• L’enfance

• L’âge adulte

• Fin de vie :

... des étoiles de faible masse

... des étoiles massives

Vie et mort des étoiles

Évolution vers la séquence principale

Exemple : étoile de 1 M

A : début de l’effondrement gravifique, émission thermique

L’enfance

B : 100 ans, luminosité maximale par émission thermique

C : 100 000 ans

D : 1 million d’années

E : 10 millions d’années, démarrage des réactions nucléaires

log (L/L )

Teff 50001000020000

+4

+2

−2

0

2500

A

B

C

DE

Effet de la masse

Si la masse est plus élevée :

• les étapes sont plus rapides

• la position sur la séquence principale est plus chaude et plus lumineuse

Masse maximale ~ 100 M

Au-dessus : la pression de radiation est trop forte et désagrège l’étoile

L’enfance - 2

IC1396 globule et étoiles chaudes (CFHT)

Vie sur la séquence principale

Durée de vie sur la séquence principale :

(t en milliards d’années si M et L en unités solaires)

L’âge adulte

LMt 10

Type spec. M(M ) L(L ) T(K) t (109 ans)

O7 25 90000 35000 0.003

B0 15 10000 30000 0.015

A0 3 60 11000 0.5

F0 1.5 6 7000 2.5

G2 1.0 1 5800 10

K0 0.8 0.6 5200 13

M0 0.6 0.02 3900 200

Évolution sur la séquence principale

L’hélium s’accumule dans le cœur → gène la fusion de l’hydrogène

→ on imaginerait que la production d’énergie baisse

Ce n’est pas le cas car :

L’âge adulte - 2

L

Teff

séquence principale

d’âge zéro(ZAMS)

évolution

• la pression centrale baisse

→ le cœur se contracte → T augmente

→ (1) il y a plus de matière dans le cœur

(2) le taux de réaction augmente

→ L augmente

• les couches extérieures se dilatent

→ Teff diminue

Évolution du soleil sur la séquence principale

Au début de sa vie sur la séquence principale, la luminosité du soleil était ~ 70% de sa valeur actuelle

(mais l’effet de serre sur la terre était probablement plus important)

L’âge adulte - 3

Dans 5 milliards d’années, elle vaudra le double : 2 L

Dans 1 milliard d’années, notre planète risque d’être trop chaude pour la vie

T ~ L1/4

Actuellement : T ~ 10 °C

Dans 5 × 109 ans : T ~ 60 °C

Fin de vie des étoiles de faible masse

log (L/L )

Teff 50001000020000

+4

+2

−2

0

2500

E

4000080000

F

G

H

I

J

K

Évolution après la séquence principale

Exemple : étoile de 1 M E : fin de la séquence principale (1010 ans)

F : +200 ma (millions d’années), début de la phase géante rouge

G : +300 ma, flash de l’hélium

H : +100 ma, branche horizontale

I : +400 ma, supergéante rouge

J : +qq ma, nébuleuse planétaire

J → K : + ~ 100 milliards d’années, naine blanche se refroidissant lentement

Vers la branche des géantes rouges

E → F : Version amplifiée de l’évolution sur la séquence principale

• l’accumulation d’hélium dans le cœur gène la fusion de l’hydrogène

→ la pression centrale baisse → contraction du cœur → T augmente

Fin de vie des étoiles de faible masse - 2

→ (1) il y a plus de matière dans le cœur

(2) le taux de réaction augmente

• L n’augmente pas immédiatement car le surplus d’énergie est trop brusque pour apparaître immédiatement en surface

• accumulation d’énergie à l’intérieur → les couches extérieures se dilatent → Teff diminue à L ≈ constante

L

Teff

EF

Sur la branche des géantes rouges

F → G : grande quantité d’énergie accumulée dans le cœur

→ le transport par radiation n’est pas assez efficace

→ l’enveloppe devient entièrement convective

Fin de vie des étoiles de faible masse - 3

→ la luminosité externe reflète enfin la production d’énergie

→ l’étoile monte dans le diagramme HR

→ géante rouge

Pour le soleil : L ≈ 100 L

R ≈ 20 R

L

Teff

EF

G

Vers la branche horizontale

G → H : la température du cœur continue à augmenter

108 K → (1) fusion de l’hélium (par « triple alpha »)

(2) 12C + 4He → 16O

Fin de vie des étoiles de faible masse - 4

La fusion de He peut se produire très rapidement : flash de l’hélium

→ forte augmentation du vent stellaire

→ les couches superficielles sont éjectées

→ perte d’une fraction appréciable de la masse de l’étoile

L

Teff

EF

G

H

La branche horizontale

H : le flash de l’hélium provoque une dilatation du noyau

→ T diminue → l’étoile trouve un nouvel équilibre semblable à la séquence principale mais pour la fusion de He au lieu de H (branche horizontale)

