Le destin des étoiles. Les étoiles… CSNSM CNRS-IN2P3 Depuis la nuit des temps, les hommes...

Le destin des étoiles

Les étoiles…

CSNSM CNRS-IN2P3

Depuis la nuit des temps,les hommes

observent les étoiles.

Elles semblent immuables, insensibles au temps qui passe

Mais est-ce vrai ?

Une étoile a explosé !

En 1054, les Chinois et les indiens

Navajos ont observé l’explosion d’une

étoile….

CSNSM CNRS-IN2P3

On voit encore les restes de nos jours : Il s’agit de la nébuleuse du crabe.

Le classement des étoiles

CSNSM CNRS-IN2P3

En 1905, Hertzsprung au Danemark,

Russel aux USA,placent les étoiles sur un diagramme

selon leur luminosité et leur température

3000°5000°7500°30000°

1

100

10000

0,01

0,0001

luminosité

Séquence principale

Géantes

Naines

soleil

Fin XIXème, on mesureLes luminosités,Les distances,les couleursdes étoiles

Super géantes rouges

Les spectres lumineux

CSNSM CNRS-IN2P3

A très haute température chaque élément émet un

spectre de lumière caractéristique des éléments chimiques

présents

Si la lumière traverse de la matière chaude, comme à la surface des étoiles, on

peut observer à la place un spectre d’absorption

L’abondance des éléments•Spectres de lumière des étoiles et du soleil

•Echantillons de terre, lune, météorites, matière interstellaire

•Rayonnement cosmique

CSNSM CNRS-IN2P3

HHe

D

Li Be B

groupe du fer

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique

0 50 100 150 200 250

Qu’est-ce que la matière ?

matière atome électron

noyauPhoto CERN

molécule atome

CSNSM CNRS-IN2P3

Les éléments chimiques

La table périodique des éléments de Mendeleiev

CSNSM CNRS-IN2P3

Qu’est-ce que la matière ?

molécule atome noyau nucléon

matière atome électron proton

noyau neutron

quarks

Photo CERN

CSNSM CNRS-IN2P3

Les isotopes de l’hydrogène

deutérium2H

1 électron1 proton1 neutron

tritium3H

1 électron1 proton2 neutrons

hydrogène1H

1 électron1 proton

CSNSM CNRS-IN2P3

L’abondance des éléments

CSNSM CNRS-IN2P3

Li Be B

H

D

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique0 50 100 150 200 250

N=50

N=82 N=126

groupe du fer

He

Processus de fusion

CSNSM CNRS-IN2P3

Deux noyaux fusionnent pour n’en former qu’un seulen libérant de l’énergie

La fusion dans les étoiles1H

hydrogène

2Hdeutérium

3Hehélium 3

4Hehélium 4

CSNSM CNRS-IN2P3

1 milliard d’années1 seconde 1 million d’années

Hans Bethe

Combustion de H

Equilibre gravitation – rayonnement

Augmentation de la concentration en hélium au

cœur

Principalement de

l’hydrogène et de l’hélium

Contraction gravitationnelle

Fusion de l’hydrogène

hydrogènehélium

hydrogènehélium

CSNSM CNRS-IN2P3

Fin de la combustion de H

Augmentation de la

température au cœur et en périphérie ;

Eventuelle combustion en couche de l’hydrogène ;

Peu d’hydrogène au cœur:

* Fin de la combustion de l’hydrogène

* Contraction du cœur d’hélium

* Contraction de l’étoile

…

…

hydrogène

hélium

hydrogènehélium

CSNSM CNRS-IN2P3

Etoile géante rouge

hydrogènehélium

Augmentation

considérable de

La taille de l’étoile

Diminution de

la température

de surface

hydrogène

hélium

Combustion centrale de l’hélium

Combustion en couche de l’hydrogène ;

CSNSM CNRS-IN2P3-> rouge

Le destin du soleil

CSNSM CNRS-IN2P3

Nainesombre

Séquenceprincipale

H

TempératureMillions °

10

Durée (ans)10 milliards

Densité/cm3

Naineblanche

1 M

100

100 millions

100 kg

Géanterouge

HHe

Le destin du soleil

CSNSM CNRS-IN2P3

Maintenant, après 4-5 milliards d’années

Une naine sombre

Dans 5-6 milliards d’années

Une géante rouge Une naine blanche

© G

reg

ory

C.

