vie et évolution des étoiles sur leur séquence principale
combustible plus rapidement. Les Etoiles les plus massives se transforment en géante rouge
en 1 million d'années; à l'opposé, les Etoiles les moins massives qui atteignent la séquence
principale auront une durée de "Vie" égale à plusieurs fois celle du Soleil.
C'est dans cet état que la majeure partie des Etoiles passent l'essentiel de leur
existence visible.
La "séquence principale" va du bas à droite vers le haut à gauche, des petites
Etoiles (de faible luminosité, de faible température, de couleur plutôt rouge) aux grandes
Etoiles (de forte luminosité, de forte température, de couleur plutôt bleue).
Lorsque l’étoile est sur la séquence principale, elle fusionne en son cœur
l’hydrogène en hélium suivant le cycle proton-proton.
Dans le Soleil, 650 millions de
tonnes d’Hydrogène sont converties
chaque seconde.
Le bilan de la fusion de 4 atomes d’Hydrogène en Hélium est le suivant :
Le Cycle proton – proton
Le cycle p-p se décompose en trois branches. On présente graphiquement
l'ensemble des réactions sur la figure (cycle p-p) qui suit et dans le tableau ci-dessous, nous
ne présentons que la branche 1 qui fournit les 3/4 de l'hélium généré par le cycle p-p.
69
70
Evolution Stellaire
Ce processus va durer des milliards d'années, car il est conditionné par la réaction :
p + p  D + e+ + 
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
9. EVOLUTION DES ETOILES HORS DE LA SEQUENCE PRINCIPALE
En raison de la masse croissante des étoiles, les températures seront plus élevées au
centre et fourniront l’énergie nécessaire à la synthèse d’éléments toujours plus lourds.
L’évolution des étoiles dépendra donc de leur masse initiale.
Dans la suite de ce cours, l’indice  fait référence à des grandeurs associées au
Soleil, ainsi M représente la masse du Soleil.
Nous verrons qu’en fonction de leur masse initiale, les étoiles produiront des résidus
différents après leurs séjours sur la séquence principale:
- M < 0,08 M => naine brune
- 0,08 < M < 0,5 M => naine blanche d’hélium
- 0,5 M < M < 2,25 M => naine blanche de carbone
- 2,25 M < M < 8 M => naine blanche de carbone et oxygène
- 8 M < M< 40 M => étoile à neutrons
- M > 40 M => trou noir.
9.1. Etoiles de masse initiale M < 0,08 M
La masse de la protoétoile est insuffisante pour produire la température de 10
millions de degrés nécessaires aux réactions de fusion nucléaires.
La gravité comprime cependant la matière en hydrogène électroniquement
dégénéré. Il se forme alors un objet inerte : Une naine brune. C’est une étoile inachevée.
Il y a deux types de naines brunes:
- Le type L (1500K à 2500K) : Elles possèdent une atmosphère dans laquelle
la spectroscopie détecte des grains de silicates, de l’eau du gaz carbonique
des oxydes métalliques tels que TiO et le VO.
- Le type T (200K à 1500K) : La spectroscopie détecte de l’eau, CH4, NH3,
H2, et certains métaux, des nuages de silicates et de fer existent dans
l’atmosphère. Dans la photosphère se forment des nuages d'eau pour les
températures au-dessous de 500 K, au-dessous de 200 K existent des nuages
d'ammoniac similaires à ceux de Jupiter.
71
72
Evolution Stellaire
Soleil
Etoile de faible
masse
Naine brune
Jupiter
Terre
Soleil
Naines brunes
Le gaz d'électron devient dégénéré avant que la température n'atteigne la valeur
nécessaire à la fusion du deutérium. Il y a formation d'une planète gazeuse.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
9.2. Etoiles de masse initiale 0,08 M < M< 0,5 M
La pression gravitationnelle de la masse de l’étoile lui donne accès à la Séquence
Principale (SP). Après des milliards d’années sur la SP (stade 1), la réserve d’hydrogène du
cœur radiatif s’épuise et les forces de gravitation prennent le dessus. L’effondrement
gravitationnel de l’hélium formé échauffe d’avantage l’étoile, ce qui dilate fortement
l’enveloppe d’hydrogène qui subsistait autour du cœur radiatif. La température de la
surface de l’étoile diminue, sa photosphère passe d’une classe spectrale G à une classe M.
L’étoile quitte la SP. L'astre est devenu une géante rouge plus lumineuse que l’étoile de la
séquence principale, en raison de son grand diamètre.
Sur le diagramme HR, l’étoile sous géante rouge de classe de luminosité IV évolue
sur la branche RGB (Red Giant Branch). Le cœur de l'étoile ne produit plus d’énergie
radiative car son cœur d’hélium est maintenant électroniquement dégénéré.
L’enveloppe de l’étoile se dissipera avec le temps.
Le cœur est devenu très petit, de l'ordre de 10.000 km, proche du diamètre de la
Terre : C’est une naine blanche à cœur d'hélium.
Majoritairement
de l’hydrogène H
Majoritairement
de l’hélium He
Naine blanche à cœur d'hélium
Formation d'une naine blanche avec un cœur d'hélium :
73
74
Evolution Stellaire
-
-
A cause de la contraction gravitationnelle, les couches externes d'hydrogène
se réchauffent jusqu'à permettre la fusion. La pression produite (due aux
photons) déplace la couche vers l'extérieur.
Le gaz d'électron devient complètement dégénéré avant que la température
n'atteigne la valeur nécessaire à la fusion de l'hélium. Comme dans le cas
des naines brunes, son rayon reste constant. La pression dominante est celle
des électrons (en n5/3).
L'hélium crée dans les couches externes s'ajoute au cœur au fur et à mesure
qu'il se contracte augmentant sa masse et sa température. Le cœur chauffe
donc à rayon constant, mais de manière insuffisante pour lever la
dégénérescence ou permettre la fusion de l'hélium.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
Soleil
Représentation de la formation d'une naine blanche avec un cœur d'hélium dans le diagramme HR
75
Evolution Stellaire
9.3. Etoiles de masse initiale 0,5 M < M< 2,25 M
Stade 2 : En raison de la masse croissante des étoiles les températures seront plus
élevées au centre et fourniront l’énergie nécessaire à la synthèse d’éléments toujours plus
lourds.
- Après un long séjour sur la séquence principale, ces étoiles plus massives
quittent la séquence principale et deviennent des géantes rouges de classe de
luminosité III elles suivent la branche RGB.
- Cependant en raison de leur masse plus élevées l’effet de la pression
gravitationnelle crée au centre une température voisine de 100 millions K
qui permet le "flash de l’hélium" ou réaction "triple alpha" qui produit le
carbone qui s’accumule au cœur électroniquement dégénéré.
4
8
He + 4He  8Be
Be + 4He  12C
SILICIUM
ALUMINIUM
MAGNESIUM
SODIUM
NEON
Nombre de protons
76
FLUOR
OYYGENE
AZOTE
CARBONE
BORE
BERYLLIUM
LYTHIUM
HELIUM
HYDROGENE
NEUTRON
Nombre de neutrons
-
Après le flash de l’hélium les conditions internes se relaxent, l’enveloppe
se réduit et la fusion de l’hélium résiduel se poursuit calmement dans le
cœur. La géante rouge parcourt la branche horizontale (HB).
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
-
-
Lorsque les forces radiatives de la fusion de l’hélium deviennent
insuffisantes le cœur s’effondre, l’énergie produite déclenche dans
l’enveloppe proche d’hélium et plus distante d’hydrogène, des réactions de
fusion.
L’enveloppe se dilate très fortement c’est alors une super géante rouge de la
branche AGB.
Certaines étoiles de la branche AGB sont instables et pulsent radialement :
Etoiles variables de type RR Lyrae et Delta Scuti.
Soleil
Représentation de la formation d'une naine blanche avec un cœur de carbone dans le
diagramme HR
77
78
Evolution Stellaire
9.3.1. Notes sur la chaine triple alpha
Chaine triple  :
A des températures de l'ordre de 100 millions de kelvins dans un plasma d'4He, la
réaction à trois corps qui transforme l'hélium en carbone est possible. Ceci se fait par
l'intermédiaire de la réaction 4He+4He → 8 Be, réaction endothermique en principe difficile
(Q = -90 keV). A haute température, cette réaction va permettre néanmoins le passage au
carbone par fusion globalement exothermique.
9.3.2. Notes sur les géantes rouges
Comme nous l’avons précisé, les géantes rouges sont l'état à venir des étoiles de
masse M > 0,08 M de la séquence principale. A l'épuisement de l'hydrogène, le cœur de
l'étoile commence à brûler l'hélium en carbone; il se réchauffe considérablement ce qui
provoque la dilatation des couches supérieures relativement froides. L'étoile devient une
géante rouge qui se transforme en un objet compact par effondrement gravitationnel quand
les réactions nucléaires ne sont plus possibles.
