Evolution stellaire de notre étoile

Evolution stellaire de notre étoile

Evolution stellaire dans l univers

Naine blanche Le couple stellaire Sirius A et B à 8,6 années-lumière de la Terre, observé dans les rayons X par le satellite Chandra à droite et en optique à gauche. C est la naine blanche Sirius B qui est l objet le plus brillant en X car sa surface, chauffée à une température de 25 000 K, émet énormément de rayons X.

Supernova 1987a

Reste de la supernova de 1054 - Nébuleuse du crabe Pulsar (étoile à neutron)

Reste de la supernova de 1054 - Nébuleuse du crabe

Trou noir au centre de notre galaxie Sagitarius A*

Naissance des étoiles Le nuage de gaz Les étoiles se forment en groupe à partir de la contraction gravitationnelle d'un nuage de gaz et de poussières qui se fragmente en plusieurs cœurs proto-stellaires. Ces nuages sont stables (en équilibre) : - Le nuage de gaz possède une pression interne due à l agitation moléculaire qui peut résister à la gravité. - le nuage n est pas immobile mais tourne sur lui-même. La «force centrifuge» empêche les modèles de gaz de tomber vers le centre du nuage. - le champ magnétique interstellaire est également à l origine d une force contribuant à la stabilité du nuage de gaz. Ces nuages peuvent néanmoins être rendus instables par compression via une force extérieure : - Lorsqu un nuage moléculaire géant traverse une région plus dense que la moyenne, il subit une force de compression qui peut rompre l équilibre et provoquer un effondrement gravitationnel. - Une explosion de supernova produit une formidable onde de choc qui compresse violemment les régions qu elle traverse et peut donc provoquer l effondrement gravitationnel d un nuage de gaz et de poussières.

Naissance des étoiles Le bilan énergétique d un système en équilibre gravitationnel Théorème du viriel Le théorème du viriel (1870 Rudolf Clausius) montre que dans un système en équilibre, la moitié seulement de l'énergie gravitationnelle gagnée par l'effondrement sera convertie en énergie thermique qui chauffe le gaz, l'autre moitié sera directement rayonnée par l'objet condensé qui se réchauffe. Théorème du viriel : 2E cinétique + E potentielle = 0 Conservation de l énergie : E = E cinétique + E rayonnée + E potentielle = 0 On obtient : E cinétique = E rayonnée = 1 2 E potentielle Un bilan énergétique vers un état stable implique que la moitié de l'énergie potentielle est évacuée par radiation. Entre 2 états à l'équilibre hydrostatique, une contraction du rayon implique une perte d'énergie par radiation. Lors de la formation d'une étoile, il y a échauffement et obligatoirement perte d'énergie par radiation, à parts égales : E cinétique = E rayonnée. Une proto-étoile brille déjà, avant même d'avoir allumée ses réactions nucléaires.

Théorème du viriel + conservation de l énergie d un système en équilibre gravitationnel

Naissance des étoiles Masse et Rayon de Jeans Le physicien britannique James Jeans en 1902, décrit le phénomène d'effondrement gravitationnel qui peut avoir lieu par exemple au sein d'un nuage de matière gazeux à partir d'un état faiblement inhomogène. L'instabilité de Jeans est le mécanisme principal à l'origine des premières étapes de la formation d'à peu près tous les objets astrophysiques connus, des étoiles aux amas de galaxies en passant par les galaxies. Sous certaines conditions, un nuage de gaz ou une partie de celui-ci peut devenir instable et s'effondrer spontanément lorsque la gravité est suffisante pour vaincre la pression du gaz. E potentielle > 2E cinétique Le gaz est stable si sa masse totale, à température et volume fixé, est suffisamment faible. Mais si la 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. Jeans a calculé une formule donnant la masse critique du gaz en fonction de sa densité et de sa température. Plus le nuage est froid et dense et plus il devient instable et susceptible de s'effondrer.

Naissance des étoiles Masse et Rayon de Jeans

Naissance des étoiles Fragmentation du nuage Le nuage va se fragmenter en plus petites unités au fil du temps, chaque plus petite partie se fragmentant. Les blocs de gaz atteignent une densité suffisante pour devenir de plus en plus opaques et empêcher le rayonnement d éliminer l excès d énergie. Lorsque la fragmentation s arrête, chaque petit nuage de gaz est devenu une proto-étoile qui continue à se contracter et à s échauffer en convertissant son énergie gravitationnelle en énergie thermique. L'énergie thermique produisant la pression du gaz s'oppose alors à la contraction, la fragmentation est alors terminée. La masse de Jeans augmente à cause de l augmentation de la température.

