L’ évolution des étoiles-Naissance, vie et mort-

Problèmes : •Quelles sont les différentes étapes de la vie d’une étoile ? •Toutes les étoiles évoluent elles de la même manière ?

Qu'est-ce qu’une étoile?

Une étoile est une boule de gaz très chaude : plusieurs millions de degrés au centre (température qui est suffisante pour déclencher des réactions nucléaires), plusieurs milliers de degrés en surface.Dans une étoile, l’équilibre est obtenu entre deux forces opposées : la pesanteur précipite la matière vers le centre alors que la pression  repousse cette matière.

Naissance des étoiles

• Ou se forme-t-il une étoile?– Les cœurs denses

– Perturbation environnementale

– Vitesse d’accrétion

La nébuleuse de l’aigle

Formation de la protoétoile• La matière se concentre sur elle-même et tourbillonne autour d'un centre de

gravité, futur cœur de l'étoile. • La chute de la matière vers son centre rend la protoétoile de plus en plus

lumineuse jusqu'à ce que la poussière qu'elle a attirée empêche la lumière visible de passer.

• La présence de cette onde de choc est le raison pour lequel les protoétoiles sont si lumineuses. Par exemple, quand la masse d’une protoétoile est égale à celle du Soleil, la quantité d’énergie rayonnée par le gaz dans l’onde de choc est 6 à 60 fois supérieure à celle qu’est émise par le Soleil.

• La protoétoile devient une étoile lorsque ce ne sont plus les chocs de la matière mais des réactions nucléaires qui l'illuminent. Lorsque le cœur atteint les 10 millions de degrés, la fusion de l’hydrogène à proprement parler peut commencer. A ce moment-là, la contraction du cœur s’arrête vraiment, et l’étoile atteint pour la première fois l’équilibre mécanique.

Une région d'un nuage moléculaire où la matière est plus concentrée commence à s'effondrer sous son propre poids (1). Elle forme un disque en rotation, plus chaud et plus dense au centre (2), où s'allume une protoétoile qui laisse échapper des jets de matière (3). La protoétoile devient de plus en plus chaude et lumineuse (4), puis des réactions nucléaires s'amorcent : l'étoile est née (5).

SEQUENCE PRINCIPALE

Le début de la séquence principale est marqué par le début de la fusion de l’hydrogène en hélium.

Toute la vie d’une étoile, est gouvernée par la gravitation. Elle lutte perpétuellement contre le poids… C'est pendant la séquence principale que l'étoile connaît sa phase la plus stable et aussi la plus longue: l’énergie créée par les réactions de fusion permettent de contrer la force gravitationnelle.

Durée : entre 60 millions et quelques centaines de milliards d’années. Plus une étoile est lourde, plus elle consomme de l’hydrogène, plus ses réserves s’épuisent rapidement.

SEQUENCE PRINCIPALEDéroulement général

-La protoétoile maintenant devenue une étoile, ce ne sont plus les chocs de la matière mais des réactions nucléaires qui l'illuminent.

-Vers 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène du plasma, les plus communs, commencent à fusionner pour donner essentiellement de l'hélium.. (

-Cette fusion de l'hydrogène en hélium ne se fait pas directement : Cycle CNO ou Chaine Proton-Proton. Le cycle CNO nécessite une température minimum de 18 millions de degrés pour se faire (alors que chaîne P-P = 7 millions de degrés)

-La taille de l'étoile n'évolue que très peu, l'étoile reste stable mécaniquement et son diamètre ne varie peu.

SEQUENCE PRINCIPALE

En revanche, la composition chimique de l'étoile varie significativement, l'hydrogène présent en grande quantité est d'abord transformé en hélium dans le centre de l'étoile. (La température étant encore relativement assez basse, c'est la chaîne proton-proton qui produit cette réaction)

Le cœur continue donc de transformer de l'hydrogène et Hélium qui lui reste inerte à cette température. Le cœur se transforme donc progressivement en hélium et l'hydrogène commence à manquer, l'énergie produite par la fusion de l'hydrogène diminue donc et par conséquent, la pression du cœur diminue. La pression ayant diminué, le cœur se contracte (sous la force gravitationnelle) et gagne en température mais entraîne dans cette contraction les couches au-dessus. Durant cette contraction, les couches du dessus gagnent en température (aussi grâce à l'énergie gravitationnelle) et la fusion de l'hydrogène se produit désormais dans une coquille qui entoure le cœur.Le même scénario se produit à nouveau avec des couches plus externes jusqu’à l’épuisement de l’hydrogène. etc…

Il faut quand même noter que plus une étoile est lourde, plus la température à l’intérieur du noyau est élevée: par conséquent, le cycle CNO devient rapidement prépondérant dans les étoiles de masses > 1,5masses solaires.

Fin de fusion de l’hydrogène = Fin de la séquence principale.