Ainsi, en sortie de leur séquence principale, une étoile de masse initiale
0,08 M < M < 8. M va grossir et devenir une géante rouge, une Etoile si grosse qu'elle
pourrait englober toutes les planètes intérieures du Système Solaire.
Au cours de cette phase de géante rouge, l’étoile est plus brillante et plus rouge (sa
température de surface baissant). Elle épuise tout son combustible nucléaire et explose en
éjectant ses couches extérieures (phases Géantes rouge).
Cela se produit aussi dans les phases AGB) avec formation d’une Nébuleuse
planétaire.
9.4. Etoiles de masse initiale 2,25 M < M < 8 M
Stade 3: Les forces radiatives très élevées de ces étoiles empêchent la formation
d’hélium électroniquement dégénérée. L’hélium fusionne calment pour fournir le carbone.
- Elles passent directement par une branche horizontale (HB) pour aboutir
dans le "red clump" des géantes rouges.
- L’épuisement de l’hélium entraine l’effondrement du cœur de carbone qui
atteint environ 200 millions de degrés ce qui provoque "le flash du carbone"
et la formation d’oxygène.
- Les conditions internes se relaxent en fusionnant le carbone résiduel, le cœur
est alors composé de carbone et oxygène électroniquement dégénérés.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
Autour du cœur se sont développées les enveloppes d’hélium puis
d’hydrogène en fusion. L’étoile évolue sur la branche asymptotique AGB
des supergéantes rouges classe II.
-
SILICIUM
ALUMINIUM
MAGNESIUM
SODIUM
NEON
Nombre de protons
FLUOR
OYYGENE
AZOTE
CARBONE
BORE
BERYLLIUM
LYTHIUM
HELIUM
HYDROGENE
NEUTRON
Nombre de neutrons
Sur la branche AGB des "flambées" violentes d’hélium surgissent encore de
l’intérieur de l’étoile, c’est le dragage (dredge-up en anglais). Des réactions de fusion
supplémentaires se produisent et synthétisent des éléments tels, par exemple : carbone 12,
fluor 19, néon 22, magnésium 25, oxygène 17 et aluminium 26.
Ces supergéantes rouges apparaissent instables et varient en luminosité sur de
longues périodes.
Supergéante rouge
79
80
Evolution Stellaire
Soleil
Représentation de la formation d'une naine blanche avec un cœur de carbone et oxygène dans le
diagramme HR
Les étoiles instables supergéantes rouges de la branche AGB développent
des nébuleuses planétaires.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
Soleil
Représentation du développement de nébuleuses planétaires dans le diagramme HR
-
Au stade de géante rouges (HB) un super-vent de matière à 30 km par
seconde est continuellement produit.
Puis lors de la montée dans la branche AGB un vent rapide à 3000 km par
seconde est émis à chaque pulsation
Une partie de la matière des enveloppes superficielles de l’étoile est ainsi
violemment expulsée.
Le vent rapide hypersonique produit des ondes de choc lorsqu’il rencontre la
matière des super-vents de la géante rouge. La matière ainsi excitée réémet
dans différentes longueurs d’onde et rend perceptible la nébuleuse
planétaire.
81
82
Evolution Stellaire
Nébuleuse de lOeil de chat (Credit & Copyright: Vicent Peris (OAUV /PTeam), MAST, STScI, AURA, NASA)
9.4.1. Flash de l’hélium et branche horizontale
A mesure que l'hydrogène brûle, la composition change et la température augmente
à rayon constant ce qui renforce la luminosité. Sur le diagramme, l'étoile se déplace vers la
droite en haut de la séquence principale. Puis le rayon augmente car la mécanique stellaire
devient instable pendant la synthèse d'éléments de plus en plus lourds.
Lorsque la température du noyau d'Hélium atteint environ 100 millions de degrés
(10 K), une nouvelle fusion s'amorce, l'Hélium se transforme en Carbone (réaction
"triple-alpha"), la pression de radiation augmente dans le cœur et la taille du cœur
augmente mais les couches d’hélium en fusion sont repoussées et refroidies, ce qui entraine
une contraction de l’étoile.
8
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
(*)
Lorsque le cœur d’Hélium entre en fusion (flash de l’hélium), il n’est plus dégénéré
et se dilate sous l’effet de la température, ce qui repousse les couches d’hydrogène en
fusion et les refroidit.
Au global, il y a réduction de l’énergie de fusion, contraction et perte de luminosité.
L’étoile va retomber sur une branche horizontale a un point qui dépend de sa perte de
masse au cours de la phase de géante rouge. L’énergie libérée par la fusion de hélium est
constante (donc la luminosité ne varie pas) mais le rayon de l’étoile, et donc sa température
de surface, varie en fonction de la masse : R ~1/T.
83
84
Evolution Stellaire
9.4.2. Asymptotic Giant Branch et enrichissement du milieu interstellaire
Les étoiles de masse faible et intermédiaire (0,5 à 8 masses solaires) évoluent en
brûlant l’hydrogène et l’hélium de leur cœur et atteignent la phase des Géantes Rouges,
puis d’étoile AGB (Asymptotic Giant Branch) à la fin de leur évolution.
Les étoiles AGB sont très lumineuses (de 103 à 104 luminosités solaires). Leur
température de surface est faible (< 3500K). Leur diamètre est de l’ordre de plusieurs
centaines de rayons solaires. Leur cœur est constitué d’oxygène et de carbone et d’électrons
dégénérés. Leurs atmosphères, majoritairement composées d’hydrogène, peuvent être
enrichies en C et éléments qui ont été produits dans les couches profondes de l'étoile et ont
été apportés à la surface par des courants de convection. En fonction de leur histoire, ces
étoiles sont ainsi riches soit en carbone ou soit en oxygène. Les poussières sont formées
lors des éjections massives dans les stades avancés de l’évolution des étoiles, lorsque la
perte de masse s’accentue à travers un vent stellaire froid en expansion.
Cette forte perte de masse (plusieurs milliers à plusieurs milliards de fois l’intensité
du vent solaire) est le principal contributeur, avec les supernovæ, à l’enrichissement du
milieu interstellaire en éléments lourds. Les atomes s’associent en molécules qui peuvent se
condenser en grains dans l’environnement circumstellaire de l’étoile. L’enveloppe
circumstellaire est donc riche en molécules et en poussières.
9.4.3. Notes sur la chaine triple alpha et le cycle CNO
Rappel sur la chaine triple  : a des températures de l'ordre de 100 millions de
kelvins dans un plasma d'4He, la réaction à trois corps qui transforme l'hélium en
carbone est possible. Ceci se fait par l'intermédiaire de la réaction 4He+4He _> 8 Be,
réaction endothermique en principe difficile (Q = -90 keV). A haute température,
cette réaction va permettre néanmoins le passage au carbone par fusion globalement
exothermique.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
Le cycle CNO :
A la suite d'une contraction, la température du cœur s'élève à environ 120
millions de kelvins et le plasma stellaire s'enrichit en 12C. Les réactions empêchées
par la barrière coulombienne se produisent car la température est maintenant
suffisante. On présente graphiquement l'ensemble des réactions sur la figure (cycle
CNO) et dans la table ci-dessous.
Le carbone sert de catalyseur pour achever la production d'hélium à partir de
l'hydrogène jusqu'à son épuisement. A ce stade, la seule fusion active est celle de
l'hélium en carbone, azote et oxygène.
L'étoile va ainsi produire des noyaux de plus en plus complexes,
éventuellement jusqu'à l'élément le plus stable : le fer. La fusion vers des éléments
plus lourds n'est pas possible car les réactions sont endothermiques.
Note : La demi-vie de 13N ( 15O) est 598 s (122 s). 16O est stable.
85
86
Evolution Stellaire
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
9.4.4. Naines blanches
Suite à la phase AGB, le cœur de l’étoile s’éteindra lentement en quelques
millénaires pour se transformer en naine blanche, un corps chaud d'une taille comparable à
celle d'une planète comme la Terre, et d'une densité pouvant atteindre une tonne par
centimètre-cube.
Une naine blanche tient son équilibre de la pression de dégénérescence des électrons
Contraction gravitationnelle croissante des cœurs et dégénérescence de la matière :
1) Matière baryonique ordinaire.
2) Matière baryonique électroniquement dégénérée =>naine blanche
87
88
Evolution Stellaire
Elles ont une masse de l'ordre de la masse solaire avec des densités élevées de
l'ordre de :
 = 106 g/cm3
et typiquement, M < M
Comme elles ne sont plus le siège de réactions nucléaires, c'est la pression du gaz
électronique dégénéré qui stoppe son effondrement. La chaleur résiduelle reçue de la
contraction se dissipe, les naines blanches deviennent brunes et leur température décroît
lentement. De façon imagée, on peut dire qu'une naine blanche est un "atome" lié par la
gravitation.
Phase d’évolution des étoiles de masse inférieures à 8 masses Solaires : les naines
blanches.
Ces étoiles ne peuvent dépasser la masse de Chandrasekhar (1,4 M).
