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Christine Ducourant Observatoire de Floirac Observatoire Aquitain des Sciences

Christine Ducourant Observatoire de Floirac Observatoire Aquitain des Sciences de l'Univers Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux ducourant@obs.u-bordeaux1.fr Naissance, vie et mort des étoiles 1 Les étoiles sources d’énergie Hydroélectricité • Cycle d’évaporation dont le soleil est le moteur Energies fossiles •stockage de l’énergie solaire par les forêts Energie Nucléaire •Uranium produit par l’explosion d’une étoile avant naissance du système solaire Rayonnement solaire •Photosynthèse 2 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 ... 3 I - Qu’est-ce qu’une étoile ? 4 Température de surface : 5800 degrés Température intérieure : 15 millions de degrés Notre soleil •La seule étoile que nous pouvons observer de «près» •La seule étoile qui ne nous apparait pas ponctuelle 5 Pluie coronale de plasma, Durée = 10h Notre soleil 6 •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 Spectre du soleil Crédit : astrophysique sur mesure Le spectre solaire Intensité Longueur d’onde 7 ➡C’est un corps gazeux ➡A l’intérieur duquel se produisent des réactions thermonucléaires ➡Elles forment des éléments chimiques plus «lourds» que l’Hydrogène Qu’est-ce qu’une étoile ? H + H He + Énergie He + He C + Énergie ... Si + Si Fe + Énergie 8 Température Luminosité Le diagramme Hertzsprung-Russell (HR) 9 •La plupart des étoiles sont des naines rouges •90% des étoiles sont sur la séquence principale •Les géantes, supergéantes et les étoiles très lumineuses et très chaudes sont très rares. Luminosité Nb étoiles Text e Température 10 Tétards Grenouilles • Y-a-t’il un lien? •L’un est-il l’évolution de l’autre ? •Mécanismes pour passer de l’un à l’autre? La mare aux grenouilles des astronomes Etoile chaude Etoile froide 11 II - Comment naissent les étoiles ? 12 Comment se forment les étoiles? La gravitation! Crédit : Pr Bozco 13 La naissance d’une étoile Nébuleuse gazeuse initiale Contraction Échauffement Début des réactions Thermonucléaires L’étoile est née! Crédit : Pr Bozco 14 ? Crédit : Pr Bozco Pression Gravitationelle Pourquoi pas une contraction inﬁnie ? 15 Air froid Ballon Mèche brûlante Crédit : Pr Bozco Pression thermique Expansion ! Pourquoi pas une contraction inﬁnie ? 16 Particule Contraction gravitationnelle viens... Expansion thermique pars Crédit : Pr Bozco Le thermostat Température - Pression 17 PT < PG Contraction PT = PG Équilibre PT > PG Expansion PT = Pression Thermique PG = Pression Gravitationnelle Crédit : Pr Bozco L’équilibre Température - Pression 18 • 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 de densité est mal connue et est encore le sujet de très vifs débats. •Le mécanisme d'ampliﬁcation des 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. Comment se forment les étoiles ? Crédit : F. Herpin 19 Diagramme HR Température Luminosité Evolution des proto-étoiles vers la séquence principale • 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! 20 Evolution vers la séquence principale 0 an Temps -1 million années <10 000 ans 0.1 millions années +1 million années +10 million années •Début du collapse gravitationnel : naissance d’une proto-étoile •Naissance de l’étoile, début des réactions thermonucléaires •Coeur dense pre-stellaire •Arrivée sur la séquence principale 21 •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 Evolution des proto-étoiles vers la séquence principale 22 Ou se forment les étoiles ? Dans des berceaux d’étoiles 23 Ou se forment les étoiles ? Dans des berceaux 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-année- lumière. •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 lui- même pour donner naissance à une nouvelle étoile. Crédit : ESO/ VLT 24 Formation induite L’explosion d’une supernova déclenche une ﬂambée d’étoiles 25 •Le rayonnement ionisant d’une étoile massive fraichement née dissipe partiellement la poussière autours d’étoiles naissantes : les proto-étoiles. Formation induite 26 Formation de ﬁlaments Simulation de l’effondrement d’un nuage très massif 27 •En s’effondrant, le nuage s'aplatit et forme un disque d'accrétion, qui entoure la jeune étoile. Disques 28 Jets •Le phénomène d'accrétion s'accompagne de l'émission de jets, émis depuis la région centrale et perpendiculairement au plan du disque. 