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Pascal ChardonnetUniversité de Savoie & LAPTH
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Cœur: réactions nucléairesR < 0.25RSoleil
Transfert par radiation0.25RSoleil<R < 0.75RSoleil
Transfert par convection0.75RSoleil<R < RSoleil
Photosphère : partie visibleT=6000 K 500km
Le transfert d’énergie dans le Soleil
L’énergie est libérée sous forme de photons (grains de lumière) et de neutrinos
Pendant combien de temps va-t-il briller ?Luminosité = 400 milliards de milliards de mégawatts
3.8 x 1026 W
Energie disponible = 0.007x0.1x2x1030x(3x108)2=1.3x1044J
Fraction de masse convertie en énergie = (4mp-mHe)/mp=0.007
Durée de vie = 1.3x1044/3.81026=3x1017s
= 10 milliards d’années
Que se passe-t-il lorsque l’hydrogène du cœur est épuisé ?
Le cœur devient plus petit, plus dense et aussi plus chaud.Les couches externes entre en expansion
L’hydrogène commence à brûler dans l’enveloppe externe
Lorsque la température atteint 200 millions de degrés l’hélium brûle ensuite dans le cœur en carbone par la chaîneen trois alpha:
3 4He --> 12C + (gamma ray).
L’étoile est devenue une géante rouge
Les géantes rouges
Cœur : combustion de l’hélium
Combustion de l’hydrogène
Enveloppe d’hydrogène
Le rayon d’une géante rouge est d’environ 100 millions de km
Sa température de surface est d’environ 3000 K
La température de son cœur est d’environ 100 millions de K
Au cour de l’évolution, des éléments lourds sont créés dansle cœur des étoiles par des processus de fusion et dans les enveloppes autour du cœur:H, He, C, O, N , Mg….Fe
La masse du cœur augmente.
Si la masse du cœur dépasse 1.4 masses solaires alors l’étoileexplose.
Pour des étoiles de masse inférieure à 8 masses solaires, cela ne se produira pas.
Les étoiles perdent la moitié de leur masse par des vents stellaires. Ces vents sont principalement composés d’hydrogène
Le étoiles géantes perdent tellement d’hydrogène que leur cœur devient visible. Les photons ultra violets illuminent les enveloppes externes: l’étoiles devient une nébuleuse planétaire.
A la fin de la phase de nébuleuse planétaire l’étoile resteavec un cœur très chaud et très dense (un million de fois plus dense que la Terre) qui se refroidit graduellement.
L’étoile est devenue une naine blanche
Les naines blanches se refroidissent très lentement et finissent par s’éteindre.
Qu’est ce qui supporte la force de gravitation ?
C’est la pression de dégénérescence
Ralph Fowler
Dans un article de 1926, il utilisa la toute nouvelle mécanique quantique pour montrer que la pression de dégénérescence peut stopper la contraction gravitationnelle pour les étoiles.La clé est le principe d’exclusion de Pauli: on ne peut pas mettre deux personnes (fermions) au même instant et à la même place.
Subrahmanyam Chandrasekhar
Il reprit le calcul de Fowleret montra qu’il fallait aussitenir compte d’effets de relativité qui changeaient la conclusion.Seulement les étoiles dontla masse est plus petite que1.4 fois la masse solaire,connue sous le nom de limitede Chandrasekhar, terminentleur vie paisiblement en naines blanches
« La vie d’une étoile de petite masse est différente celle d’unemasse plus grande…Pour des masses inférieures à la masse critique, l’étape enNaine blanche est le début d’un processus de lente extinction.Pour les masses plus grandes on ne passe pas par cette étape. » Chandrasekhar
« Je pense qu’il doit y avoir une loi de la Nature qui empêche une étoile de finir de cette absurde façon. » Eddington
En Août 1930, lors de son voyage de Madras à Londres, Chandrasekhar fit un calcul de 10 minutes qui allait changernotre façon de « voir » les étoiles.
Le ciel en hiver
L’enigme de Sirius B
Sirius : l’étoile la plus brillante du ciel
8.6 années lumière
Entre 1834 et 1844, l’astronome F. Bessel observa des irrégularitésdans le mouvement de Sirius. Il conclut à la présence d’une étoileassociée. Ce compagnon fut découvert en 1862 par G. Clark
Température = 30.000 K
Masse = 1 Soleil
Luminosité = Sirius A/10.000
Rayon = rayon terrestre
La masse du cœur est de comprise entre 0.5 et 1 masseSolaire avec une dimension de l’ordre de celle de la Terre.
Les réactions dans le cœur sont arrêtées. Elle se refroiditet devient indétectable.
Près de 90 % des étoiles de notre galaxie deviendront des naines blanches.
Comme le cœur est fait de carbone et que la pression est telle que l’on peut produire une étoile en diamant.
Etoile BPM 37093
Les étoiles plus massives que 8 masses solairesauront aussi un vent stellaire très importantaprès la phase de combustion de l’hydrogène.
Cependant ce vent n’est pas suffisant pour stopper l’explosionde l’étoile en supernova.
Les pulsars: des chronomètres de l’Univers
Jocelyn Bell Antony Hewish Russell A. Hulse Joseph H. Taylor
Le 6 Août 1967, Jocelyn Bell découvrit un nouveau de source quiEnvoyait des émission très régulières: 1.3373011512 secondes.On appela ces sources des pulsars.
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Le moment angulaire
1 mois
3 minutes
1 milliseconde
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Le modèle de Tommy Gold des pulsars: les phares célestes
Combustion de l’hydrogène
Supergéante - Combustion de l’hélium
Autres processus de fusion - création d’éléments lourds
Supernova
Etoile à neutrons - Pulsar
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J. Robert Oppenheimer
Oppenheimer et son étudiantVolkoff ont montré en 1939qu’il existe une limite supérieurepour la masse d’une étoile à neutrons.
Avec son autre étudiant, Snyderils ont montré qu’au delà, l’étoile se transforme en trou noir.
Les trous noirs sont une réalitéen astrophysique
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• 1960 : les satellites VELA découvrent les sursauts gamma
• 1973 : rendu public !
DECOUVERTE D’UN NOUVEAU PHENOMENE
Les explosions les plus violentes
de l’Univers
Les sursauts gamma
Extrait de Pour La Science Avril 2002, N° 294
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