Plan. 1.Qu est-ce qu une étoile? 2.Naissance des étoiles 3.Vie et mort des étoiles, 3 scenari selon la masse 4.Une question embêtante...

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1 Les étoiles sources d énergie Naissance, vie et mort des étoiles Rayonnement solaire Photosynthèse Energies fossiles stockage de l énergie solaire par les forêts Hydroélectricité Cycle d évaporation dont le soleil est le moteur Christine Ducourant Observatoire de Floirac Observatoire Aquitain des Sciences de l'univers Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux ducourant@obs.u-bordeaux1.fr Plan 1.Qu est-ce qu une étoile? I - Qu est-ce qu une étoile? 2.Naissance des étoiles 3.Vie et mort des étoiles, 3 scenari selon la masse 4.Une question embêtante...

2 La seule étoile que nous pouvons observer de «près» La seule étoile qui ne nous apparait pas ponctuelle Notre soleil Notre soleil Température de surface : 5800 degrés Température intérieure : 15 millions de degrés Pluie coronale de plasma, Durée = 10h Le spectre solaire Qu est-ce qu une étoile? Intensité Spectre du soleil C'est une source d'énergie C est un corps gazeux très chaud Particules très agitées, électrons et noyaux séparés. Longueur d onde ligne rose : spectre continu ligne bleue : spectre du soleil, présence de raies Il porte la signature des éléments constituant sa photosphère : ce sont les raies d absorption. Notre soleil contient essentiellement de l Hydrogène Les collisions de noyaux fréquentes. Parfois des noyaux fusionnent : ce sont les réactions thermonucléaires de fusion. Formation d'éléments chimiques plus «lourds» que l Hydrogène par le procédé de fusion H He Si... He + Énergie C + Énergie Fe + Énergie Crédit : astrophysique sur mesure

3 H = (p+ + n) + e- Qu est-ce qu une étoile? Le diagramme Hertzsprung-Russell (HR) Luminosité p+ + p+ + p+ + p+ => 4He + 2e+ + E Masse (4He) < masse(4p) E=Mc2 : libération d'énergie Température Photo instantanée mais tout évolue Nb étoiles La plupart des étoiles sont des naines rouges 90% des étoiles sont sur la séquence principale Les géantes, Lum ino sité Text Tem ure t a r pé e supergéantes et les étoiles très lumineuses et très chaudes sont très rares. Etoile chaude Etoile froide Y-a-t il un lien? L un est-il l évolution de l autre? Mécanismes pour passer de l un à l autre?

4 II - Comment naissent les étoiles? La gravitation! Crédit : Pr Bozco La naissance d une étoile Pourquoi pas une contraction infinie? Nébuleuse gazeuse initiale Contraction Pression gravitationnelle Échauffement Début des réactions Thermonucléaires Crédit : Pr Bozco L étoile est née! Crédit : Pr Bozco?

5 Le thermostat Température - Pression Pourquoi pas une contraction infinie? Air froid Pression thermique Particule Expansion thermique rs pa... s en vi Contraction gravitationnelle Ballon Mèche brûlante Expansion! Crédit : Pr Bozco Crédit : Pr Bozco L équilibre Température - Pression Comment se forment les étoiles? La naissance d'une étoile correspond à l'apparition d'une sur-densité locale dans l'univers. Ceci se produit, sous l'action de la gravité. Cependant il faut qu'il y ait un germe, une fluctuation locale qui amorce le processus. L origine de ces fluctuations PT < PG Contraction de densité est mal connue et est encore le sujet de très vifs débats. Le mécanisme d'amplification des PT = PG Équilibre PT = Pression Thermique PG = Pression Gravitationnelle Crédit : Pr Bozco fluctuations, lui-même, c'est à dire le passage des grumeaux aux premières étoiles et aux premières galaxies, est encore très loin d'être maîtrisé. PT > PG Expansion Crédit : F. Herpin

