L'avenir d'une étoile se joue dès sa naissance. Faites place au déterminisme, tout dépend de la masse initiale ! La masse du Soleil, Ms = 2x1020 kg, est prise comme référence pour exprimer la masse des autres étoiles. Ainsi, pour une étoile dont la masse M serait 2,5x1020 kg, on écrira M = 1,25 Ms.
I/: Formation d'étoile.
L'histoire commence dans les nébuleuses. Nous avons rencontré ce terme en classe : nous avons en effet parlé de la (nébuleuse du crabe), mais qu'est-ce donc qu'une nébuleuse ?
1.1/: Les nébuleuses.
Une nébuleuse est une région du milieu interstellaire riche en gaz et/ou poussière. On distingue deux grandes classes de nébuleuses, les diffuses (constituées majoritairement de gaz ionisés) et les obscures (constituées majoritairement de particules). Les nébuleuses diffuses sont séparées en deux sous-classes, émission et réflexion :
Remarque : quelques souvenirs du TP-cours n°2 sur les spectres. Les nébuleuses obscures sont aussi parfois appelées nébuleuses d'absorptions. Elles absorbent la lumière, c'est pour cela qu'on "voit du noir" : on voit une absence de lumière (c.f. II/: Spectres d'absorption). Les couleurs émises par les nébuleuses en émissions dépendent de la composition des gaz, c'est-à-dire des éléments et espèces chimiques qu'ils contiennent (c.f. I/: Spectres d'émission).
Exemples :
- Nébuleuses en émission : la nébuleuse d'Orion, la nébuleuse du cygne, la nébuleuse de l'aigle.
- Nébuleuse par réflexion : la nébuleuse Trifide.
- Nébuleuse obscure : la nébuleuse de la tête de cheval, la nébuleuse du serpent.
Pour les étoiles ayant une masse allant jusqu'à quelques Ms, le scénario type est le suivant : au sein d'une nébuleuse, sous l'effet de l'attraction gravitationnelle, les atomes d'hydrogène s'attirent les uns les autres ; le cœur de la protoétoile se crée. Si la pression et la température augmentent suffisamment, au voisinage de 5 millions de degrés Celsius, les atomes d'hydrogène fusionnent, formant le cœur de l'étoile. Au cours de cette transformation de l'hydrogène en hélium, de l'énergie est libérée et l'étoile commence à briller.
II/: Vie d'une étoile.
Tout au long de sa vie, deux phénomènes vont s'opposer au sein d'une étoile. D'une part la force d'attraction gravitationnelle aura tendance à faire se contracter, s'effondrer l'étoile sur elle-même, et d'autre part la pression créée par les réactions nucléaires dans le cœur de l'étoile, qui au contraire aura tendance à faire s'étendre l'étoile. Tant que l'étoile a du carburant, c'est-à-dire de l'hydrogène, elle reste en équilibre : elle est dans sa séquence principale. Lorsqu'elle est à court, elle évolue, mais cette évolution dépend de sa taille initiale...
2.1/: Séquence principale.
C'est ainsi que l'on nomme la partie de la vie de l'étoile durant laquelle elle consomme son carburant (hydrogène) avant d'évoluer. Cette évolution dépend de sa masse initiale. Plus une étoile est massive, plus elle consommera rapidement son hydrogène.
2.11/: Les naines brunes (M<0,08Ms).
Ce ne sont pas réellement des étoiles, mais des étoiles "ratées". Le nuage de gaz dans lequel elles sont nées n'était pas assez dense, et de ce fait, lorsqu'il s'est contracté, la température et la pression n'ont pas suffisamment augmenté. L'hydrogène n'a pas pu fusionner en hélium, seul le deutérium a pu fusionner. Les naines brunes se forment si la masse initiale est inférieure à 0,08Ms.
Leur découverte est assez récente et date de 1995 pour les 2 premières : Teide 1 et Gliese 229B.
