Vie et mort des étoiles. Céline Reylé Observatoire de Besançon

Transcription

1 Vie et mort des étoiles Céline Reylé Observatoire de Besançon

2 Qu est-ce qu une étoile?

3 Sphère de gaz hydrogène (¾) hélium (¼) pèse sur le centre qui est alors chauffé E. Beaudoin

4 Sphère de gaz hydrogène (¾) hélium (¼) si T > C, fusion de l H en He pèse sur le centre qui est alors chauffé E. Beaudoin

5 Sphère de gaz hydrogène (¾) hélium (¼) si T > C, fusion de l H en He pèse sur le centre qui est alors chauffé E. Beaudoin T> C si masse > 0,075 MSol masse > 75 MJupiter

6 Fusion nucléaire : 4 H He 4 atomes d'h sont plus lourds qu'un atome d'he. Différence de masse de 7,1 g pour 1 kg d H. Perte de masse m transformée en énergie : E=mc 2 La fusion d 1 kg d H libère autant d énergie que la combustion de tonnes d hydrogène La fusion nucléaire libère une quantité colossale d énergie qui fait briller l astre : c est une étoile

7 4 atomes d'h sont plus lourds qu'un atome d'he. Différence de masse de 7,1 g pour 1 kg d H. Perte de masse m transformée en énergie : E=mc 2 La fusion d 1 kg d H libère autant d énergie que la combustion de tonnes d hydrogène La fusion nucléaire libère une quantité colossale d énergie qui fait briller l astre : c est une étoile

8 Naissance d une étoile

9 quelques 100 al Nuage moléculaire (-260 C)

10 quelques 100 al Nuage moléculaire (-260 C) Fragmentation Contraction

11 quelques 100 al Nuage moléculaire (-260 C) Fragmentation Contraction Protoétoile qui se réchauffe

12 quelques 100 al Nuage moléculaire (-260 C) Étoile Fragmentation Contraction Protoétoile qui se réchauffe

13 Des étoiles se forment constamment, partout où du gaz froid et dense existe, lorsque celui-ci subit une onde de choc et se fragmente

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18 La grande nébuleuse d Orion M42 distance 1500 al pouponnière d étoiles

19 La grande nébuleuse d Orion M42 distance 1500 al pouponnière d étoiles

20 Comment s est formé le système solaire? Il y a 4,5 milliards d années : nébuleuse de gaz et de poussières en rotation qui s aplatit sous la forme d un disque Protosoleil au centre du disque protoplanétaire Don Dixon/cosmographica.com

21 Comment s est formé le système solaire? Il y a 4,5 milliards d années : nébuleuse de gaz et de poussières en rotation qui s aplatit sous la forme d un disque Protosoleil au centre du disque protoplanétaire Don Dixon/cosmographica.com

22 Etoiles T-Tauri et disques protoplanétaires Don Dixon/cosmographica.com

23 Des Les millier Pléaides d étoiles se forment au même endroit : 100 millions d années amas ouvert

24 Des Les millier Pléaides d étoiles se forment au même endroit : 100 millions d années amas ouvert

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26 A : début de l'effondrement --> protoétoile B : t = 100 ans. contaction gravitationnelle, luminosité maximale C : t = ans D : t = 1 million d'années. Stade prénucléaire E : t = 10 millions d'années. T- Tauri, amorce des réactions nucléaires

27 Vie adulte d une étoile : la séquence principale

28 Equilibre : Gravitation / Pression de radiation 4 H -> He + énergie Une étoile consomme l H qui se trouve au centre de l étoile, là où la température atteint plusieurs millions de C. Au cours de sa vie, une étoile transforme 10% de sa masse en He

29 Le soleil en quelques chiffres Diamètre : 1,4 millions de kilomètres (109 diamètres terrestres) Masse : 2 x kg ( masses terrestres) Température de surface : 5500 o C Température centrale : o C Âge : 4,6 milliards d'années

30 Le soleil en quelques chiffres Diamètre : 1,4 millions de kilomètres (109 diamètres terrestres) Masse : 2 x kg ( masses terrestres) Température de surface : 5500 o C Température centrale : o C Âge : 4,6 milliards d'années

31 Le soleil en quelques chiffres Diamètre : 1,4 millions de kilomètres (109 diamètres terrestres) Masse : 2 x kg ( masses terrestres) Température de surface : 5500 o C Température centrale : o C Âge : 4,6 milliards d'années

32 Et les autres étoiles Il existe un grand nombre de types d'étoiles : Leur masse peut varier entre 1/700ème et 100 fois celle du Soleil ; leur taille entre 1/400ème et 1000 fois, et leur température de surface entre 2000 et degrés.