6 Evolution vers la séquence principale Evolution des proto-étoiles vers la séquence principale Coeur dense pre-stellaire Luminosité Début du collapse gravitationnel : naissance d une proto-étoile 0 an -1 million années t=0 Diagramme HR Naissance de l étoile, début des réactions thermonucléaires Arrivée sur la séquence principale 0.1 million années +1 million années +10 million années Temps Température L effondrement rapide du nuage de gaz va ralentir du fait de l augmentation de la température et de la pression thermique en son centre. La proto-étoile formée au centre du nuage va se contracter graduellement, sa température va augmenter jusqu à ce qu elle atteigne la séquence principale, une étoile naine est née! Evolution des proto-étoiles vers la séquence principale Ou se forment les étoiles? Plus une proto-étoile est massive, plus elle atteint rapidement la SP (séquence principale) Il faut quelques 10 millions d années au soleil pour amorcer ses réaction thermonucléaires Dans des berceaux d étoiles

7 Ou se forment les étoiles? Formation induite L explosion d une supernova déclenche une flambée d étoiles Barnard 68, un globule de Bok composé de gaz et de poussière. Sa température est de 16 degrés au-dessus du zéro absolu, sa masse deux fois celle du Soleil, sa taille une demi-annéelumière. Les forces de gravité et de pression sont encore en équilibre, mais les observations montrent que le nuage risque à tout moment de s effondrer sur luimême pour donner naissance à une nouvelle étoile. Crédit : ESO/ VLT Dans des berceaux d étoiles Formation induite Formation de filaments Le rayonnement ionisant d une étoile massive fraichement née dissipe partiellement la poussière autours d étoiles naissantes : les proto-étoiles. Simulation de l effondrement d un nuage très massif

8 Disques Jets En s effondrant, le nuage s'aplatit et forme un disque d'accrétion, qui entoure la jeune étoile. Le phénomène d'accrétion s'accompagne de l'émission de jets, émis depuis la région centrale et perpendiculairement au plan du disque. Orion La naissance du système solaire Il y a environ 4.6 milliards d années

9 La naissance du système solaire Il y a environ 4.6 milliards d années III - Comment évoluent les étoiles? Crédit : NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Tout est histoire de masse Etoiles Naines brunes LE SOLEIL 0 0,1 1 Poids plume Crédit : Pr Bozco Poids léger 4 Poids moyen 8 Poids lourd Masses solaires Les naines brunes

10 Les naines brunes III - Comment évoluent les étoiles? Une étoile poids lèger : le soleil Se forment comme les étoiles par fragmentation d'un nuage moléculaire/ les planètes se forment dans l'effondrement local d'un disque autours d'une étoile. Masse < 0.07 Msol masse necessaire pour fusion thermonucleaire de H (peut avoir démarré mais pas atteint un état stable et s'être éteinte). =>Ce ne sont pas des étoiles Plus massives qu'une planète géante Energie lumineuse tirée quasi exclusivement de la contraction gravitationnelle (Froide = 300 K, chaude = 2000 K) Contraction continue jusqu'à diamètre DJup, lent refroidissement. Poids léger : le soleil Poids léger : le soleil 50000C 50000C 60000C Passé Coeur H > He les cendres (He) s accumulent au centre Région de réactions thermonucléaires (12 millions 0C) Passé Coeur H > He les cendres (He) s accumulent au centre Région de réactions thermonucléaires (12 millions 0C) Aujourd hui Coeur d He se contracte (gravité) Température coeur augmente mais insuffisante pour fusionner l He Couche H > He