La pression dégénérée du gaz d’électrons
soutient l’étoile contre la gravité
Typiquement :
- Les étoiles de faible masse (M < 3 M donnent une naine blanche de 0,6 M,
- Les étoiles de masse intermédiaire (3 M < M < 8 M donnent une naine
blanche de 1 M.
9.4.5. Masse de Chandrasekhar
La pression de dégénérescence est la pression dans un gaz parfait dit froid. Dans un
milieu froid ou dense, les termes cinétiques peuvent devenir négligeables et les interactions
entre nuages électroniques des atomes présents prépondérantes.
La pression est alors dominée par la pression de dégénérescence Pdeg des électrons
(s'il y a des électrons). Ce terme de pression révèle la nature quantique de la matière : les
électrons sont des fermions. Quand ces effets quantiques apparaissent, c'est que la densité
de matière devient suffisamment importante pour négliger dans un premier temps
l'agitation cinétique.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
Montrons pourquoi il existe une masse limite dite de Chandrasekhar pour les objets
dégénérés. Pour cela, on rappelle les relations suivantes :
Relation de Heisenberg :
x.p ≥
Quantité de mouvement en relativité :
p = .m.c (v ≈ c)
Densité électronique :
e = me /x3
Pression d’un gaz relativiste d’électrons :
Pe = .e.c2
A la limite de Heisenberg, pour le gaz dégénéré d’électrons :
e = me /x3= (3.me4.c3)/
et :
Pe= .e.c2 = (4.me4.c5)/
et donc :
Pe/e4/3 = (
3
3
.c)/me4/3
L’équilibre hydrostatique s’écrit :
Avec :
Pour un plasma de densité  :
1/ . dP (r)/dr = - G. M(r)/r2
Pour une naine blanche, la densité à considérer est essentiellement due aux protons
et aux neutrons et peut, en première approximation être considérée constante dans tout
l’astre :
M(r) = 4/3 .r3.
1/ . dP(r)/dr = - G. M(r)/r2
avec  = cste, cela implique :
1/. P(r)/r G. M(r)/r²
(plus précisément, 1/. P(r)/r = ½.G. M(r)/r²)
Avec :
il vient :
M(r) = 4/3 .r3.,
P/4/3 G. M 2/3
89
90
Evolution Stellaire
En considérant Ye = Z/A (Z : nombre de protons; A : nombre de nucléons) pour les
atomes du plasma, et en négligeant la masse de l’électron devant celle du proton, on
obtient :
 = (mp.e)/(me.Ye)
La pression étant due au gaz dégénéré d’électrons, la formule :
P/e4/3 = ( .c)/me4/3
nous donne la pression de dégénérescence en fonction de la masse dans le cas
relativiste.
( . c/ G)3/2. Ye²/mp²
Et donc :
Mch
La valeur exacte est :
Mch = 3,1 ( . c/ G)3/2. Ye²/mp²
Note : Dans le cas non relativiste, la pression de dégénérescence s'écrit alors
(cf. Annexe B) :
Pdeg   deg
Z 

me  A m p
2




5
3
Avec  la masse volumique, et Z et A respectivement la charge et le nombre de
masse des atomes en présence. La constante  est un nombre : le calcul précis donne :



deg = (3)2/3/5
Note : Dans certains cas, tel l'intérieur d'une étoile à neutrons, il peut ne plus y
avoir d'électrons pour assurer la pression. On trouve alors des neutrons, qui sont toujours
des fermions, et la pression de dégénérescence des neutrons s'écrit :
Pdeg,n  2
  
 
mn  mn 
2
= 1,054572 .10-34 J.s
c = 299 792 658 m/s
G = 6,674 .10-11m3.kg-1.s-2
M =1,989 .1030kg
5
3
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
9.4.6. Résumé sur la formation d'une naine blanche et d'une nébuleuse planétaire
L'effondrement gravitationnel permet la fusion de l'hydrogène des couches externes
et de l'hélium du cœur. Après épuisement de l'hélium, on recommence le même processus
avec un cœur formé d'oxygène et de carbone. Les couches sont étendues de plus en plus
loin du cœur.
Le gaz d'électron devient dégénéré avant de permettre la fusion du cœur.
91
92
Evolution Stellaire
9.5. Etoiles de masse initiale 8 M < M < 40 M
Ici commence la distinction entre "étoiles de faibles masses" et "étoiles massives" :
Les massives ne forment plus, en fin de vie, de cœur de matière électroniquement
dégénérée.
- Les modèles théoriques ne parviennent pas à expliquer l'existence d'étoiles
M > 8 M .
- Elles produisent en fin de vie un résidu stellaire d’une masse supérieure à
limite de Chandrasekhar de 1,4 M, limite de résistance de la matière
électroniquement dégénérée au-delà de laquelle la matière s’effondre en
matière neutronique (matière baryonique dégénérée).
Température
centrale en
millions de
Kelvin
NON DEGENERE
DEGENERE
Combustion de C
Combustion
de 4He
Combustion
de H
15 M/ M
7 M/ M
3 M/ M
1,5 M/ M
0,8 M/ M
Densité centrale en kg/cm3
Les étoiles de faible masse (< 8 M) produisent un cœur de matière dégénérée alors
que les étoiles massives (> 8 M) conservent un cœur de matière non dégénérée, comme
sur la séquence principale.
Source : C.Waelkens Astronomisch Instituut Katholieke Universiteit Leuwen
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
Le processus est donc identique à celui des étoiles de plus faible masse, mais la
dégénérescence n'est pas atteinte avant d'avoir formé un cœur de fer et une structure
d'oignon. Le cœur est alors constitué d'un gaz d'électron relativiste dégénéré, ce qui arrête
la contraction. L'ajout de masse due à la fusion des couches externes permet au cœur de
dépasser la masse de Chandrasekhar, ce qui entraine la neutronisation du cœur ainsi que
l'effondrement puis le rebond des couches externes.
Stade 4 : L’étoile décrit une branche horizontale vers les supergéantes rouge Ib
RSG (Red Super Giant) et rayonne fortement.
- Elle synthétise calmement des éléments de plus en plus lourds: Carbone,
Oxygène, Silicium jusqu’au fer qui se photo dissocie en raison de la
température.
SILICIUM
ALUMINIUM
MAGNESIUM
SODIUM
NEON
Nombre de protons
FLUOR
OYYGENE
AZOTE
CARBONE
BORE
BERYLLIUM
LYTHIUM
HELIUM
HYDROGENE
NEUTRON
Nombre de neutrons
93
94
Evolution Stellaire
Hydrogène qui n’est pas en fusion
Hydrogène en fusion
Fusion de
Carbone
~600 ans
Etoiles de masse > 25 M
Réactions de capture de l’Hélium
Hélium en fusion
Carbone en fusion
Fusion du Néon
~1 an
Oxygène en fusion
Néon en fusion
Magnésium en fusion
Réactions de capture de l’Hélium
Fusion de
l’Oxygène
~ 6 mois
Silicium en fusion
Flash de Fer
-
Fusion du
Silicium
~ 1 jour
Cœur de
fer inerte
Les réactions nucléaires sont subitement arrêtées, la masse du cœur >1,4 M
en effondrement gravitationnel dépasse la limite de Chandrasekhar.
La matière en implosion sur ce cœur incompressible produit en retour une
violente onde de choc qui développe instantanément une neutrinosphère à
l’origine de l’explosion violente en Supernovæ.
Au centre une étoile à neutrons s’est formée. Son émission radio la signalera
comme un Pulsar.
Ainsi, lorsque Mfin de vie ≥ 1,44 M (limite de Chandrasekhar), l’étoile se transforme
en Supergéante, une étoile encore plus grande qu'une géante rouge, puis éjectera ses
couches externes dans l'espace au cours d'une explosion appelée supernova.
Schématiquement, le processus est le suivant :
Gravité et plus de pression de radiation
 Compression du noyau (effondrement gravitationnel)
 Augmentation de la densité ≥ densité d'une naine blanche
 Formation d’une étoile à neutron :
- diamètre de 10 à 15 km
- densité de 1017 à 1018 kg/m3.
La gravité est devenue tellement forte que les électrons sont tombés sur les noyaux,
formant ainsi des neutrons qui se trouvent à l’état dégénéré.
 Pression de dégénérescence des neutrons.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
L’étoile entière devient un noyau (atomique), les neutrons au centre, les protons en
surface. La pression, ou pression de dégénérescence, qui en résulte est alors assez grande
pour supporter la gravité, et rétablir une certaine stabilité. Ces étoiles sont si denses qu’une
cuillère à café de leur matière pèserait entre 100 millions et un milliard de tonnes.
Il arrive que le Carbone formé par la réaction "triple-alpha" étouffe le noyau de
l'Etoile et fasse cesser la libération d'énergie. La noyau se contracte à nouveau et déclenche
la combustion de l'Hélium dans la coquille environnante. Dans les Etoiles les plus
massives, des réactions plus avancées peuvent mener à la formation de Fer dans le noyau.
Contraction gravitationnelle croissante des cœurs et dégénérescence de la matière :
1) Matière baryonique ordinaire.