Fin de vie des étoiles de faible masse - 5

L’étoile a une structure en couches :

• au centre : He → C

• dans une coquille : H → He

• dans l’enveloppe : pas de réactions nucléaires

Image : pas à l’échelle

H → HeHe

→ C

La branche asymptotique

H → I : scénario ≈ à la phase séquence principale → géante rouge

• l’accumulation de carbone dans le cœur gène la fusion de l’hélium

→ contraction du cœur → T augmente → taux des réactions augmente

Fin de vie des étoiles de faible masse - 6

→ L et R augmentent

→ supergéante rouge (ou AGB star)

• enveloppe extrêmement dilatée

→ (1) prend une forme irrégulière

(2) devient instable

→ pulsations avec éjection de matière

L

Teff

EF

G

H

I

Les nébuleuses planétaires

Fin de vie des étoiles de faible masse - 7

Matière éjectée par les supergéantes

Aucun rapport avec planètes

Baptisées ainsi car apparaissent comme des disques colorés dans un télescope peu performant

Diamètre ~ 1 année-lumière

Durée de vie ~ 10 000 ans

Nombre ~ 10 000 dans notre galaxie Nébuleuse planétaire IC418 (HST)

Une galerie de nébuleuses planétaires

Fin de vie des étoiles de faible masse - 8

Nébuleuse planétaire M57 (HST)

Une galerie de nébuleuses planétaires

Fin de vie des étoiles de faible masse - 9

Nébuleuse planétaire NGC2392 (HST)

Une galerie de nébuleuses planétaires

Fin de vie des étoiles de faible masse - 10

Nébuleuse planétaire « sablier » (HST)

Une galerie de nébuleuses planétaires

Fin de vie des étoiles de faible masse - 11

Nébuleuse de l’hélice NGC7293 (HST)

Une galerie de nébuleuses planétaires

Fin de vie des étoiles de faible masse - 12

Détail de NGC7293 (HST)

Fin de vie des étoiles de faible masse - 13

Les naines blanches

Cœur de l’étoile après éjection des couches extérieures : trop peu massif pour réactions nucléaires à partir des « cendres »

Accumule de l’énergie par contraction gravitationnelle puis se refroidit lentement

Sirius A et B

R ~ 10 000 km ~ planète

M < 1.4 M L ~ 0.001 L

Sirius B : 1ère naine blanche découverte (1862) identifiée comme telle en 1915

T ≈ 25 000 K M ≈ 1.03 M

R ≈ 0.92 RTerre

Fin de vie des étoiles de faible masse - 14

Les naines blanches

Densité ρ ~ 1 tonne/cm3 → pression énorme → les atomes individuels sont « écrasés », les e− ne sont plus liés à un noyau mais libres comme dans un métal : matière dégénérée

Nébuleuse planétaire M27

Principe de Pauli : max 2 e− par niveau d’énergie

ρ ↑ → E ↑ → P ↑

→ la pression de dégénérescence arrête la contraction (si M < 1.4 M )

Relation masse – rayon :

M ↑ → R ↓

Fin de vie des étoiles massives

Évolution des étoiles de masse > 8 M

Premières phases semblables à celles des étoiles de faible masse

Mais pas de flash de l’hélium (si M > 2 M → combustion lente de He)

P et T suffisants pour dépasser la production de C et O → combustions successives jusque Fe

• les cendres d’une réaction s’accumulent au centre

• la réaction suivante s’y amorce

→ le noyau de l’étoile acquiert une structure en couches (↔ oignon)

H → He

Fe

Si

OC

He → C

H

Fin de vie des étoiles massives - 2

La catastrophe du fer

56Fe = noyau le plus stable → plus de production d’énergie par fusion

→ rien ne peut plus empêcher la contraction du cœur de Fe

(même la pression de dégénérescence est insuffisante)

→ P ↑ jusqu’à ce que les e− se combinent avec les protons des noyaux

→ le cœur se transforme en matière neutronique (ρ ~ 1017 kg/m3)

Contraction très rapide → dépasse la densité d’équilibre

→ rebond du cœur → onde de choc

Conservation de la quantité de mouvement

→ l’onde accélère en pénétrant dans les couches moins denses

Fin de vie des étoiles massives - 3

Les supernovæ de type II

L’onde de choc expulse les couches extérieures de l’étoile

→ augmentation brutale de la luminosité (~1010 × L )

SN1994D dans NGC4526

(~ noyau de galaxie ou petite galaxie)

Puis décroissance progressive de L (~ quelques semaines ou mois)

Le cœur de l’étoile subsiste généralement

→ étoile à neutrons :

R ~ 10 km

ρ ~ 1017 kg/m3

(1 cm3 pèse 100 millions de tonnes !)