33 Masse > 80 M Sol Énergie gigantesque émise au centre Désintégration de l étoile

34 Les étoiles les plus massives produisent des vents stellaires intenses qui sont propulsés loin de l'étoile par le champ magnétique de celle-ci. L'étoile WR124 dans la constellation du Sagittaire. (source NASA/HST) Le cas extrême est constitué des étoiles dites de Wolf-Rayet, dont la température de surface peut atteindre C.

35 Et les autres étoiles Il existe un grand nombre de types Toute la vie (et la mort) d'une d'étoiles : étoile est conditionnée par sa masse initiale. Leur masse peut varier entre 1/700ème Sa et 100 composition fois celle du n'interviendra Soleil ; leur taille que entre très peu 1/400ème dans le et déroulement 1000 fois, et leur de température de sa surface vie. entre 2000 et degrés.

36 Classification des étoiles : le diagramme Herztsprung- Russel

37 Classification des étoiles : le diagramme Herztsprung- Russel

38 Classification des étoiles : le diagramme Herztsprung- Russel Petite phrase pour se rappeler la succession des types spectraux (adaptez le G selon vos... convictions?) : Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me.

39 Classification des étoiles Diagramme HR O

40 Sur la séquence principale : équilibre hydrostatique (gravité/radiation) La luminosité d une étoile est directement dépendante de sa masse. Plus l'étoile est massive, plus son taux de réaction nucléaire augmente, l'étoile va brûler plus de carburant, et plus vite plus lumineuse mais durée de vie plus courte.

41 Sur la séquence principale : équilibre hydrostatique (gravité/radiation) La luminosité d une étoile est directement dépendante de sa masse. Plus l'étoile est massive, plus son taux de réaction nucléaire augmente, l'étoile va brûler plus de carburant, et plus vite plus lumineuse mais durée de vie plus courte.

42 La couleur des étoiles

43 La couleur des étoiles (et un peu de spectroscopie)

44 Constellation d Orion Betelgeuse Rigel

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46 L'analyse de la lumière en ses différentes longueurs d'ondes (couleurs) constitue ce qu'on appelle la spectroscopie

47 L'analyse de la lumière en ses différentes longueurs d'ondes (couleurs) constitue ce qu'on appelle la spectroscopie Spectre continu Spectre de raies d'émission

48 1. spectre continu : tout corps à haute pression et haute température 3. spectre des raies d'émission : gaz à basse pression et haute température 2. spectre d'absorption : lumière blanche à travers un gaz froid Le gaz absorbe les radiations qu'il serait capable d'émettre s'il était chaud

49 L'hydrogène : atome le plus simple et spectre le plus simple élément le plus répandu dans l'univers Spectre stellaire : raies en absorption superposées à un spectre continu de type corps noir

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51 IR Visible UV

52 noir=absence de couleur Le corps noir la couleur noire absorbe la lumière et la transforme en chaleur un corps absorbant apparaît noir des fenêtres ouvertes, des détecteurs optiques, la pupille de l'oeil humain réfléchissent peu la lumière

53 Le corps noir corps idéal totalement absorbant à toute radiation électromagnétique la seule radiation provenant du corps noir est la radiation thermique, ne dépendant que de la température du corps

54 Un exemple : le Soleil L'allure de corps noir rend compte de la température au niveau des couches superficielles du Soleil Les raies du spectre rendent compte de la nature de la matière solaire dans les couches superficielles Hα 5777 K

55 Le déclin...

56 Le déclin...

57 Lorsqu'une étoile a consommé entre 10% et 20% de son hydrogène, le coeur de celle-ci va se trouver à court de carburant. A ce moment là, l'étoile entre dans la fin de sa vie.