Naissance des étoiles La formation du disque Le nuage de gaz a un moment angulaire global. Pour une particule en rotation par rapport au centre de rotation, l intensité de son moment angulaire est : L = r p, p = mv Mais, d après la loi de conservation du moment angulaire pour un système isolé, si la taille d un corps se réduit, sa vitesse de rotation doit augmenter pour compenser. Une des conséquences de cette loi est que lorsqu un nuage interstellaire en rotation s effondre sur lui-même, sa vitesse de rotation augmente (comme pour un patineur qui ressert ses bras) et ce, jusqu à tel point que la force centrifuge peut finir par l emporter sur la gravité. Une perte de moment angulaire sera nécessaire pour former une étoile.

Naissance des étoiles La formation du disque Il n'y a aucune raison pour que cette nébuleuse soit parfaitement symétrique. Au contraire, les particules qui le composent sont animées de mouvements aléatoires et la somme des vecteurs moments cinétiques de chaque particule n'est probablement pas exactement nulle. Le moment cinétique, en bleu, marquant la rotation d'ensemble du système doit être conservé. Considérons une particule dont le moment angulaire est tout à fait hors de la moyenne du reste des particules. Les collisions ont lieu de façon privilégiée entre objets ayant des composantes de vitesses opposées selon la direction du moment cinétique. Cette composante de vitesse est alors réduite après le choc, contrairement à la composante de vitesse orthogonale. Par collisions, la rotation d'ensemble est préservée, mais le système en se relaxant va s'aplatir. En particulier, supposons que son orbite soit orientée dans le plan différemment. La plupart du temps, lorsqu'elle entre en collision avec une autre particule, elle va échanger une partie de ce moment cinétique parasite avec l autre particule et pour se rapprocher du moment cinétique globale. Si toutes les particules ont leurs moments angulaires pointant dans la même direction, alors elles se déplacent toutes nécessairement dans le même plan, et c'est l'état vers lequel les collisions nous amènent : un disque.

Le centre de masse d un système est toujours dans le plan du disque Jusqu'ici, nous avons montré seulement que chaque orbite individuelle sera amenée dans un plan perpendiculaire au vecteur de moment cinétique total, mais pas que ces plans coïncident entre eux. Leur coïncidence découle du fait que l'on ne peut pas avoir une orbite planaire stationnaire dans laquelle le centre de masse du système n'est pas dans ce plan. Si des particules sont dans ce plan, alors ces particules subiraient une accélération perpendiculaire au plan dans la direction du centre de masse sur tous les points du plan et accéléreraient nécessairement hors de ce plan vers le disque final.

L'aplatissement d'un système suppose l'interaction et l'accrétion de ces composants Un système qui ne collisionne pas et n'a jamais été en régime collisionnel reste essentiellement sphérique. C'est le cas des amas globulaires, des galaxies elliptiques et du nuage d Oort. Les étoiles et la matière noire ne participent pas au régime collisionnel contrairement au gaz. Dans notre système solaire, seuls les objets ayant peu interagis par collisions avec les autres - les comètes - présentent une distribution sphérique (les comètes ont été formées dans le disque puis éjectées par perturbation gravitationnelle).

L'aplatissement d'un système suppose l'interaction et l'accrétion de ces composants Amas globulaire Les amas globulaires sont vieux, ils sont constitués presque exclusivement de vieilles étoiles (population de type II, faible métallicité), géantes évoluées rouges, naines blanches et étoiles à neutrons. Il n y a plus de gaz, donc plus de matière pour former de nouvelles étoiles. Lorsque les amas globulaires se sont formés, dans les premiers temps de notre Galaxie, le nuage de gaz et de poussières qui a donné naissance à l ensemble n avait pas encore pris sa forme de disque aplati. Il était pratiquement sphérique, de faible densité, et les condensations qui allaient donner naissance aux amas globulaires tournaient autour du centre sur des orbites quelconques. La faible densité du milieu ne freinait pas leur mouvement. Du gaz de ces condensations sont nées les étoiles qui constituent les amas globulaires. Les amas ouverts sont jeunes et formés de tous les types d étoiles dont des étoiles bleues très jeunes très lumineuses. Dans le plan de la Voie Lactée, on trouve beaucoup de gaz, et de nouvelles étoiles peuvent s y former, tout spécialement dans les bras spiraux.

Naissance des étoiles La formation de l étoile au centre du disque Pour que la partie centrale continue à s effondrer, il faut évacuation une grande partie du moment cinétique par différents mécanismes sans éjecter beaucoup de masse: - Le flot bipolaire éjecté. Des modèles d'accrétion-éjection magnéto-centrifuges existent pour décrire ce phénomène. - Formation d'un système multiple pendant l'effondrement et transfert du moment cinétique dans le mouvement orbital du système, puis éjection éventuelle d'une composante. La majorité des étoiles se trouvent en effet dans des systèmes binaires. - Redistribution du moment cinétique vers l'extérieur du disque proto-planétaire au cours du processus d'accrétion. Exemple : les planètes ne représentent que 1% de la masse totale du système solaire alors qu'elles représentent 97% du moment cinétique total. - Ralentissement progressif de la rotation de l'étoile centrale par émission d'un vent stellaire.