Le début de la fin

-L’étoile arrive à un stade où il n’y plus d’hydrogène à fusionner, cela dit, l’hélium est présent en grande quantité

L’hélium nécessite une température minimum de 100millions de degrés afin de fusionner.Pourquoi?

L’hélium porte deux charges positives : leur répulsion électrostatique est très violente, et ne peut être vaincue que grâce à une grande énergie cinétique, donc une haute température.

L’hydrogène ne fusionnant plus, le cœur se contracte et la pression à l’intérieur de celui-ci augmente.L’énergie cinétique des particules augmente et la température du noyau ainsi augmente.

La fusion de l’hélium peut commencer.

Le début de la fin

étoiles avec une masse < 0.26 masses solaires-Tout l'hydrogène de l'étoile a été lentement transformé en hélium. L'étoile est alors une sphère d'hélium pur.-Malheureusement, la matière sera dégénérée avant que la température suffisante pour la fusion de l’hélium ne soit atteinte… Naine blancheétoiles ayant une masse entre 0.26 et 3 Masses solaires-La masse est suffisante pour que la température augmente jusqu’à la limite des 100 millions de degrés, L’hélium fusionne :

-Les réserves d'hélium et d'hydrogène brûlées, le noyau se contracte de nouveau face à la pression gravitationnelle tandis que les couches périphériques sont expulsées violemment (10km/s) et forment une nébuleuse planétaire. Fin des réactions nucléaires Le noyau résiduel devient une Naine blanche.

Nébuleuse Hélix, une des nébuleuses les proches de notre planète

Le début de la fin

étoiles de masse supérieure à 3 masses solaires-La fusion de l’hélium en carbone se fait rapidement et la température continue d’augmenter.-A T = 600 millions de degrés. La fusion de carbone va alors à son tour commencer. On parle alors de « Supergéante »

-Cette nouvelle phase dure encore moins longtemps (600ans tandis que l’hélium a fusionné pendant 5.105 ans)Les Etoiles les plus lourdes ne s’arrêteront pas à la fusion du Carbone:

Seules les étoiles de plus de 15 masses solaires atteignent les quelques milliards de degrés nécessaires à la fusion du silicium en fer.Le FER étant l’élément le plus stable, les réactions de fusions sont terminées et la force gravitationnelle l’emporte. L'étoile s'effondre sur elle-même. Il se produit une supernova, qui va conduire à la création d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir.

Les réactions qui s'enchaînent demandent des conditions de températures et de pressions de plus en plus importantes. L'étoile va donc alterner les phases de fusion, d'arrêt des réactions et de contraction du cœur de l'étoile

Supernova SN 1994D

Un des phénomènes les plus énergétiques de notre univers.

Naine blanche• Comment se forme une naine blanche?• Pourquoi une naine blanche ne s’effondre t’elle plus

violement ? Explication quantique.

Supernova• Qu’est-ce qu’une supernova?• Qu’est-ce qu’se passera-t-il après l’explosion?

– Si masse>2,5 masses solaires->trou noir– Si 1,4<masse<2,5->étoile a neutrons

Etoile a neutrons

Trou noir

Tableau RécapitulatifMasse de l'étoile

(en masses solaires, M⊙)30 M⊙ 10 M⊙ 3 M⊙ 1 M⊙ 0,3 M⊙

Luminosité pendant laséquence principale (Soleil=1)

10 000 1 000 100 1 0,004

Vie sur séquence principale(en milliards d'années)

0,06 0,10 0,30 10 800

Les réactions nucléairess'arrêtent aux noyaux de

fer silicium oxygène carbone hélium

Phénomène terminal supernova supernovanébuleuseplanétaire

vent stellaire vent stellaire

Masse éjectée 24 M⊙ 8,5 M⊙ 2,2 M⊙ 0,3 M⊙ 0,01 M⊙

Nature du noyau résiduel trou noirétoile à

neutronsnaine blanche naine blanche naine blanche

Masse du cadavre stellaire 6 M⊙ 1,5 M⊙ 0,8 M⊙ 0,7 M⊙ 0,3 M⊙

Densité (eau=1) 3×1015 5×1014 2×107 107 106

Rayon (en m) 6192,21 17861,44 2,67×106 3,22×106 5,22×106

Gravité (en m.s-2) 5,19×1012 2,5×1012 1,49×107 8,99×106 1,46×106

Pour conclure, la vie d’une étoile se déroule donc en 4 grandes étapes qui et tout ce qui arrive à une étoile est déterminé par sa masse (Les grosses étoiles se forment et évoluent beaucoup plus rapidement que les petites).On s'aperçoit que la description de l'évolution stellaire fait appel à la physique atomique, quantique et nucléaire et que seule la phase trou noir reste de nos jours encore énigmatique

CONCLUSION

“We are star stuff which has taken its destiny into its own hands.” ― Carl Sagan, Cosmos