58 L'étoile va se contracter la température augmente nouvelles réactions nucleaires au coeur Fusion de l H 10 millions de C de l He 100 millions de C du C 500 millions de C de l O 1 milliard de C du Si (->Fe) 3 milliards de C Le Soleil s arrêtera à la fusion du C

59 L'étoile va se contracter la température augmente nouvelles réactions nucleaires au coeur La réaction de fusion nucléaire dans une coquille est rapide ( shell burning ) Le coeur va continuer à se contracter sous l'effet de la gravitation Transfert de cette énergie à la surface de l'étoile l'étoile va gonfler Le diamètre de l'étoile peut être multiplié par un facteur 200 MAIS temperature baisse! Baisse de température une géante rouge.

60 Comparaison entre le Soleil tel qu'il est maintenant, et en géante rouge d'ici 5 milliards d'années. La vie sur Terre sera alors impossible. L ~ 2000 Lsol T ~ 3200 K R ~ 0,7 AU Une photographie de Bételgeuse, une géante rouge de la constellation d'orion. C'est une des rares étoiles dont on soit capable de voir la surface, en dehors du Soleil, bien entendu. L'échelle de comparaison en dessous montre bien la taille gigantesque de cette étoile.

61 L'évolution finale d'une étoile n'est pratiquement fonction que de sa masse initiale.

62 M < 6 fois celle du soleil Pour une étoile dont la masse du coeur est inférieure à 1.4 fois celle du soleil processus s'arrête car l'hélium est épuisé Le noyau de carbone devient inerte les processus de fusion ralentissent et l'étoile commence doucement à s'éteindre. L'enveloppe externe de l'étoile est alors arrachée par les vents stellaires causés par les pulsations du coeur de carbone en formation Etoiles AGB pulsation (Mira) poussière Nébuleuse planétaire milieu interstellaire Naine blanche:

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64 la nébuleuse Dumbbell la nébuleuse de l'hélice NGC3132 NGC6543 La nébuleuse Stingray

65 Naine blanche Le coeur de l'étoile ne fournit plus d énergie et continue à s'effondrer sur lui-même jusqu'à ce que la densité soit si grande qu'elle va obliger les électrons à quitter leurs orbites autour des noyaux. Ces électrons vont créer une force de pression (pression de dégénérescence) qui va stopper l'effondrement de l'étoile en s'opposant à la gravitation. Celle-ci est alors devenue une naine blanche de température entre 5000 et K. Ces naines blanches refroidissent et sont de moins en moins lumineuses. Une naine blanche est typiquement de la taille de la Terre, pour une masse pratiquement égale à la masse initiale - l'expulsion des couches externes n'a concerné que très peu de matière. La densité y est donc très élevée : de l ordre d une tonne par cm 3

66 M > 6 fois celle du soleil Les réaction de fusion continuent jusqu au fer. Le noyau de Fe est très stable => point d'arrivée de la chaine de nucleosynthèse Le fer ne peut plus se transformer en aucun autre élément, simplement parce qu'il n'y a plus assez d'énergie : il s'accumule dans le coeur Les couches externes continuent à s'effondrer, la masse du coeur continue d'augmenter, mais il ne dispose plus d'énergie pour contrebalancer l'effet de la gravitation. Quand sa masse atteint la masse critique dite de Chandrasekhar (1.4 fois la masse du soleil), il s'effondre brutalement sur lui-même, en expulsant les couches externes de l'étoile.

67 Supernova, étoile à neutrons, trou noir Cet effondrement produit une énergie mécanique énorme dont le transfert à travers les couches de l'étoile a pour résultat de faire exploser celle-ci : supernova. L astre effondré au centre est une étoile à neutron (2 fois plus massive que le Soleil, mais diamètre de 10 km) ou dans les cas les plus extrèmes, un trou noir.

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69 La nébuleuse du Crabe Reste de supernova qui a explosé en 1054 Au centre, une étoile à neutrons, ou pulsar

70 Restes de supernova Cas A in x-rays (Chandra) Cygnus Loop (HST): green=h, red=s +, blue=o ++ Vela Remnant of SN386, with central pulsar (Chandra) SN1998bu

71 E : t = 10 milliards d'années. Fin de la série principale F : qq millions d'années. Début de la phase géante rouge I : t = 11 milliards d'années. Supergéante rouge J : qq millions d'années. Phase nébuleuse planétaire K : t = 100 milliards d'années. Naine blanche se refroidissant

72 Des générations d étoiles