2) Matière baryonique électroniquement dégénérée =>naine blanche
3) Matière baryonique nucléairement dégénérée => étoile à neutrons.
95
96
Evolution Stellaire
Soleil
Représentation de la formation d’une supernovae de type 2 avec étoile à neutrons dans le diagramme HR
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
97
P=(M-A)/A,
M: Masse du noyau ; A nombre de masse
Selon l’équation E=mc2, donnée par Albert Einstein en 1905, une réaction entre
noyaux qui aboutit à une perte de masse libère de l’énergie. L’équivalence mass – énergie
vaut 931.5 MeV par unité de masse atomique (1 eV = 1.602177×10-19 J, 1 amu =
1.660565×10-27 kg). De l’énergie nucléaire peut être libérée soit en joignant des éléments
légers (fusion), soit en dissociant des éléments lourd (fission).
La fusion libère de l’énergie
Masse par particule du noyau
Hydrogène
Nombre de mase A (nombre de protons plus de neutrons)
Hélium
Carbone
La fission libère de l’énergie
Uranium
Oxygène
Plomb
Fer
Nombre de mase A (nombre de protons plus de neutrons)
98
Evolution Stellaire
Résumé des phases d’évolution des Etoiles massives M ≥ 8 M
Ces étoiles peuvent dépasser le stade de brulage de l’Hélium.
Hydrogène qui n’est pas en fusion
Fusion de Carbone
~600 ans
Etoiles de masse > 25 M
Réactions de capture de l’Hélium
Hydrogène en fusion
16
12
C
O
(8p, 8n)
16
O
20
Ne
(10p, 10n)
20
Ne
24
Mg
(12p, 12n)
Hélium en fusion
Carbone en fusion
Fusion du Néon
~1 an
4
4
He
Oxygène en fusion
12
C
Néon en fusion
Magnésium en fusion
Fusion de
l’Oxygène
~ 6 mois
16
O
Silicium en fusion
Flash de Fer
4
He
He
Autres réactions
Fusion du
Silicium
~ 1 jour
28
16
O
28
Mg
(14p, 14n)
31
Si
(13p, 15n)
16
O
Si
56
Fe
(26p, 30n)
28
Si
Cœur de
fer inerte
Ces étoiles deviennent des étoiles à neutrons ou des trous noirs.
-
-
Phase super-Géante (AGB) : phase âgée (transition douce, brûlage de l’hélium via
triple alpha puis ensuite des autres éléments jusqu’au Fer (26Fe) pour les étoiles très
massives, car elles n’ont pas de cœur dégénéré en carbone/oxygène; Attention
cependant au fort vent qui influence fortement l’évolution dans le diagramme HR.
Phase finale (plus de réactions nucléaires) : étoiles à neutrons ou trous noirs, mort
lente bien qu’active (par exemple les pulsars).
Note : le terme de naine blanche est ici générique; en effet, il existe des naines blanches
de Carbone mais il peut aussi exister des naines blanches composées d’éléments plus
lourds.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
9.6. Etoiles de masse initiale M > 40 M
Les forces gravitationnelles de la matière continuellement accumulée arrivent à
surpasser la pression radiative l’étoile qui s’effondre puis explose en Supernovæ.
- Ces étoiles massives produisent un résidu de masse supérieure à la limite de
2,7 M d’Oppenheimer-Volkoff qui s’effondre en deçà du rayon de
Schwarzschild et devient un trou noir de masse connue entre 3 et 14 M.
- Les principaux progéniteurs des trous noirs stellaires sont ainsi les étoiles
Wolf-Rayet.
- Leur faible nombre relatif apparent aujourd’hui résulte en partie d'une durée
de vie très courte de quelques millions d'années.
Ces étoiles passent par le stade de la supergéante, encore plus démesurée, une
hypernova, dont noyau s'effondre jusqu'à devenir un trou noir stellaire, invisible, d'une
densité extrême. Deux jets de plasma extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe
de rotation de l'Etoile à une vitesse proche de celle de la lumière. Ces jets émettent
d'intenses rayons gamma.
Etoile de Wolf-Rayet WR 124 et nébuleuse M1-67. Image HST
99
100
Evolution Stellaire
La fin ultime des étoiles hyper massives, de masse supérieure à 40 M, résulte donc
en la formation d’un trou noir. Si ce trou noir se trouve au voisinage d’une étoile, il peut
former, en accrétant la matière de l’étoile compagne, un système double nommé
microquasar. Les microquasars sont des étoiles binaires contenant un objet compact tel
qu'une étoile à neutrons ou un trou noir, et qui produit des jets d'une vitesse proche de la
vitesse de la lumière.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
9.7. Résumé de l’évolution des étoiles type Soleil (M ≤ 8 M) sur et en dehors
de la séquence principale
-
-
-
-
-
-
Pré-séquence principale (PMS) : phase jeune (contraction
à partir d’un gaz moléculaire H2, tracé d’Hayashi, brûlage
du deutérium).
Séquence principale (MS) : phase mure (étoile formée,
brûlage de l’hydrogène en hélium, durée dépend de la
masse (les petites étoiles vivent plus longtemps).
Phase géante Rouge : phase âgée pour une étoile de faible
masse (brûlage de l’hydrogène en couche). L’hélium
dégénéré dans le cœur est inerte jusqu’à ce que
l’augmentation de la température centrale déclenche le
brûlage de l’hélium (ou flash de l’Hélium). Dans le
digramme HR, la phase jeune des étoiles (donc lumineuse
apparait sur la droite du diagramme lors de la descente de
Hayashi (formation).
La géante rouge
Alpha Tauri et le Soleil
Branche horizontale (HB) : post flash de l’hélium pour une étoile de faible masse
M ≤ 2-3 M (cœur dégénéré d’Hélium donc pas de contrôle thermique pas
expansion/contraction).
Phase super-Géante (AGB) : phase âgée (transition douce, brûlage de l’hélium
via triple alpha pour les étoiles massives (3 M ≤ M ≤ 8 M) puis cœur dégénéré
en carbone/oxygène ; Attention cependant au fort vent qui influence fortement
l’évolution dans le diagramme HR.
Phase finale (plus de réactions nucléaires) : naines blanches.
Lorsque tout l'Hydrogène du noyau est épuisé, les réactions nucléaires
n'équilibrent plus la force de gravité
 L’étoile se contracte sous l'effet de son propre poids
 La température augmente (T )
 Il se produit un Transfert de chaleur vers les couches extérieures au
noyau, couches contenant encore de l'Hydrogène, ce qui entraîne une nouvelle série
de réactions nucléaires.
 La zone de combustion de l'Hydrogène remonte, couche après couche,
vers la surface de l'Etoile
 L’Hélium créé par la fusion retombe sous forme de "cendres" sur le
noyau.
 L'enveloppe de l'Etoile devient de plus en plus lumineuse.
 Sortie de la séquence principale par le dessus.
101
102
Evolution Stellaire
Luminosité (unités solaires)
Nébuleuse planétaire
Géante rouge a
deux coquilles de
fusion
Etoile qui
fusionne
4
He
Géante
Rouge
Cœur en fusion
à deux coquilles
Fusion de l’Hélium
Sous
Géante
Soleil
Carbone inerte
Coquille de fusion de
l’Hélium
Coquille de fusion de
l’Hydrogène
Coquille de fusion de
l’Hydrogène
Etoile qui fusionne
l’Hélium en son cœur
Naine blanche
Hélium inerte
Coquille de fusion de
l’Hydrogène
Sous Géante
Cœur de Géante
Rouge
Température de surface (°K)
Ainsi, après un long séjour sur la séquence principale, ces étoiles plus massives
quittent la séquence principale et deviennent des géantes rouges; elles suivent la branche
RGB.
Au fur et à mesure, la pression et donc la température du cœur augmente car de plus
en plus de d’Hélium se forme en périphérie et fait donc grossir le cœur. Lorsque la
température du noyau d'Hélium atteint environ 100 millions de degrés (108 K), une
nouvelle fusion s'amorce :
 L’Hélium se transforme en Carbone (réaction "triple-alpha")
 La pression de radiation augmente (Pr )
 Le cœur de l’étoile grossit considérablement (pression de radiation forte), mais
les fusions dans les couches cessent et l’étoile diminue en taille.
Après un long séjour sur la branche horizontale (brulage de l’hélium), ces étoiles
plus massives deviennent des supergéantes rouges; elles suivent la branche AGB pour
ensuite éjecter une nébuleuse planétaire et se transformer en naine blanche.
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
Nébuleuse planétaire du sablier
Les températures extrêmes atteintes au cœur des Etoiles sont nécessaires pour que
les noyaux atomiques qui y sont présents puissent fusionner entre eux, et ainsi générer
d'autres noyaux atomiques, plus lourds.