11 Poids léger : le soleil Poids léger : le soleil 50000C 50000C Géante rouge 60000C 70000C 70000C Passé Passé Coeur H > He les cendres (He) s accumulent au centre Région de réactions thermonucléaires (12 millions 0C) Dilatation/ 60000C Aujourd hui Coeur d He se contracte (gravité) Température coeur augmente mais insuffisante pour fusionner l He Couche H > He Coeur H > He les cendres (He) Futur s accumulent au centre Surchauffe du coeur suffisante pour fusionner l He >C Energie thermique force l étoile à se dilater : flash de l hélium Région de réactions thermonucléaires (12 millions 0C) L avenir de la terre Terre Aujourd hui Coeur d He se contracte (gravité) Température coeur augmente mais insuffisante pour fusionner l He Couche H > He 40000C d = km Super Géante rouge (M>6 Msol) Dilatation/ perte de masse (faible gravité en surface) due au flash de l He Refroidissement Aujourd hui Futur très lointain ( 4,5 milliards d années ) 35000C Surchauffe du coeur suffisante pour fusionner l He >C Energie thermique force l étoile à se dilater : flash de l hélium Les stades finaux d une étoile poids lèger R= km d = km Futur perte de masse (faible gravité en surface) Refroidissement

12 Les stades finaux d une étoile poids lèger La nébuleuse planétaire de l oeil de chat Super Géante rouge (M>6 Msol) Dilatation/ perte de masse (faible gravité en surface) due au flash de l He Refroidissement Nébuleuse planétaire Ejection d une enveloppe de gaz (H, He, C) Coeur de Carbone inerte Entouré de couches en fusion (H et He) Hélice (oeil de Dieu) Crédit : NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Sablier

13 Les stades finaux d une étoile poids lèger T > 200,000 K Super Géante rouge Dilatation/ perte de masse (faible gravité en surface) due au flash de l He Refroidissement NGC 2440 Taille d une naine blanche Nébuleuse planétaire Ejection d une enveloppe de gaz (H, He, C) Coeur de Carbone inerte Entouré de couches en fusion (H et He) Naine blanche Contraction, Petite et très dense Plus de réaction nucléaires Refroidissement très lent (100 milliard d années) Durée d évolution du soleil sur la SP 12,000 km Les étoiles de faible masse séjournent de 10 à 200 Milliards d années sur Naine blanche mais avec un poids de 0.7 masse solaire Enorme densité la séquence principale (SP). Plus une étoile est peu massive, plus son évolution est lente et son temps de vie sur la séquence principale est long.

14 Fabrication d éléments plus lourd que l He III - Comment évoluent les étoiles? Nuage Initial H > He + γ Si > Fe + γ Une étoile poids moyen He > C + γ Fe + γ >? C > O + γ Bilan énergétique Plus de réaction après le fer élément trop stable O > Si + γ Fabrication d éléments lourds : la nucleosynthèse Mais alors d où viennent les autres Etape Température (million K) Durée H fusion 40 7 million yr He fusion ,000 yr C fusion yr Ne fusion 1,2 1 yr O fusion 1,5 6 mois Si fusion 2,7 1 jour Plus l élément est lourd plus la température augmente, plus la réaction est violente Plus elle est rapide

15 Les supernovae La catastrophe du Fer Matière neutronique Fe + γ >? Matière neutronique Protons + Électrons ==> Neutrons Le coeur de Fe se contracte très rapidement sans rien pour enrayer le processus (pas de pression thermique). Lorsqu'une masse suffisante de Fe est atteinte : les e- sont forcés par la pression de se combiner aux p+ des noyaux de Fe donnant des neutrons Le coeur de Fe s est transformé en matière neutronique (très dense). Effondrement du coeur, les couches externes frappent violemment le coeur de matière neutronique Onde de choc vers l extérieur Explosion des couches externes et expulsion de matière si la masse est suffisante Enrichissement du milieu Abondance des éléments dans l Univers é d lé m en ts u pl o sl n sio!!! u F Fe le q ds ur ue He C O Si Fe... Cu Ag Pt Au Pb U... Supernova 1987A ( Grand Nuage de Magellan ) ) Usine chimique dans l enveloppe Le Big Bang 98% ) ) La nucléosynthèse stellaire Les super novae Avant Après

16 Les supernovae Etoiles à neutrons : les restes des supernovae Un objet très chaud, très peu lumineux Extrêmement petit (10 km) et très dense : 1 «sucre» de matière neutronique pèserait 100 millions de tonne sur la terre. Crédit : NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) Etoile à neutrons RX J Elle a été découverte d'abord par son émission X, puis identifiée par le télescope Hubble. Magnitude apparente visible de 25. Estimation du diamètre : 28 km ; de la température : K. Crédit : HST Pulsar = étoiles à neutrons en rotation Un pulsar (de l'anglais pulsating radio source) correspond à une étoile à neutrons dont on observe le rayonnement électromagnétique modulé par la rotation rapide. III - Comment évoluent les étoiles? Une étoile poids lourd La rapidité de la période de rotation observée provient du très petit rayon de l'étoile à neutrons.