Une étoile stable peut exister en équilibre La compression d'origine gravitationnelle, qui tend à condenser l'étoile, doit être contrebalancée par une autre source de pression : 1. pression cinétique (ou thermique) : au centre d'une étoile comme lesoleil 2. pression de rayonnement des photons : au centre des étoiles les plus massives 3. pression de dégénérescence (de Fermi ou quantique) : au centre des naines blanches et étoiles à neutrons Dans un milieu froid et 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 des électrons pour les naines blanches et des neutrons pour les étoiles à neutron. Ce terme de pression révèle la nature quantique de la matière : les électrons et neutrons sont des fermions. On dit que «la matière est dégénérée» lorsque sa densité est suffisamment élevée pour que le principe d'exclusion de Pauli intervienne à l'échelle macroscopique.

Réactions nucléaires dans les étoiles pour convertir l hydrogène en hélium Principale voie de fusion dans les étoiles de la masse du Soleil ou moindre Principale voie de fusion dans les étoiles de masse plus élevée Cycle P-P Cycle CNO

Diagramme de Hertzsprung-Russell En abscisses : la température de surface ou couleur En ordonnées : la magnitude ou luminosité absolue Dans la séquence principale, seul l'hydrogène contenu dans le cœur de l'étoile est consommé. Lorsque la concentration en hélium atteint un certain seuil, la pression diminue et l'étoile se contracte. Ce phénomène entraîne une augmentation de la température et de la pression des couches intermédiaires, qui contiennent encore de l'hydrogène, et où se déclenchent alors des réactions de fusion. La pression augmente à nouveau mais, provenant des couches externes, elle s'exerce tant vers l'extérieur que sur le noyau qui se contracte et augmente encore de température. Quand la température du cœur atteint 100 10 6 K, de nouvelles réactions ont lieu dans le noyau, qui conduisent à la transmutation de l'hélium en carbone.

Parcours évolutifs de différents types d'étoiles Les parcours débutent sur la séquence principale et se terminent lorsqu'il n'y a plus de fusion nucléaire. Lorsque la géante rouge arrive en fin de vie, ayant brûlé ses réserves d'hélium et d'hydrogène, son noyau se contracte tandis que les couches périphériques sont expulsées et forment une nébuleuse planétaire. Les étoiles de plus de 8 masses solaires sortent de la séquence principale en quelques centaines de millions d'années seulement et finissent en supergéantes puis supernovea.

Géante rouge Dans quelque 5 milliards d'années, le Soleil sera parvenu au seuil de la phase géante rouge. Son cœur contiendra de l hélium inutilisable, rendant l'étoile instable. Pour retrouver son équilibre, le cœur du Soleil va se contracter, augmentant sa pression et sa densité. Lorsque le cœur dépassera 100 millions de K, le Soleil connaîtra plusieurs flashs d'hélium durant lesquels il pourra convertir l'hélium en carbone et oxygène. Ces éléments s'accumuleront dans son cœur. En parallèle, la fusion de l'hydrogène va se poursuivre dans l'enveloppe qui entoure le noyau. Ces réactions produisent énormément de chaleur qui va dilater de manière phénoménale son enveloppe externe qui se refroidira en surface, atteignant à peine 3200 K. Lorsqu'il sera âgé d'environ 10 milliards d'années, le Soleil deviendra près de 200 fois plus grand qu'aujourd'hui. Ensuite, n'ayant pas la masse suffisante pour poursuivre ces réactions, le Soleil va perdre une partie de son enveloppe extérieure dans l'espace et lentement se transformer en étoile naine blanche.

Pression de dégénérescence Principe d exclusion de Pauli + Relation d incertitude de Heisenberg 1) Le principe d'exclusion de Pauli interdit à deux fermions identiques (particules de spin demi-entier qui correspondent à toutes les particules de matière) d'être dans le même état quantique. On peut aussi dire que la probabilité de trouver deux fermions de même spin à une même position est nulle. C'est la raison de l'impénétrabilité de la matière, même si l'atome est à 99,999999999999% constitué de vide. L électron, le proton et le neutron sont des fermions contrairement au photon qui est un boson (particule de spin entier qui correspondent à toutes les particules d interaction). Lorsque la densité de la matière augmente, les électrons ne peuvent plus se rapprocher davantage sans violer le principe d'exclusion de Pauli. 2) Le principe d incertitude de Heisenberg indique qu il existe une limite fondamentale à la précision avec laquelle il est possible de connaître simultanément la position et la quantité de mouvement (masse vitesse) d une particule (toutes les particules sont concernées : fermions et bosons). x p x > ħ/2 Si la pression continue à augmenter x diminue et en conséquence p x doit augmenter pour respecter le principe d incertitude de Heisenberg. Si p x augmente, la vitesse des électrons et neutrons augment ce qui produit une pression qui empêche la naine blanche et l étoile à neutron de s effondrer en trou noir.