Leur découverte est assez récente et date de 1995 pour les 2 premières : Teide 1 et Gliese 229B.
2.12/: Les naines rouges (0,08Ms<M<0,8Ms).
Ce sont des étoiles "économes" : elles consomment lentement leur carburant (hydrogène), ce qui leur confère une longévité exceptionnelle (entre 10 et 100 milliards d'années). Elles ont une température de surface plutôt faible, entre 2500 K et 4000 K, ce qui leur confère leur teinte rouge. Ce sont les plus courantes dans notre galaxie : elles représentent 80% des étoiles.
La première naine rouge découverte est Proxima Centauri (ou encore alpha centauri C ou Proxima du Centaure) par l'astronome Edward Barnard.
La première naine rouge découverte est Proxima Centauri (ou encore alpha centauri C ou Proxima du Centaure) par l'astronome Edward Barnard.
2.13/: Les étoiles ordinaires : jaunes et blanches (0,8Ms<M<6Ms).
Ce sont des étoiles de taille moyenne (on parle de naines jaunes pour M<1,2Ms). Leur température de surface est entre 5000 K et 6000 K. Leur durée de vie est d'environ 10 milliards d'années. Elles représentent 10% des étoiles de la Voie Lactée. Le Soleil est une naine jaune.
Les étoiles blanches ne doivent pas être confondues avec les naines blanche. En effet, elles appartiennent à la séquence principale, des réactions thermonucléaires ont lieu dans leur cœur : leur température de surface va de 7000 K à 10 000 K. Sirius A est une étoile blanche.
Les étoiles blanches ne doivent pas être confondues avec les naines blanche. En effet, elles appartiennent à la séquence principale, des réactions thermonucléaires ont lieu dans leur cœur : leur température de surface va de 7000 K à 10 000 K. Sirius A est une étoile blanche.
2.14/: Les géantes bleues (M>6Ms).
Ce sont de très grosses étoiles très chaudes et très brillantes : plus de 20 000 K en température de surface (d'où leur teinte bleutée). Du fait de leur masse importante, leur durée de vie est courte, de 10 à 100 millions d'années. En conséquences, elles sont assez rares.
Exemples de géantes bleues : Rigel (Beta Orionis), Deneb (Alpha Cygni).
Exemples de géantes bleues : Rigel (Beta Orionis), Deneb (Alpha Cygni).
2.2/: Evolution des étoiles naines.
Lorsque l'étoile n'a plus d'hydrogène, elle quitte la séquence principale. En fonction de sa température et donc de sa masse, d'autres chaîne de réactions nucléaires vont avoir lieu dans son cœur, donnant naissance à des éléments plus lourds, tels le carbone,l'azote, l'oxygène (cycle CNO) voire même du fer.
2.21/: Les géantes rouges.
Les géantes rouges sont le premier stade d'évolution des étoiles "moyennes" (0,8Ms<M<6Ms). Lorsque l'hydrogène est en trop faible quantité, les réactions thermonucléaires cessent dans le cœur Par conséquent, la température et la pression diminuent, l'équilibre hydrostatique dans lequel se trouvait l'étoile est rompu. Le phénomène de gravitation devient prépondérant et le cœur de l'étoile se contracte : les atomes d'hélium se rapprochent les uns des autres. Cette contraction entraîne une augmentation de la pression et de la température. Vers 100 millions de degrés Celsius, la température est telle que les atomes d'hélium fusionnent à leur tour pour former du carbone puis de l'oxygène. L'énergie libérée alors par ces nouvelles réactions thermonucléaires provoque une brusque augmentation de température et l'enveloppe résiduelle d'hydrogène entourant l'étoile se dilate, gonfle. Suite à l'augmentation du volume, pression et température rediminuent. La température de surface des géantes rouges n'excède guère les 4000 K, d'où leur couleur rouge.
Exemple de géante rouge : Bételgeuse
2.22/: Les naines blanches.