Slo

an

Séquence principale

Le destin du soleil

CSNSM CNRS-IN2P3

3000°5000°7500°30000°

1

100

10000

0,01

0,0001

luminosité

Séquence principale

Géantes rouges

Naines blanches

Fabriquer les éléments légers

CSNSM CNRS-IN2P3

1H 2H

3He 4He

24Mg

23Na

20Ne

23Mg

26Al

16O

27Al 29Al

29Si

31P

32S

30Si28Si27Si26Si

29P

30S

2

16

8

15

12

14

11

13

10

9

6

7

5

4

1

3

protons

1 2 43 5 6 7 8 10 119 141312 15 160 neutrons

12C

3 4 He

12 C

Vers le fer

Etoile massive supergéante

rouge

HH HeC,OHe

H

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

H

HeC,O

Ne,Na,Mg

Al, Si, P, S

H

HeC,O

Ne,Na,MgAl, Si, P, S

Fe

CSNSM CNRS-IN2P3

Etoile massive

géante bleue

He

HH

He

C,O

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

Certaines étoiles massives perdront toute leur enveloppe d’hydrogène

et même d’hélium

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

Al, Si, P, S

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

Al, Si, P, S

Fe

CSNSM CNRS-IN2P3

supergéantes

2 M •

600

10 000

1 100 tonnes

HeH

C,O

Le destin des étoiles…

CSNSM CNRS-IN2P3

Séquenceprincipale

H

TempératureMillions °

10

Durée (ans)10 milliards100 millions

Densité/cm3

100

100 millions

100 kg

Géanterouge

HHe

Naineblanche

1 M •

Nainesombre

C,OHe

H

Fe

1000…

1 100 1000 tonnes

Les éléments légers

CSNSM CNRS-IN2P3

Li Be B

H

D

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique0 50 100 150 200 250

N=50

N=82 N=126

C, O, Ne, Mg, Si…

He

groupe du fer

He

Les éléments légers

Energie de liaison par nucléon

56Fe

fusionfission

CSNSM CNRS-IN2P3

Les inventeurs de la nucléosynthèse

CSNSM CNRS-IN2P3

Margaret et Geoffrey Burbidge, William A. Fowler, et Fred Hoyle(juillet 1971)

