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