Ces étoiles correspondent à deux évolutions différentes :
- le premier stade des naines rouges.
- le deuxième stade des étoiles ordinaires (étape suivant la géante rouge).
Une naine blanche est "un cadavre d'étoile". Quand tout son carburant a été consommé, le cœur de l'étoile se comprime, à tel point que les noyaux d'atomes et les électrons contenus à l'intérieur sont rapprochés au maximum. Ils ne peuvent l'être davantage. On parle alors de matière dégénérée, qui est extrêmement dense : de l'ordre de une tonne par centimètre cube. Une cuillère à café remplie de matière dégénérée pèserait environ 3 tonnes, soit la masse d'un rhinocéros moyen ! Toutefois, grâce à cette matière dégénérée, elle reste très chaude, sa température de surface peut dépasser les 100 000 K. Sirius B est une naine blanche.
Lorsqu'elle a consommée tout son hélium, une géante rouge devient une naine blanche, en passant par ce qu'on appelle une "nébuleuse planétaire". Le vent stellaire disperse les couches externes de l'étoile, jusqu'à ce qu'il ne reste plus que son cœur fait de matière dégénérée : c'est la naine blanche.
En raison de leur faible masse, et donc de leur faible température, les naines rouges n'amorcent jamais la fusion de l'hélium dans leur cœur, et ne deviennent donc pas des géantes rouges. Elles passe directement au stade de naine blanche.
2.23/: Les naines noires.
C'est le dernier stade des étoiles de faible masse. Il suit celui de la naine blanche. Avec le temps, les naines blanches se refroidissent inexorablement et deviennent des naines noires. Cela cependant nécessite énormément de temps, et l'Univers est trop jeune pour que des naines noires aient pu se former.
2.3/: Evolution des étoiles massives (M>6Ms).
2.31/: Les supergéantes rouges.
2.21/: Les géantes rouges.
Exemple de géante rouge : Bételgeuse
2.22/: Les naines blanches.
Ces étoiles correspondent à deux évolutions différentes :
- le premier stade des naines rouges.
- le deuxième stade des étoiles ordinaires (étape suivant la géante rouge).
Une naine blanche est "un cadavre d'étoile". Quand tout son carburant a été consommé, le cœur de l'étoile se comprime, à tel point que les noyaux d'atomes et les électrons contenus à l'intérieur sont rapprochés au maximum. Ils ne peuvent l'être davantage. On parle alors de matière dégénérée, qui est extrêmement dense : de l'ordre de une tonne par centimètre cube. Une cuillère à café remplie de matière dégénérée pèserait environ 3 tonnes, soit la masse d'un rhinocéros moyen ! Toutefois, grâce à cette matière dégénérée, elle reste très chaude, sa température de surface peut dépasser les 100 000 K. Sirius B est une naine blanche.
Lorsqu'elle a consommée tout son hélium, une géante rouge devient une naine blanche, en passant par ce qu'on appelle une "nébuleuse planétaire". Le vent stellaire disperse les couches externes de l'étoile, jusqu'à ce qu'il ne reste plus que son cœur fait de matière dégénérée : c'est la naine blanche.
En raison de leur faible masse, et donc de leur faible température, les naines rouges n'amorcent jamais la fusion de l'hélium dans leur cœur, et ne deviennent donc pas des géantes rouges. Elles passe directement au stade de naine blanche.
2.23/: Les naines noires.
C'est le dernier stade des étoiles de faible masse. Il suit celui de la naine blanche. Avec le temps, les naines blanches se refroidissent inexorablement et deviennent des naines noires. Cela cependant nécessite énormément de temps, et l'Univers est trop jeune pour que des naines noires aient pu se former.
2.3/: Evolution des étoiles massives (M>6Ms).
2.31/: Les supergéantes rouges.
Ce sont les "grandes sœurs" des géantes rouges. C'est le premier stade d'évolution des étoiles massives. Erakis est une supergéante rouge.