Le secret de fabrication des éléments lourds est découvert en

1957

Principe de la nucléosynthèse

CSNSM CNRS-IN2P3

616058

59

59

5756 5855

protons

26 Fe 54

27 Co

28 Ni

29 Cu

62

63 65

•• Capture d’un neutron •• Radioactivité –

ν epn

neutrons30 4035

64

Il y a compétition entre

Le processus lent

30

40

50

60

70

80

90

100

20

protons

232Th238U

209Bi

56Fe

neutrons30 40 50 60 70 80 90 100110 120 14013020 150 160 170

CSNSM CNRS-IN2P3

Les éléments du processus lent

CSNSM CNRS-IN2P3

Li Be B

H

D

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique0 50 100 150 200 250

N=50

N=82 N=126

C, O, Ne, Mg, Si…

He

groupe du fer

L

L L

He

Nucléosynthèse avec beaucoup de neutrons

CSNSM CNRS-IN2P3

616058

59

59

5756 5855

protons

26 Fe 54

27 Co

28 Ni

29 Cu62

63

64

65

Capture d’un neutron Radioactivité –

neutrons30 4035 45

ν epn

Le processus rapide

neutrons

protons

30

40

50

60

70

80

90

100

20

232Th238U

209Bi

56Fe

30 40 50 60 70 80 90 100110 120 14013020 150 160 170

N=50

N=82

N=126

CSNSM CNRS-IN2P3

L’abondance des éléments

CSNSM CNRS-IN2P3

Li Be B

H

D

Abondance relative

1

0,01

104

100

108

106

1010

Masse atomique0 50 100 150 200 250

N=50

N=82 N=126

C, O, Ne, Mg, Si…

He

groupe du fer

L

L L

R

R R

He

Le destin des étoiles…

CSNSM CNRS-IN2P3

Nainebrune

Séquenceprincipale

H

TempératureMillions °

10

Durée (ans)10 milliards100 millions

Densité/cm3

Naineblanche

1 M •

supernova

Quelques secondes

100

100 millions

100 kg

Géanterouge

HHe

supergéantes

2 M •

600

10 000

1 100 tonnes

HeH

C,OC,O

HeH

Fe

1000…

1 100 1000 tonnes

Explosion d’une supernova

1985CSNSM CNRS-IN2P3

© A

nglo

-Aust

ralia

n O

bse

rvato

ry

février 1987

© A

nglo

-Aust

ralia

n

Ob

serv

ato

ry

La supernova SN1987A

En février 19872 semaines après l’explosion

CSNSM CNRS-IN2P3

Il a fallu 170 000 ans pour que la lumière nous parvienne !

En 2003

La nébuleuse du crabeà 6000 années lumière de la terre,

l’explosion de cette supernova avait été observée en 1054CSNSM CNRS-IN2P3

Des étoiles meurent, d’autres naissent…

Une étoile meurt…

Des étoiles naissent…

CSNSM CNRS-IN2P3

La supernova SN1987

La nébuleuse du crabe

Orion

La vie du soleil

CSNSM CNRS-IN2P3

3000°5000°7500°30000°

1

100

10000

0,01

0,0001

luminosité

Séquence principale

Géantes rouges

Naines blanches

~1010 ans

La vie d’une

étoile de 15 M

CSNSM CNRS-IN2P3

3000°5000°7500°30000°

1

100

10000

0,01

0,0001

luminosité

Séquence principale

Géante rougeSuper géante rouge

~1,2 x 107 ans

~1,1 x 107 ans

Meurt en Supernova ; enrichit le

gaz interstellaireen éléments

lourds

Le processus rapideprotons

30

40

50

60

70

80

90

100

20N=50

N=82

N=126

30 40 50 60 70 80 90 100110 120 14013020 150 160 170

neutrons

ETFSI

DM

CSNSM CNRS-IN2P3

Ce que les physiciens étudient

au CSNSM

CSNSM CNRS-IN2P3

Centre de Spectrométrie Nucléaire et de Spectrométrie de MasseCNRS-IN2P3 et Université Paris-Sud

L’expérience MISTRAL au CERN

Mesures de masses à quelques 10 millionièmes près

Pour des noyaux de demi-vie de quelques millisecondes

CSNSM CNRS-IN2P3

Le Soleil vu par SOHO

Etude du soleil avec Integral

CSNSM CNRS-IN2P3

Masque IBIS 15 keV - 10 MeVE/E ~ 6% 1’

Masque XRM 3 - 35 keV

STR

SPECTROMETRE 20 keV - 8 MeV

E/E ~ 2%0 à 1 MeV 2°

Le satellite INTEGRAL

mis sur orbite fin 2002

« Flare » solaire 28 octobre

2003

Collecte et étude de micrométéorites

CSNSM CNRS-IN2P3

Et ce n’est pas tout…

CSNSM CNRS-IN2P3

La vie des étoiles n’a été décrite que pour des étoiles isolées. Les systèmes binaires sont très nombreux…

Novae; autres supernovae; sursauts gamma…

Quelques sites web sur les métiers scientifiques

http://www.sg.cnrs.fr/drh/publi/pdf/CNRS-metiers.pdf

http://www.sg.cnrs.fr/drh/publi/pdf/CNRS-metiers-fiches.pdf

http://www.int-evry.fr/femmes_et_sciences/diaporama/Fillesetgarcons.htm

http://www.elles-en-sciences.org/home.php

La supernova SN1987A

En février 19872 semaines après l’explosion

En 1994CSNSM CNRS-IN2P3

Il a fallu 170 000 ans pour que la lumière nous parvienne !

Etoile massive supergéante

rouge

H

He

C,O

HH HeC,OHe

H

H

He

C,O

Ne,Na,Mg

H

HeC,O

Ne,Na,Mg

Al, Si, P, S

H

HeC,O

Ne,Na,MgAl, Si, P, S

Fe

CSNSM CNRS-IN2P3HH