a. La masse de Jeans b. Le support des nuages moléculaires -Séquence Principale (PMS)

Transcription

1 VI. L évolution stellaire (un aperçu) 1. Les polytropes 2. L initialisation de la formation stellaire a. La masse de Jeans b. Le support des nuages moléculaires 3. La contraction pré-s -Séquence Principale (PMS) a. Chemin évolutif de Hayashi b. La différence étoiles/naines brunes 4. La séquence s principale a. La ZAMS b. Evolution chimique & chemin évolutif 5. L évolution post-séquence principale a. Les étoiles massives b. Les étoiles de faible masse c. La phase AGB 6. Les phases ultimes T. Guillot VI- L'évolution stellaire 1

2 1. Polytropes

3 2. L initialisation L de la formation stellaire

4 T. Guillot VI- L'évolution stellaire 4

5 La masse de Jeans + EOS isotherme: P=C s2 ρ T. Guillot VI- L'évolution stellaire 5

6 Le problème du support des nuages moléculaires La masse de gaz de densité >10 3 cm -3 dans la Galaxie: ~10 9 M Temps de chute libre: ~2x10 6 ans Il en résulte r un taux de formation d éd étoiles: ~500 M /an! Plus de ~100 fois le taux observé Conclusion: le gaz ne s effondre s pas en un temps de chute libre Quelle est la nature du support? 2 Hypothèses proposées: Le champ magnétique La turbulence T. Guillot VI- L'évolution stellaire 6

7 T. Guillot VI- L'évolution stellaire 7

8 3. L él évolution pré-s -Séquence Principale

9 Les chemins évolutifs de Hayashi Avant l amorl amorçage age des réactions r de fusion de H L étoile est entièrement convective Structure homogène Le chemin d éd évolution est dit «chemin de Hayashi» (d apr après Hayashi (1961) La zone à droite du chemin de Hayashi dans un diagramme HR classique est une zone interdite à masse et composition donnée T. Guillot VI- L'évolution stellaire 9

10 Les chemins évolutifs de Hayashi Etoile entièrement convective + ~GP => polytrope n~3/2 logp = cte 3 2 log R 1 log M + (1+ n)logt 2 Lien avec la condition limite atmosphérique (T 0 =T eff ; P 0 =2/3 g/κ): κ = κ 0 P a T b P 0 = cte M R T 2 eff b 1/(a +1) logp 0 = cte 2 a +1 log R 1 a +1 log M b a +1 logt eff En utilisant la définition de la luminosité => logr=cte+1/2 logl -2logT eff Et en égalant les deux expressions P(T) pour P=P0 et T=Teff, on trouve: logt eff = A log L + B log M + cte A = 3 4 a 1 4 (4 + n)a + b + n ; B = 1 2a (4 + n)a + b + n n 3/2,a 1,b 3 A 0.05; B 0.2 T. Guillot VI- L'évolution stellaire 10

11 Les naines brunes Pas de séquences principale de fusion de l hydrogl hydrogène Evolution similaire à une PMS stellaire M< M Noter la fusion du deutérium pour M>0.013 M Burrows et al T. Guillot VI- L'évolution stellaire 11

12 Les naines brunes Pas de séquences principale de fusion de l hydrogl hydrogène Evolution similaire à une PMS stellaire M< M Noter la fusion du deutérium pour M>0.013 M Chabrier & Baraffe 2000 T. Guillot VI- L'évolution stellaire 12

13 4. La Séquence S Principale

14 La «ZAMS» Lorsque la fusion de l hydrogène apparaît: ε >> T S t τ nuc >> τ KH D où les modèles de ZAMS (Zero Age Main Sequence) composition homogène pas d évolution temporelle R M 0.6 M M R M 0.8 M M L M 3.2 M 20 M L M M 20 M Note importante: Pour M<1.2 M : CNO<PP => coeur radiatif Pour M>1.2 M : CNO>PP => coeur convectif T. Guillot VI- L'évolution stellaire 14

15 Evolution chimique & chemin évolutif Conséquence de la fusion de l hydrogl hydrogène: le coeur central devient plus dense étoile de masse solaire étoile de plusieurs masses solaires T. Guillot VI- L'évolution stellaire 15

16 Evolution chimique & chemin évolutif 1M 5M T. Guillot VI- L'évolution stellaire 16

17 Evolution chimique & chemin évolutif 1M 5M T. Guillot VI- L'évolution stellaire 17

18 5. L él évolution post- Séquence Principale

19 T. Guillot VI- L'évolution stellaire 19

20 H brûle en couches Coeur d He isotherme Equilibre coeur isotherme/enveloppe radiative => limite de Schoenberg- Chandrasekhar Contraction du coeur d He Expansion de l enveloppe réactions He->C au centre He brûle en couches L => étoile convective Ascension du diagramme HR le long du chemin de Hayashi Les étoiles massives T. Guillot VI- L'évolution stellaire 20

21 Les étoiles massives T. Guillot VI- L'évolution stellaire 21

22 Les étoiles de faible masse (<2.3 M ) SP: Coeur convectif absent ou petit Electrons dégénérés au centre Séquence principale proche du chemin de Hayashi 1. H brûle en couches => coeur d He isotherme 2. Contraction du coeur T c, M c => T (enveloppe) => L enveloppe L devient convective 3. Ascension de la branche des géantesg 4. Quand la zone convective atteint la couche de fusion Premier dragage convectif µ, L (temporaire) 5. Flash(s) de l hélium: l lium: M c ~0.45M, T c ~10 8 K Dégénérescence => T c, ρ c ~cte Emballement thermique: L~10 11 L!!! pour quelques secondes 6. Branche asymptotique des géantesg 7. Pulses thermiques => NAINE BLANCHE ρc P dt dt ρε K T R c 2 > 0 T. Guillot VI- L'évolution stellaire 22

23 Les étoiles de faible masse: le premier dragage T. Guillot VI- L'évolution stellaire 23

24 Les étoiles de faible masse: le flash de l héliuml lium T. Guillot VI- L'évolution stellaire 24

25 Les étoiles de faible masse: l effondrement du coeur T. Guillot VI- L'évolution stellaire 25

26 La phase AGB Arrivée e sur l AGB: après un second dragage convectif («dredge-up») (M>4M ) après le flash de l hélium & la branche horizontale (M<4M ) He brûle en couche; haute luminosité => expansion de l enveloppel Deux couches de fusion de H et He deviennent très s proches Situation instables Pulses thermiques La luminosité de fusion de l hélium peut atteindre qqs 10 5 L La perte de masse devient importante T. Guillot VI- L'évolution stellaire 26

27 La phase AGB T. Guillot VI- L'évolution stellaire 27

28 La phase AGB T. Guillot VI- L'évolution stellaire 28

29 La phase AGB T. Guillot VI- L'évolution stellaire 29

30 6. Les phases ultimes

31 Phases ultimes Réactions nucléaires chauffage du coeur épuisement du carburant contraction du coeur (<4-10 M ) nébuleuse planétaire (>4-10 M ) supernovae (type II) naine blanche étoile à neutrons trou noir (>~25 M ) T. Guillot VI- L'évolution stellaire 31

32 Phases ultimes T. Guillot VI- L'évolution stellaire 32

33 Supernovae de type II: une simulation T. Guillot VI- L'évolution stellaire 33

34 T. Guillot VI- L'évolution stellaire 34

35 Références Quelques unes des animations ont été empruntées es à Voir aussi Hansen, Kawaler, Trimble «Stellar Interiors» (1994, 2004) Kippenhahn, Weigert «Stellar evolution» (1992) T. Guillot VI- L'évolution stellaire 35