103
104
Evolution Stellaire
Evolution des étoiles : cas 1 et 5 masses solaires :
Vers une naine blanche
de 1,34 masses solaires
(1,34 M)
Début
des pulsations
thermiques
Vers une naine blanche
de 0,55 masse solaire (0,55 M)
Luminosité /
Luminosité
solaire
(L / L)
Ejection
de
nébuleuse
planétaire
Pulses
thermiques
5 masses
solaires
(5 M)
Flash de
l’Hélium
Fusion de
l’Hélium
Fusion de
l’Hydrogène
Branche des
géantes Rouges
1 masse solaire (1 M)
Température de surface K
(((
Luminosité (Unités solaires)
Evolution des étoiles hors de la sequence principale
Température croissante
Température (K)
décroissante
Température
105
106
Evolution Stellaire
Les Supernovae
10. LES SUPERNOVAE
Qu'est-ce qu'une supernova ? C'est une étoile qui finit sa vie en explosant. En
quelques jours, elle atteint une luminosité de près de 10 milliards de fois le Soleil; si elle
explosait dans notre Galaxie, elle pourrait devenir visible en plein jour. L'énergie libérée en
quelques instants est de l'ordre de 1051 ergs (1044 joules). Cela représente l'équivalent de
toute l'énergie rayonnée par le Soleil durant toute sa vie. La matière est parfois éjectée à
plus de 20 000 km/s. C'est un phénomène rare: il s'en produit 2 à 3 par siècle dans une
galaxie donnée, et à ce rythme on peut estimer qu'une étoile sur mille devient une
supernova.
Parmi les supernovæ du passé qui ont pu être identifiées et localisées en dépouillant
les chroniques anciennes, celle de 1054 a contribué énormément à la compréhension du
phénomène, car à sa place, repérée soigneusement par les Chinois, se trouve la nébuleuse
du crabe. Il y a aussi la supernova de 1680, Cassiopée A. Tycho Brahé en aperçu une en
1572 et Kepler vit la dernière en 1604.
Mais il y en a eu d'autres que l'instrumentation n'a pas permis de voir. La plupart ont
lieu vers le centre galactique, noyé dans la poussière. Notre distance au centre de la Galaxie
représente 30 000 al. Or sur la ligne de visée, le vide parfait n'existant pas (une poignée
d'atomes par m³), cela fait tout de même au total 1023 atomes, soit l'épaisseur d'une feuille
de papier. Ainsi s'explique l'opacité dans le visible. Aujourd'hui les caméras infrarouges et
X, des satellites, permettent de "gommer" les poussières.
Classées en fonction de la présence ou non d'hydrogène dans leur spectre, les
supernovæ se distinguent également par leur courbe de lumière et leur profonde différence
de mécanisme d'explosion. Les supernovæ de type SN1, caractérisées par l'absence de raies
d'hydrogène et pauvres en éléments lourds, sont 3 fois plus lumineuses que celles de type
SN2. Elles résultent de l'explosion d'étoiles de petites masses issues de population vieilles.
Elles se répartissent en supernovæ de type SN1a et 1b. Le type SN1b désigne apparemment
une famille homogène, mais le mécanisme d'explosion impliqué n'est pas encore très clair.
Les supernovæ de type SN1a sont, elles, attribuées à l'explosion d'une naine blanche
appartenant à un couple serré, et qui aurait accrété de l'hydrogène de sa compagne et ainsi
dépassé sa masse limite de Chandrasekhar.
Les supernovæ de type SN2 sont le produit d'étoiles massives et jeunes, formées au
sein d'un gaz enrichi en éléments lourds. En général plus riches en hydrogène, elles sont
moins lumineuses que les précédentes, et leur courbe de décroissance (perte d'éclat en
fonction du temps) est aussi moins régulière. Elles s'expliquent par l'explosion d'une étoile
massive de plus de 8 masses solaires dont le cœur s'effondre sur lui-même. Les couches
supérieures de l'astre chutent et "rebondissent" (le mécanisme est complexe ; il ne s’agit pas
d’un simple rebond) violemment, ce qui donne une explosion spectaculaire. Au centre, il
reste une étoile à neutrons ou un trou noir.
Des études récentes énoncent que les SN1 proviendraient de couples de naines
blanches qui s'échaufferaient en échangeant rapidement de la matière et exploseraient par la
suite.
107
108
Evolution Stellaire
Image composite infrarouge et X de la supernova SN1572 observée par Tycho Brahe.
L’explosion a laissé une enveloppe en expansion (en vert et jaune). L’onde de choc extérieure est visible en
violet. Il s’agit d’une supernovæ de type SN2.
Les Supernovae
10.1. Les Supernovæ de type II
Il s'agit là du mécanisme initialement imaginé par Zwicky (1898 - 1974): il avait
calculé que l'énergie de liaison gravitationnelle (Eg = Gm²/r) d'une étoile à neutrons de 30
km de rayon était du même ordre de grandeur que l'énergie libérée par une supernova. Il en
avait conclu qu'une supernova provenait de l'effondrement gravitationnel d'une étoile
aboutissait à une étoile à neutrons. Mais un demi-siècle plus tard, les détails du mécanisme
ne sont pas encore très sûrs.
10.1.1.
Stades précurseurs de l’explosion : Fusions successives
Une étoile de faible masse ne s'effondre pas mais aboutit à une naine blanche. Par
contre une étoile massive (plus de huit fois la masse du Soleil) ne connaît pas une fin de vie
aussi paisible. Les réactions thermonucléaires ont produit de l'énergie en synthétisant à
partir de l'hydrogène et de l'hélium des éléments de plus en plus lourds, jusqu'au fer (le
noyau le plus stable de tous). Forger des éléments plus lourds que le fer coûte de l'énergie
(c'est pourquoi on peut en récupérer en coupant ces éléments plus lourds, par exemple en
fissionnant de l'uranium). L'étoile n'est pas entièrement convertie en fer, car chacune des
réactions de fusion successives n'est possible qu'à partir de certaines conditions de
température et de densité. Par conséquent, les fusions nucléaires qui ont fait vivre l'étoile
ont abouti à lui donner une structure en oignon: un cœur de fer d'un rayon d'un millier de
kilomètres est entouré d'enveloppes concentriques d'éléments de plus en plus légers
(silicium, cobalt, néon, oxygène, carbone, hélium) jusqu'à une atmosphère très diffuse
d'hydrogène de plusieurs centaines de millions de kilomètres de rayon. Le cœur ne
représente donc 1.10-5 du rayon de l'étoile (par exemple un rapport de 30 km à 3 millions de
km), et ce qui lui arrive met longtemps à affecter le reste de l'étoile.
10.1.2.
Phases finales de l’explosion : Effondrement
Il arrive un moment où la masse du cœur de fer atteint la masse de Chandrasekhar,
et devient instable: il s'effondre sur lui-même en un dixième de seconde. La contraction
s'effectue tellement rapidement que les couches successives ne peuvent plus se réajuster et
elles tombent vers le centre en chute vertigineuse. L'énergie gravitationnelle libérée
pendant la contraction se transforme en neutrinos, lesquels quittent l'étoile sans s'opposer à
la pesanteur. La densité augmente très rapidement jusqu'à arriver à la densité nucléaire. Les
noyaux atomiques sont au contact, au lieu d'être très distants comme dans la matière
ordinaire, et le cœur ressemble alors à un énorme noyau atomique. Le cœur devient opaque
aux neutrinos. Ils ne s'échappent plus et s'opposent à la pesanteur, la contraction s'arrête. La
température atteint alors les 100 milliards de degrés. La densité est si élevée que les
électrons y sont capturés par les noyaux, et convertissent leurs protons en neutrons.
Une boule de neutrons d'une trentaine de kilomètres de rayons occupe alors le
centre de l'étoile: ce sera la future étoile à neutrons, qui restera après l'explosion à
l'emplacement de la supernova. La conversion des protons en neutrons libère des neutrinos,
qui emportent la plus grande partie de l'énergie de la supernova (99% de l'énergie, contre
1% en énergie cinétique des couches éjectées, et à peine 0.01% sous forme de lumière). La
détection de ces neutrinos lors de l'explosion de la supernova du 23/24 février 1987 -
109
110
Evolution Stellaire
SN1987A - dans le Grand Nuage de Magellan fut ainsi d'un grand réconfort pour les
théoriciens.
Gros plan sur SN 1987A
Cette vue d'artiste montre comment est distribuée la matière éjectée par la supernova SN 1987a, à partir des
informations fournies par le spectrographe Sinfoni. © L. Calçada, ESO
10.1.3.
Phases finales de l’explosion : Rebond
Le cœur ne peut se comprimer davantage et une forme rebond se produit : Le flux
de neutrinos, issus de la neutronisation, fait exploser l’étoile suivant un mécanisme
complexe que nous détaillerons plus loin dans ce cours. Une onde de choc se propage vers
Les Supernovae
l'extérieur de l'étoile, et elle rencontre les couches externes qui sont encore en chute libre
vers le centre (le cœur est minuscule par rapport à l'enveloppe, et ce qui lui arrive
n'influence l'enveloppe qu'avec retard). La rencontre entre les couches qui tombent vers le
centre de l'étoile et l'onde de choc est si violente qu'une combustion nucléaire explosive se
déroule dans l'enveloppe, synthétisant les éléments les plus lourds que l'on retrouve plus
tard dans le milieu interstellaire, dans les gaz éjectés par l'explosion. Puis au fil des
millénaires, ils se condensent dans de nouvelles étoiles ou planètes, en même temps que les
éléments légers synthétisés au cours de la vie tranquille de l'étoile avant son explosion.