Fin de vie des étoiles massives - 4

Supernovæ observées à l’oeil nu

Année Constellation mV

185 Centaure −7

393 Scorpion 0

1006 Loup −8

1054 Taureau −4 (Crabe)

1181 Cassiopée 0

1572 Cassiopée −3 (Tycho)

1604 Serpentaire −2 (Kepler)

1987 Dorade +3.5Nébuleuse du Crabe (HST)

Fin de vie des étoiles massives - 5

SN1987A

1ère supernova visible à l’œil nu depuis l’invention du télescope

Découverte par Ian Shelton le 23 février 1987

Explosion d’une étoile supergéante (L ~ 60 000 L )

SN1987A et la Tarentule

Détection de 19 neutrinos

→ ~1058 neutrinos produits lors de la fusion des électrons et protons dans le cœur de l’étoile

Les ν emportent ~99% de l’énergie

Énergie cinétique : ~1%

Énergie lumineuse : ~0.01%

Fin de vie des étoiles massives - 6

Les vents stellaires

Pression de radiation → toutes les étoiles perdent de la matière (vents)

Nébuleuse autour de WR124 (HST)

Perte de masse pendant la phase séquence principale :

~0.1% pour le Soleil

~20% pour M ~ 20 M

~90% pour M ~ 100 M

→ on peut parfois observer en surface la matière ayant subi les réactions nucléaires dans le cœur

→ étoiles de Wolf-Rayet

Fin de vie des étoiles massives - 7

Les pulsars

1967 : Jocelyn Bell détecte une radiosource émettant une impulsion toutes les 1.33730113 secondes → nom de code LGM-1

Variations ~1 s → taille < ~100 000 km

Jocelyn Bell

→ planète, naine blanche, étoile à neutrons ?

• Planète ? non car énergie trop élevée

• Pulsation stellaire ? – période trop élevée pour naine blanche – trop basse pour étoile à neutrons

• Rotation ? – trop rapide pour naine blanche – OK pour étoile à neutrons

Fin de vie des étoiles massives - 8

Les étoiles à neutrons

1968 : on découvre un pulsar au centre de la nébuleuse du Crabe (reste de supernova) → hypothèse pulsar = étoile à neutrons confirmée

Rotation rapide par conservation du moment cinétique

Champ magnétique intense

→ les particules chargées à la surface de l’étoile spiralent autour des lignes de force

→ émission de rayonnement synchrotron le long de l’axe magnétique

Axe magnétique ≠ axe de rotation

→ le faisceau balaie l’espacePulsar (vue d’artiste)

Fin de vie des étoiles massives - 9

Le rayon de Schwarzschild

Si la masse d’une étoile à neutrons > 3 M

→ vitesse de libération = c → plus rien ne peut s’échapper de l’étoile

→

vlib = c

→

= rayon de Schwarzschild

RS (km) = 3 M (M )Trou noir entouré d’un disque lumineux

RGMm

mv 2lib2

1R

GMv

2lib

Fin de vie des étoiles massives - 10

Les trous noirs

Si R < RS → la matière continue à se comprimer inexorablement suite à la courbure de l’espace-temps

→ trou noir

singularité de l’espace-temps ?

Si ρ > 1093 kg/m3 (masse volumique de Planck)

→ on aurait besoin d’une théorie de la gravitation quantique

→ ???

Trou noir stellaire devant le ciel austral

Fin de vie des étoiles massives - 11

Détection des trous noirs

(1) Par la déviation des rayons lumineux (mirage gravitationnel) :

Images déformées et multiples des astres d’arrière-plan

(2) Dans les systèmes binaires : par le transfert de matière du compagnon stellaire vers le trou noir

Disque d’accrétion

Échauffement extrême avant engloutissement

→ émission de rayonnement (X,…)

Rendement énergétique beaucoup plus efficace (10 à 20%) que les réactions nucléaires (< 1%) Trou noir dans un système binaire

• L’enfance

• L’âge adulte

• Fin de vie :

... des étoiles de faible masse

... des étoiles massives

Vie et mort des étoiles

Fin du chapitre…