• L’enfance • L’âge adulte • Fin de vie : ... des étoiles de faible masse

1. Vie et mort des étoiles • L’enfance • L’âge adulte • Fin de vie : ... des étoiles de faible masse ... des étoiles massives

2. log (L/L ) +4 B +2 C E 0 D A −2 20000 5000 10000 2500 Teff L’enfance Évolution vers la séquence principale Exemple : étoile de 1 M A : début de l’effondrement gravifique, émission thermique 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

3. L’enfance - 2 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 IC1396 globule et étoiles chaudes (CFHT)

4. 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 L’âge adulte Vie sur la séquence principale Durée de vie sur la séquence principale : (t en milliards d’années si M et L en unités solaires)

5. L évolution séquence principale d’âge zéro (ZAMS) Teff L’âge adulte - 2 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 : • 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

6. L’âge adulte - 3 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) 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

7. log (L/L ) I +4 G +2 H F 0 E J −2 K 80000 40000 20000 10000 5000 2500 Teff Fin de vie des étoiles de faible masse 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

8. L F E Teff Fin de vie des étoiles de faible masse - 2 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 → (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

9. L G F E Teff Fin de vie des étoiles de faible masse - 3 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 → 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

10. L G H F E Teff Fin de vie des étoiles de faible masse - 4 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 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

11. H → He He → C Fin de vie des étoiles de faible masse - 5 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) 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

12. I L G H F E Teff Fin de vie des étoiles de faible masse - 6 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 → 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

13. Fin de vie des étoiles de faible masse - 7 Les nébuleuses planétaires 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)

14. Fin de vie des étoiles de faible masse - 8 Une galerie de nébuleuses planétaires Nébuleuse planétaire M57 (HST)

15. Fin de vie des étoiles de faible masse - 9 Une galerie de nébuleuses planétaires Nébuleuse planétaire NGC2392 (HST)

16. Fin de vie des étoiles de faible masse - 10 Une galerie de nébuleuses planétaires Nébuleuse planétaire « sablier » (HST)

17. Fin de vie des étoiles de faible masse - 11 Une galerie de nébuleuses planétaires Nébuleuse de l’hélice NGC7293 (HST)

18. Fin de vie des étoiles de faible masse - 12 Une galerie de nébuleuses planétaires Détail de NGC7293 (HST)

19. 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 R ~ 10 000 km ~ planète M < 1.4 ML ~ 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 Sirius A et B

20. 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 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↓ Nébuleuse planétaire M27

21. H H → He He → C C O Si Fe 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)

22. 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

23. 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 ) (~ 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 !) SN1994D dans NGC4526

24. Fin de vie des étoiles massives - 4 Supernovæ observées à l’oeil nu AnnéeConstellationmV 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 +3.5 Nébuleuse du Crabe (HST)

25. 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 ) 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% SN1987A et la Tarentule

26. Fin de vie des étoiles massives - 6 Les vents stellaires Pression de radiation → toutes les étoiles perdent de la matière (vents) 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 Nébuleuse autour de WR124 (HST)

27. 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 → 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 Jocelyn Bell

28. 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’espace Pulsar (vue d’artiste)

29. 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

30. 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

31. 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

32. Vie et mort des étoiles • L’enfance • L’âge adulte • Fin de vie : ... des étoiles de faible masse ... des étoiles massives Fin du chapitre…