C'est en ce sens que nous sommes de la "poussière d'étoiles", formés des cendres des
réactions nucléaires qui ont rythmé la vie d'anciennes étoiles avant leur explosion.
Il apparaît que la rencontre entre l'onde de choc et les couches externes est si
violente que les noyaux sont en fait dissociés. Cela absorbe une grande part de l'énergie de
l'onde de choc, qui s'essouffle au point que l'explosion ralentit et stagne. Cela a longtemps
été une difficulté majeure des modèles d'explosion: ils n'aboutissaient pas à une explosion.
Note : selon des travaux récents, quand les neutrinos quittent le cœur de neutrons,
ils déposent une petite fraction de leur énorme énergie (1% suffirait) dans les couches
externes de l'étoile qu'ils réchauffent ainsi, et l'explosion serait ainsi relancée. Le
mécanisme actuellement proposé et suivant lequel les neutrinos déposeraient 1 % de leur
énergie dans les chocs issus de l’implosion de l’étoile seront détaillés plus loin.
On aboutit ainsi à une étoile à neutrons entourée d'un nuage de gaz chaud en
expansion rapide. Cette atmosphère est responsable de la présence des raies de l'hydrogène
dans le spectre d'une supernova de type SN2. Parfois, l'étoile a perdu son enveloppe
d'hydrogène au cours de son évolution (un vent stellaire particulièrement intense, ou un
compagnon?), et la supernova sera classée type SN1b (ou en type SN1c si elle a aussi perdu
la couche suivante d'hélium), du fait de l'absence des raies de l'hydrogène, bien qu'elle n'ait
en fait aucun rapport avec une supernova de type SN1a.
La grande diversité des comportements des supernovæ de type SN1b/c et 2 est
attribuée au découplage entre ce qui se passe dans le cœur (l'explosion proprement dite) et
ce qui se passe dans l'enveloppe (ce que l'on voit de l'extérieur).
111
112
Evolution Stellaire
THERMONUCLEAIRE
EFFONDREMENT DU COEUR
Non
Non
Oui
Oui
Etoile l’Hélium en
système binaire
Oui
Forme de la
courbe de lumière
Non
Naine blanche
Etoile de Wolf Rayet
seule
(étoile qui a perdu son H
et son He dans les phases
de géantes)
Fortes éjections de
manière coronale
Interaction avec la
matière environnante
de l’étoile (CSM :
Circum Stellar Matter)
Hypernovæ
Classification des supernovae
Cette enveloppe chaude en expansion fournit par ailleurs un moyen de calculer la
luminosité absolue de la supernova, et partant sa distance, et d'utiliser ainsi les supernovæ
de type SN2 comme chandelles standard pour la cosmologie presque au même titre que les
supernovæ de type SN1. Cette "méthode de la photosphère en expansion" est analogue à la
méthode de Baade et Wesselink pour estimer la luminosité absolue des étoiles variables. La
mesure du spectre de la supernova fournit à la fois la distribution de l'énergie sur les
différentes longueurs d'onde et la vitesse d'expansion de la sphère de gaz (par élargissement
Doppler des raies). La distribution d'énergie permet de calculer l'énergie totale émise par
unité de surface de la sphère de gaz, tandis que la vitesse d'expansion permet de connaître
le rayon de cette sphère à tout moment après l'explosion (en gros la vitesse multipliée par le
temps écoulé depuis l'explosion), et donc la surface de cette sphère. Le produit des deux
nous donne l'énergie totale émise par la sphère en expansion, et une comparaison avec
l'énergie reçue sur Terre donne directement la distance de la supernova. Bien sûr, nombre
de corrections doivent être apportées à ce principe, mais la précision sur la distance est
estimée à 30% environ, ce qui est presque aussi bon que la précision actuelle obtenue avec
les supernovæ de type SN1a (auxquelles la méthode peut d'ailleurs aussi s'appliquer).
Cette brève énumération démontre tout l'intérêt que portent les scientifiques à ces
événements très important, malgré leur rareté. En plus de l'explosion cataclysmique,
l'enrichissement du milieu interstellaire en éléments chimiques tel oxygène ou le soufre,
engendrés par la nucléosynthèse stellaire, contribuent pour beaucoup à cet engouement.
Les Supernovae
Image composite X et radio du reste de la supernova observée par les astronomes chinois en 386.
Le pulsar, étoile à neutrons en rotation, clairement visible au centre de l’enveloppe en expansion montre
qu’il s’agissait d’une supernova de type II.
Notons aussi l’existence, pour les étoiles hyper massives de supernovæ par
instabilité de création de paires. Le mécanisme est illustré ci-après :
Les supernovæ par instabilité de création de paires et les supernovæ par
effondrement gravitationnel sont toutes deux produites lorsque le cœur de l’étoile ne peut
plus produire de photons. Mais la comparaison s’arrête là. Les supernovæ par instabilité de
création de paires peuvent être jusqu’à 100 fois plus énergétiques et, du fait que la totalité
de l’étoile explose, aucun objet compact, étoile à neutrons ou trou noir, ne reste à la suite de
l’explosion.
113
114
Evolution Stellaire
Les Supernovae
10.1.4.
Précisions sur le mécanisme de l’explosion des supernovæ de type 2
Détaillons à présent le mécanisme de supernovæ de type 2.
Ainsi que nous l’avons dit dans les paragraphes précédents, la matière centrale de
l’étoile (le cœur de Fer) tombe en chute libre sur l’étoile à neutrons nouvellement formée
suite à la neutronisation du cœur de fer (effondrement extrêmement rapide lorsque le cœur
de Fer dépasse la masse de Chandrasekhar).
La vitesse de chute est supersonique dans le milieu et devient subsonique à
proximité du centre. La convergence aurait tendance à accélérer la matière mais la gravité
(en région subsonique) a un effet décélérateur sur la matière car les pressions sont plus
fortes vers le centre (on parle des fois de ralentissement du fait de la rencontre de la
surface de l’étoile à neutron ou de rebond) : il y a donc formation d’un choc dans la matière
en chute libre sur l’étoile à neutron à la limite entre la zone supersonique et subsonique. Ce
choc produit un échauffement de la matière : l’énergie du choc est utilisée pour dissocier le
Fer en protons, électrons, neutrons. Cette énergie absorbée pour dissocier le Fer affaiblit le
choc, celui-ci stagne ainsi à une distance de 150 km du centre.
Environ 0,5 M/s tombent vers le centre. Sans explosion (propagation du choc vers
l’extérieur), la masse de l’étoile à neutron continue d’augmenter jusqu’à former un trou
noir.
115
116
Evolution Stellaire
Les phénomènes suivants se produisent donc :
-
Dans le choc :
Fer + Energie  p+ + n + eNote : le choc n’est pas adiabatique car il perd de l’énergie
- Sur la surface de l’étoile à neutrons :
p + + e-  n + 
Compte tenu des densités extrêmes de matière au voisinage de l’étoile à neutrons,
les neutrinos produits se trouvent piégés dans une zone, appelée neutrinosphère qui
constitue une sphère de de 40 à 50 km de rayon. Il faut du temps pour que les neutrinos
diffusent et sortent de la neutrino-sphère.
99%, soit l’essentiel de l’énergie gravitationnelle du collapse s’échappe sous forme
de neutrinos.
Le bilan énergétique du collapse du cœur de l’étoile est le suivant : la conversion de
l’énergie gravitationnelle d’1 M (en étoile à neutrons) libère 1053 ergs. Mais l’explosion
observée a une énergie de 1051 ergs.
On en déduit qu’il suffit qu’un peu de neutrinos s’échappent pour mettre le choc en
mouvement et faire exploser l’étoile (libérer l’enveloppe). Ce rapport 1/100 est néanmoins
difficile à obtenir car les neutrinos qui s’échappent interagissent très peu avec la matière.
Sans interaction suffisante, il se forme un trou noir et pas d’explosion.
Il est donc nécessaire que les neutrinos interagissent efficacement avec la matière à
l’intérieur du choc et y déposent leur énergie : c’est le mécanisme de l’explosion retardée.
Il faut attendre presque 1 s pour que les neutrinos sortent de la neutrino-sphère, puis le choc
doit se trouver propulsé (avant d’être affaibli et de retomber au lieu d’être expulsé) en
absorbant une partie de l’énergie des neutrinos.
Les Supernovae
Des simulations 1D montrent que l’énergie déposée par 1/100 des neutrinos est
insuffisante pour faire décoller le choc et donc le choc retombe et le trou noir se forme. Il
est donc nécessaire que les neutrinos interagissent plus efficacement avec la matière.