29 La naissance du système solaire Il y a environ 4.6 milliards d’années 30 La naissance du système solaire Il y a environ 4.6 milliards d’années Crédit : NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) 31 III - Comment évoluent les étoiles ? 32 Masses solaires 0,1 8 Poids léger 0 Poids moyen Poids lourd Poids plume 4 1 Tout est histoire de masse Crédit : Pr Bozco 33 Durée de vie et évolution Masses solaires 0,1 4 8 Durée De Vie Poids Léger Naine Blanche Étoile à neutrons Supernova Poids Moyen Poids Lourd Trou Noir Supernova (Planète, Naine brune) Poids Plume 1 Crédit : Pr Bozco 34 III - Comment évoluent les étoiles ? ➡Une étoile poids lèger : le soleil 35 Poids léger : le soleil Diagramme HR 36 Région de réactions thermonucléaires (12 millions 0C) 50000C 60000C 70000C 35000C Passé •Coeur H--> He •les cendres (He) s’accumulent au centre Aujourd’hui •Coeur d’He se contracte (gravité) •Température coeur augmente mais insufﬁsante pour fusionner l’He •Couche H--> He Géante rouge •Dilatation/ perte de masse (faible gravité en surface) •Refroidissement Futur •Surchauffe du coeur sufﬁsante pour fusionner l’He+He-->C •Energie thermique force l’étoile à se dilater : ﬂash de l’hélium Poids léger : le soleil 37 R=750.000 km d = 150.000.000 km Terre Aujourd’hui d = 150.000.000 km Futur très lointain ( 4,5 milliards d’années ) 40000C L’avenir de la terre 38 L’avenir de la terre 39 Les stades ﬁnaux d’une étoile poids lèger Super Géante rouge •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) 40 Crédit : NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) La nébuleuse planétaire de l’oeil de chat 41 Helix - Spitzer 42 Sablier 43 NGC 2440 T > 200,000 K 44 Les stades ﬁnaux d’une étoile poids lèger Super Géante rouge •Dilatation/ perte de masse (faible gravité en surface) due au ﬂash de l’He •Refroidissement Naine blanche •Contraction, •Petite et très dense •Plus de réaction nucléaires •Refroidissement très lent (100 milliard d’années) Nébuleuse planétaire •Ejection d’une enveloppe de gaz (H, He, C) •Coeur de Carbone inerte •Entouré de couches en fusion (H et He) 45 •Naine blanche– mais avec un poids de 0.7 masse solaire •Enorme densité 12,000 km Taille d’une naine blanche 46 Passé Aujourd-hui Futur t=0 4.6 milliards d’ années 9 milliards d’ années Durée d’évolution du soleil sur la SP •Les étoiles de faible masse séjournent de 10 à 200 Milliards d’années sur 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. 100 milliards d’ années 47 Main sequence Protostar Red giant Helium flash Horizontal branch Asymptotic giant branch Planetary nebula White dwarf En résumé : une étoile M< 4 Msolaires 48 III - Comment évoluent les étoiles ? ➡Une étoile poids moyen 49 Main sequence Protostar Red supergiant Helium flash Mass loss O-Ne-Mg white dwarf Blue supergiant Carbon ignition Une étoile poids moyen : 4 Msol<M< 8 Msol 50 Nuage Initial H > He + γ He > C + γ C > O + γ O > Si + γ Si > Fe + γ Fe + γ > ? Fabrication d’éléments plus lourd que l’He •Plus l’élément est lourd ➡plus la température augmente, ➡plus la réaction est violente ➡Plus elle est rapide •Bilan énergétique ➡Plus de réaction après le fer 51 Etape Température (million K) Durée H fusion 40 7 million yr He fusion 200 500,000 yr C fusion 600 600 yr Ne fusion 1,200 1 yr O fusion 1,500 6 mois Si fusion 2,700 1 jour Fabrication d’éléments lourds : la nucleosynthèse •Les éléments plus lourds que le fer résultent de phénomène d'addition de neutrons, transmuant des noyaux déjà massifs en éléments encore plus massifs (plomb, or, jusqu'à l'uranium). •La uploads/s3/ ducourant-vie-et-mort-etoiles.pdf