Pression de dégénérescence naine blanche et étoile à neutron Au delà de la masse de Chandrasekhar (1.44 masses solaires), la pression de dégénérescence des électrons ne peut plus soutenir l'étoile. La contraction conduit les électrons à s approcher des protons. L'interaction nucléaire faible est alors sollicitée : elle transforme un proton et un électron en un neutron : phénomène de neutronisation. Les neutrons, qui sont aussi des fermions, prennent la relève pour assurer l'équilibre de l'étoile pour former une étoile à neutron jusqu à la masse d Oppenheimer-Volkoff (3.2 masses solaires). Au-delà de cette masse, la gravité est plus forte que la pression de dégénérescence des neutrons et on obtient un effondrement complet donnant un trou noir.

Dégénérescence et mort des étoiles Naines blanches Une naine blanche est un objet céleste de forte densité (~1000 kg/cm 3 ), issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (entre 0.5 et 8 masses solaires). Sa masse est comprise entre à 0, 08 M (Masse minimale pour une étoile) et 1. 44 M (Masse de Chandrasekhar). Etoile de faible luminosité car sa taille est comparable a celle de la Terre (1000 mois lumineuse que l étoile d origine) et décroit au cours du temps. Etoile composée de noyaux non dégénérés et d un gaz d électrons dégénérés. La température de surface est de l ordre de 20 000 K à 100 000 K. La naine blanche est destinée à se transformer en naine noire (étoile inerte froide qui ne rayonne pas).

Dégénérescence et mort des étoiles Naines blanches La taille de l étoile ne change plus car la pression de dégénérescence est indépendante de la température et peut soutenir l astre pour toujours. Le rayon d'une naine blanche diminue lorsque sa masse augmente (idem pour les étoiles à neutron). Gravité de surface = 10 5 g (pesanteur terrestre) Champ magnétique = 0,2 à 10 5 T - à la surface de la Terre à l équateur = 31. 10 6 T - le plus puissant aimant construit par l homme = 70 T pendant 20 ms - Notre soleil = 0,5 T Eddington et Fowler Chandrasekhar

Supernova de type II Les différentes couches d une étoile massive évoluée juste avant l'effondrement du cœur. Pour une étoile de 20 masses solaires: Séquence principale ~ 10 millions d années Combustion de l hélium ~ 1 million d années Combustion du carbone ~ 300 années Combustion de l oxygène ~ 2/3 années Combustion du silicium ~ 2 jours

Dégénérescence et mort des étoiles Etoile à neutron Une étoile à neutron est un objet céleste de forte densité (~10 12 kg/cm 3 = 1 milliard de tonnes par cm 3 ), issu de l'évolution d'une étoile de masse élevée (entre 8 et 25 masses solaires). Sa masse est comprise entre à 1. 44 M (Masse de Chandrasekhar) et 3. 2 M (Masse de Oppenheimer- Volkoff). Etoile d une luminosité similaire au soleil mais très faible en optique car l essentiel de l émission est en rayon X. Etoile composée de noyaux dégénérés. La température de surface est de l ordre de 10 000 000 K.

Dégénérescence et mort des étoiles Etoile à neutron Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle développe un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera un pulsar ou un magnétar, dépendant de la vitesse de rotation et de l'intensité du champ magnétique. Gravité de surface = 10 11 g (pesanteur terrestre) Température de surface = 10 7 K Champ magnétique = 10 4 à 10 11 T - à la surface de la Terre à l équateur = 31. 10 6 T - le plus puissant aimant construit par l homme = 70 T pendant 20 ms - Notre soleil = 0,5 T Densité au centre = 10 15 g/cm 3

Dégénérescence et mort des étoiles Trou noir Un trou noir est un objet céleste compact issu de l'évolution d'une étoile de masse très élevée (au-delà de 25 masses solaires). Sa masse est située au-delà de 3. 2 M (Masse de Oppenheimer- Volkoff). Un trou noir est un objet céleste si compact que l'intensité de son champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s en échapper. La matière s effondre sur la singularité centrale de densité infinie selon la relativité générale. La physique actuelle ne permet pas de décrire l état de la matière au centre du trou noir. Il est nécessaire d avoir une théorie quantique de la gravitation pour espérer compléter nos connaissances.