Si on s’intéresse à une modélisation bi dimensionnelle ou tridimensionnelle mettant
en œuvre des effets hydrodynamiques multidimensionnels, on parvient à augmenter
l’efficacité de chauffage des neutrinos :
Suite à sa formation, le choc est stationnaire et il dure environ 1 s. Il faut donc que
dans ce laps de temps, les neutrinos arrivent et fassent décoller le choc vers l’extérieur en y
déposant leur énergie. Considérons que, sous l’effet de phénomènes hydrodynamiques
tridimensionnels, le choc se trouve déstabilisé si bien que la matière qui traverse le choc, au
lieu de tomber tout droit vers le centre, se trouve entrainée dans des mouvements
transverses. Cela créerait des cellules convectives (tourbillons) et la matière resterait plus
longtemps dans le choc, se trouvant ainsi plus exposée au flux de neutrinos.
Détaillons un peu plus ce phénomène :
Les tourbillons crées au niveau du choc dans le fluide constitué par la matière en
chute libre vers le cœur de neutrons, se propagent vers le centre et rencontrent la surface de
l’étoile à neutrons, cela génère des ondes acoustiques qui remontent vers le choc. Il se
produit alors un couplage entre les tourbillons et les ondes acoustiques qui a pour effet
d’amplifier le phénomène : dès que le choc est localement incliné, le phénomène est
amplifié.
Les tourbillons génèrent ainsi des ondes acoustiques dans le milieu qui poussent le
choc. Des simulations montrent que les oscillations issues du couplage entre tourbillons et
ondes acoustiques ont une période de 30 ms environ.
117
118
Evolution Stellaire
Dans les zones du choc rendues plus denses du fait des assymétries, il y aura des
bulles de matière chauffée, ce qui aura pour effet de ralentir la chute de la matière au
niveau de ces zônes de plus forte densité, tandis que dans les autres zones, la matière
tombera plus vite.
Les neutrinos qui, dans la seconde après la formation de l’étoile à neutron, vont
traverser le choc, vont intéragir avec les zônes les plus denses du choc y déposer leur
énergie, faisant ainsi partir le choc au niveau dans ces zônes les plus denses. On comprend
ainsi comment les phénomènes hydrodynamiques complexes, liées au couplage entre
tourbillons et ondes accoustiques dans le fuide en chute libre sur le cœur de neutron
permettent d’expliquer l’explosion de l’étoile. On voit aussi que cette explosion sera
assymétyrique car les neutinos font partir le choc au niveau d’un endroit particulier du choc
(la zone la plus dense).
Ainsi, dans l’explosion, les ejectas partent d’un côté et l’étoile à neutrons est
explusée de l’autre par conservation de la quantité de mouvement.
Les Supernovae
On observe que la vitesse des étoiles normales dans une galaxie est de l’ordre de
quelques km/s. Les étoiles à neutrons se déplacent en moyenne à 300 km/s et les plus
rapides à 1600 km/s. Les pulsars vont dont 10 fois plus vite que les étoiles normales. Cela
s’explique par l’explosion assymétrique.
Répartition de vitesse des étoiles à neutrons (trait plein)
comparée à celle des étoiles (pointillés)
Le schéma ci-après résume le phénomène de supernovæ de type 2.
1 - Etoile (pré – supernovæ)
2 - Collapse du cœur
4 - Interaction du choc qui part vers l’extérieur
avec l’enveloppe qui s’effondre
Emission de neutrinos
3 - Interaction
des neutrinos
avec
le choc
Emission de lumière
6 - Le résidu de la supernovæ (choc qui se
propage dans lez milieu interstellaire) émet des
rayons X, de la lumière visible et des ondes radio.
Le résidu compact de l’étoile peut être observable
sous la forme d’un pulsar (ou d’un trou noir)
L’étoile est plus brillante d’un facteur ~ 108
5 - Ejection explosive de
l’enveloppe
119
120
Evolution Stellaire
10.1.5.
Résumé du mécanisme de fin de vie des étoiles
Pour une étoile de type Soleil, on a typiquement les phases d’évolution suivantes :
Evolution du Soleil :
-
Pendant 11 milliards d’années :
fusion de H en 4He
Pendant 200 millions d’années :
fusion de 4He en C, O
Puis évolution vers une naine blanche accompagnée d’une nébuleuse
planétaire
Pour une étoile massive, ici de 15 M on a typiquement les phases d’évolution
suivantes :
Evolution d’une étoile de 15 M :
-
Pendant 11 millions d’années :
Pendant 2 millions d’années :
Pendant 2 000 ans :
Pendant 8 mois :
Pendant 18 jours :
Pendant 1 seconde : effondrement
fusion de H en 4He
fusion de 4He en C, O
fusion de C en Ne, Mg
fusion de O, Mg en Si, S, Ca
fusion de Si, S, Ca en Fe, Ni
Fe, Ni se transforme en neutrons
Puis évolution vers une étoile à neutrons accompagnée d’une supernovæ.
Les Supernovae
10.2. Les Supernovæ de type Ia
Elles sont caractérisées par l'absence d'hydrogène et d'hélium et sont provoquées par
des étoiles très vieilles qui ont toujours le même comportement lors du stade final, c'est-àdire: emballement et explosion.
De tous les modèles, le plus communément admis suppose qu'au départ il s'agit d'un
système binaire qui contient une naine blanche orbitant autour d'une géante rouge. Lorsque
la matière de cette géante dépasse le rayon de Roche (physicien qui calcula les effets que la
gravité provoque sur 2 corps en rotation l'un autour de l'autre), elle est davantage attirée par
la naine blanche que par le cœur de l'étoile à laquelle elle appartient. Cette attraction la
conduit à former un disque d'accrétion de température très élevée, autour de la naine
blanche. La naine blanche est un objet compact possédant typiquement les 2/3 de la masse
du Soleil, mais dans un volume équivalent à celui de la Terre. Sa densité serait de 1 million
de fois plus grande que celle de notre planète, avec une masse de 1 tonne par cm³.
Quand les étoiles ont des masses différentes, ce qui est fréquent, elles évoluent à des
rythmes différents et la plus légère atteint le stade de géante rouge B alors que son
compagnon est déjà une naine blanche.
L'atmosphère très étendue et très diffuse de
cette géante rouge est déformée par
l'attraction
gravitationnelle
de
son
compagnon en un lobe. Si les deux étoiles
sont assez rapprochées, la matière située près
de la pointe de ce lobe est attirée vers la
naine blanche. Le mouvement se fait autour
du centre de masse M du système avec une
période de quelques heures seulement. L'étoile B est fortement déformée par la naine
blanche A et voit sa matière se répandre autour de celle-ci en formant un "disque
d'accrétion". Ce flux de matière augmente peu à peu la masse de la naine blanche. La naine
blanche était initialement stable car sa masse était inférieure à la masse critique de
Chandrasekhar.
C'est le physicien Indien S. Chandrasekhar (lauréat du prix Nobel en 1983) qui, au
début des années 30, a bâti la théorie des naines blanches, en appliquant aux étoiles les
résultats tout nouveau de la mécanique quantique. Il fit la prédiction que ces étoiles ne
sauraient avoir une masse supérieure à une certaine limite, qui ne dépend que de leur
composition chimique; lorsqu'un seul élément est présent, la masse limite de
Chandrasekhar obéit à la loi: Mch = 5,75 (Z/A)2.M, où Z est le nombre atomique et A le
nombre de masse de l'élément considéré (ou en d'autres termes, la charge du noyau et le
nombre de protons et de neutrons qu'il contient). Pour l'hydrogène, Z/A = 1 et la masse
limite serait de 5,75 masses solaires. Plus vraisemblablement, la naine blanche est
l'aboutissement d'une étoile composée principalement de carbone; dans ces conditions:
Mch = 5,75(6/12,011)2 = 1,437.
La masse limite vaut donc 1,44 M.
Dans la naine blanche qui vient de se former (après la phase géante rouge) la
température interne est encore très élevée et la pression due aux noyaux n'est pas
complètement négligeable comparée à celle exercée par les électrons dégénérés. Pour cette
121
122
Evolution Stellaire
raison la masse de l'étoile peut dépasser de quelques millièmes la limite Mch, lorsqu'elle
absorbe la matière de son compagnon. Mais au fur et à mesure que l'étoile refroidit, la
pression due aux noyaux diminue, et il arrive un moment où, à elle seule, la pression des
électrons est insuffisante pour supporter le poids des couches extérieures. Une combustion
nucléaire explosive se développe et l'étoile devient une supernova.
C'est d'abord la synthèse de l'oxygène, tant qu'il reste un peu d'hélium:
C + He4  O16 +  ; elle a lieu vers 200 millions de degrés. C'est ensuite la fusion du
carbone, puis celle de l'oxygène, qui fournissent des éléments de plus en plus lourds: néon,
magnésium, silicium, soufre. Les photons deviennent de plus en plus énergétiques et vers 3
milliards de degrés, les réactions de fusion sont contrebalancées par les
photodésintégrations. Elles soustraient du gaz, une énergie de 100MeV. Ce mécanisme a
été proposé par F. Hoyle et W. A. Fowler (prix Nobel de physique en 1983) et permet
d'expliquer l'explosion des supernovæ les plus massives.