17 Crédit : Pr. Bozco Les trous noirs Evolution d une étoile poids lourd M>8 Msol Proto étoile Réaction de fusion nucléaire Supergéante rouge Pression Gravitationnelle > Pression Thermique Effondrement gravitationnel Etoile neutrons?? Si la masse est suffisante, la matière neutronique continue à s effondrer Rayon diminue densité augmente De nombreux candidats trous noirs stellaire sont recensés. Leur observation reste difficile, associée à des régions d'émissions très énergétiques, mais cachées car de très petit volume. Crédit : Pr. Bozco Crédit : Pr. Bozco Crédit : Pr. Bozco

18 Le trou noir au centre de la Voie Lactée Le trou noir : distord l'espace-temps La masse nécessaire pour produire une telle orbite : 3,7 millions de fois la masse du Soleil! Crédit : Astrophysique sur Mesure En résumé IV - Un petit problème...

19 Le soleil : Une étoile de matière recyclée Le Soleil est une étoile poids léger où ne se forment pas les éléments lourds. H Nébuleuse solaire H H Soleil Comment expliquer alors l existence des éléments lourds dans le Système Solaire? He C O Si Fe... Cu Ag Pt Au Pb U... H Nébuleuse voisine Étoile Supergéante Étoile restante? Crédit : Pr. Bozco Supernova Les humains Matière première: Hydrogène primordial Morceaux d étoiles qui ont explosé Les Etoiles En résumé Une étoile naît de l'effondrement gravitationnel d'un nuage de gaz; alors les premières réactions nucléaires démarrent en son coeur et fournissent son processus de rayonnement, elle se retrouve très rapidement sur la séquence principale (SP). L'étoile est un système en équilibre entre la gravitation et la pression du gaz et du rayonnement. Plus l'étoile est massive, plus elle est chaude et lumineuse. Evolution des étoiles de poids léger Si 1 Msol<M<4 Msol, seuls l'hydrogène puis l'hélium vont pouvoir fusionner dans l'étoile. Puis l'étoile devient une géante rouge. La fusion de l'hélium du coeur peut alors démarrer. L'étoile se re-contracte. La fusion de l'hélium va alors produire du carbone et de l'oxygène d'abord dans le coeur. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche de carbone et d'oxygène. Evolution des étoiles de poids moyen Si 4<M<6 Msol lorsque le noyau de fer dépasse la masse limite de Chandrasekhar, il s'effondre. Le vide créé aspire la matière de l'étoile qui rebondit et crée une onde de choc qui expulse violemment toutes les couches externes : c'est une supernova de type II. Le résidu du coeur de fer effondré forme une étoile à neutrons. Evolution des étoiles de poids lourd Si M>8 Msol lorsque le noyau de fer dépasse la masse limite de Chandrasekhar, il s'effondre. Le vide créé aspire la matière de l'étoile qui rebondit et crée une onde de choc qui expulse violemment toutes les couches externes : c'est une supernova de type II. Le résidu du coeur de fer effondré forme un trou noir. Durée de l'évolution La rapidité de l'évolution et des différentes phases de fusion nucléaire dépend essentiellement de sa masse et de sa composition chimique initiale. Ainsi une étoile de 1 masse solaire passera environ 10 milliards d'années sur la séquence principale, contre 20 à 30 milliards d'années pour une étoile d'un dixième de masse solaire, et seulement quelques millions d'années pour une étoile très massive de 50 masses solaires. Crédit : Pr. Bozco Crédit : Astrophysique sur Mesure