12
Ainsi le magnésium formé dans la fusion du carbone :
C12 + C12  Mg24 + 
est détruit pour régénérer le néon et l'hélium :
Mg24 +   Ne20 + He4
Un équilibre s'instaure, dans lequel survivront les éléments les plus stables à la
température considérée. Le cœur de carbone et d'oxygène est converti en grande partie en
nickel 56 (qui se désintègre par la suite en cobalt 56 puis en fer 56). Passé 4 milliards de
degrés, le fer et les éléments proches du fer (chrome, manganèse, cobalt, nickel, cuivre)
sont les plus stables. Les noyaux de fer ne renferment plus d'énergie libérable par des
réactions nucléaires. Les couches externes sont converties en éléments plus légers
(silicium, calcium, etc.). Ce scénario explique élégamment l'uniformité des explosions de
supernovæ de type SN1a (elles servent donc de puissantes chandelles standard): il s'agit à
chaque fois d'une naine blanche qui explose à la masse de Chandrasekhar: Mch. Cet
événement peut d'ailleurs se produire avant que la nébuleuse planétaire qui entoure l'étoile
ait eu le temps de se disperser; certains scientifiques pensent que la nébuleuse du crabe en
est un exemple, bien qu'un pulsar soit apparu en son cœur, la classant SN2.
Cela dit, beaucoup de points restent encore peu clairs: la naine blanche accumule de
l'hydrogène et de l'hélium provenant de la géante rouge, et il est possible qu'une
combustion explosive de cet hélium commence en surface avant celle du carbone au centre
de la naine blanche. Si l'accumulation est lente, l'explosion près de la surface peut ré éjecter
la couche accrétée sans détruire l'étoile: on observe une nova, beaucoup moins énergétique
qu'une supernova, et le processus peut se répéter au bout de quelque temps (de telles novæ
récurrentes ont été observées). Si l'accumulation est rapide, une compétition entre allumage
en surface et allumage au centre prend place. Un allumage central conduit à une plus
grande uniformité des explosions car Mnaine = Mch (Chandrasekhar) la composition
chimique est constante et l'explosion a une symétrie sphérique. Un allumage en surface doit
conduire à une plus grande diversité car il peut se produire avant que Mch soit atteinte, avec
une abondance variable d'hélium, et l'explosion est asymétrique. Mais, précisément, on
observe à l'occasion des supernovæ indiscutablement de type SN1 (d'après leur spectre) qui
Les Supernovae
sont sensiblement moins lumineuses que la moyenne, et il existe au moins un exemple de
supernova SN1 nettement plus lumineuse. Les conséquences cosmologiques d'une
uniformité des supernovæ de type SN1 stimulent de nombreux travaux sur les mécanismes
d'explosion et des simulations en 3 dimensions commencent à voir le jour.
La représentation
supernovæ de type Ia.
suivante
illustre
le
scénario
de
formation
des
Le progéniteur des supernovæ de type Ia
Deux étoiles normales forment
un système binaire
La plus massive devient une
géante rouge
… qui perd de son gaz en le
donnant a la seconde étoile, la
faisant gonfler et l’engloutissant
La seconde étoile, la plus légère, et
le cœur de la géante rouge spiralent
dans une enveloppe commune
L’enveloppe commune est éjectée,
alors que la distance entre le cœur
de la géante rouge et la seconde
étoile diminue
Le reste (le cœur) de la géante
rouge se contracte et devient
une naine blanche
L’étoile compagnon, en vieillissant,
commence a gonfler, donnant de
son gaz a la naine blanche
La masse de la naine blanche
s’accroît et dépasse la masse limite
de Chandrasekhar et elle explose
… provoquant l’éjection de
l’étoile compagnon
Les supernovæ de type 1a résultent donc de l’explosion thermonucléaire d’une
naine blanche en système binaire avec une étoile dont elle accrète la matière. Dès que la
naine blanche atteint la masse de Chandrasekhar, elle explose. Les Supernovæ de type 1a
peuvent donc être considérées comme des « chandelles standard » car elles résultent de
l’explosion d’étoiles de masse identiques.
123
124
Evolution Stellaire
Le progéniteur de la SN1a est une naine blanche de carbone et d’oxygène (C + O).
Il s’agit d’une étoile chaude mais peu brillante. Sa masse comprise entre 0,4 masses
solaires et 1,2 masses solaires, son rayon R ~ 6000 (M/ M) en km et sa densité  ~ 2.106
g/cm3. Ce sont des étoiles dégénérées : un gaz de Fermi dans lequel la pression (électrons)
est décorrélée de la température (réactions nucléaires). Il existe une masse limite, la masse
de Chandrasekhar MCH = 1,4 M au-delà de laquelle la naine blanche ne peut plus
contrebalancer les forces de gravitation.
Le cœur étant dégénéré, la pression est indépendante de la température. Ainsi,
lorsque T croît, il y a emballement des réactions nucléaires et explosion thermonucléaire.
Toutes ces explosions sont identiques et leurs luminosités absolues sont semblables.
L'explosion thermonucléaire se déclenche lorsque la masse de Chandrasekhar (@
1,4 M) est atteinte.
Pour toutes les SNIa, la même masse explose de la même manière, ce qui implique
une même luminosité.
Résumé de le l’évolution stellaire
11. RÉSUMÉ DE LE L’ÉVOLUTION STELLAIRE
Le diagramme ci-après représente l’évolution des étoiles. On y retrouve l’évolution
des étoiles peu massives (M < 8 M) telle que décrire dans ce cours ainsi que l’évolution
des étoiles massives (M > 8 M), avec une distinction pour celles de masse inférieure à 40
M qui finissent en étoile à neutron et celles de masse supérieure à 40 M qui finissent en
trous noirs.
125
126
Evolution Stellaire
Annexes
12. ANNEXES
12.1. Annexe A : Lecture sur la vie sur la séquence principale et la physique de
l’état dégénéré
127
128
Evolution Stellaire
Annexes
129
130
Evolution Stellaire
Annexes
131
132
Evolution Stellaire
Annexes
133
134
Evolution Stellaire
Annexes
135
136
Evolution Stellaire
Annexes
137
138
Evolution Stellaire
Annexes
12.2. Annexe B : La pression de dégénérescence
139
140
Evolution Stellaire
Annexes
141
142
Evolution Stellaire
Notations et constantes physiques
13. NOTATIONS ET CONSTANTES PHYSIQUES
143
144
Evolution Stellaire
Références
14. REFERENCES
1. Jean Claude Pecker. "Sous l’étoile Soleil" –– Editions Fayard
2. Roland Lehoucq & Martin Lemoine. "Astrophysique Stellaire" - Ecole
Polytechnique
3. Conférences et entretiens personnels au sein du Service d’Astrophysique
(SAp) du CEA de Saclay
145
146
Evolution Stellaire
Références
147
148
Evolution Stellaire
L'amas des Pléiades observé par le télescope spatial Hubble.
Crédit Nasa
Henri Emmanuel TRIOU est Ingénieur civil de l’Ecole Nationale
Supérieure de l’Aéronautique et de l’Espace (SUPAERO) et titulaire
d’un diplôme d’études approfondies en Astrophysique de
l’Observatoire de Paris. Ingénieur Chercheur au sein du
Commissariat à l’Energie Atomique et aux Energies Alternatives
(CEA) de Saclay. Il enseigne l’Astrophysique et l’instrumentation
spatiale à Télécom Bretagne (Institut Mines Telecom) depuis 2003.
Références
149
150
Evolution Stellaire
Dans son ouvrage « Ainsi parlait Zarathoustra », Friedrich Wilhelm Nietzsche
écrivait « Il faut avoir du chaos en soi pour accoucher d'une étoile qui danse ». Comment
pourrait-on
de manière
plus
Dansdécrire
son ouvrage
« Ainsi
p juste et plus poétique la formation stellaire …
Ce cours se propose de décrire les différentes phases de l’évolution des étoiles, depuis
le nuage de gaz et de poussières originel dont elles sont issues jusqu’à la fin de leur vie ou
elles éjectent dans le milieu interstellaire les éléments chimiques qu’elles ont produit au cours
de leur vie. Nous étudierons, en fonction leur masses, les processus physiques mis en œuvre
au sein des étoiles au cours de leur vie.
Enfin, nous nous attarderons sur la fin de vie des étoiles, et montrerons comment elles
se transforment en naines blanches, étoiles à neutrons ou trous noirs, produisant des
nébuleuses planétaires ou des supernovæ.
NGC 3590 est un amas ouvert d'étoiles de faibles dimensions situé à environ 7500 années-lumière de la Terre,
dans la constellation de La Carène (La Quille). Agé de quelque 35 millions d'années, il est constitué de douzaines
d'étoiles faiblement liées entre elles par la gravitation
Téléchargement