2.32/: Les supernovae de type 2.
Lorsqu'une supergéante rouge a transformé tout son hélium en carbone et en oxygène, à la différence des géantes rouges, les réactions se poursuivent. Dans un premier temps (environ 100 000 ans) , le cœur s'effondre ; la température est suffisante pour que le carbone s'y transforme en néon et en magnésium. Ensuite, sur une durée de 20 ans, l'oxygène se change en silicium et soufre ; puis le silicium devient du fer. Là s'arrête les transformations. En effet, le transformer en un autre élément est trop coûteux en énergie. De plus, ce cœur de fer est incompressible : l'effondrement s'arrête, une onde de choc part du cœur et se propage vers l'extérieur de l'étoile. Cette dernière explose, expulsant matière et photons.
2.33/: Les supernovae de type 1.
Cela concerne un couple d'étoile, on parle d'étoiles binaires. En fait, initialement, l'étoile concernée n'est pas assez massive pour devenir une supernova (il s'agit d'une naine blanche), elle va être en quelque sorte "aidée" par sa voisine.
L'une des deux étoiles se transforme la première en naine blanche. Sa voisine, plus tard, se transforme à son tour, en géante (voire supergéante) rouge. Au cours de ce changement, la géante rouge transfert lentement son hydrogène vers la naine blanche. L'hydrogène va s'accumuler, faisant grossir la naine blanche. Lorsque la masse de cette dernière atteint 1,44Ms, la naine blanche dépasse la limite de Chandrasekhar et les réactions de fusion reprennent, et la naine blanche peut cette fois devenir une supernova de type 1.
2.34/: Et après l'explosion ?
Une nébuleuse en émission, on parle de rémanent de supernova : il s'agit de la matière éjectée au cours de l'explosion. Quant à l'étoile :
- pour les supernovae de type 1, il ne reste rien de l'étoile qui a explosé. L'étoile compagnon peut éventuellement "survivre".
- pour les supernovae de type 2, il reste un résidu compact, dont la nature dépend de la masse initiale de l'étoile, comme toujours. Il reste soit une étoile à neutrons, soit un trou noir si l'étoile à atteint le rayon de Schwarzchild (c.f. le powerpoint suivant, je mettrai bientôt une aide à sa compréhension).
L'étoile à neutrons se forme suite à l'explosion d'un supernova, elle est trop massive pour devenir une naine blanche. La pression dans son cœur est si forte que tous ses constituants sont devenus des neutrons, le tout maintenu ensemble grâce à l'interaction gravitationnelle. Elle est extrêmement dense (une masse de quelques Ms pour un diamètre de 20 km), encore plus qu'une naine blanche : c'est de l'ordre de 1 milliard de kg par centimètre cube ! (je vous laisse faire la conversion d'un cuillère à café remplie de masse d'étoile à neutrons en rhinocéros...).
L'étoile à neutrons tourne sur elle-même, comme toutes les étoiles, mais très rapidement (jusqu'à 1 tour toute les 0,002 seconde). En effet, plus la taille d'une étoile diminue, plus elle tourne rapidement, c'est un peu comme pour les patineurs quand ils ramènent leurs bras le long de leur corps.
Cette étoile est aussi appelée pulsar, car elle envoie des rayons X et d'autres rayonnements électromagnétiques à intervalles très réguliers, comme des pulsations cardiaques.
III/: Bilan.
Parce qu'un "bon dessin vaut mieux qu'un long discours"...
IV/: Vous avez dit bizarre ?
4.1/: Les étoiles variables.
Ce sont des étoiles dont la luminosité varie de manière conséquente sur de courtes périodes de temps. Il en existe plusieurs type, nous ne parlerons que des Céphéides.
Cette étoile est en "équilibre instable" : elle appartient à la séquence principale. Mais de manière périodique, c'est-à-dire à intervalles de temps réguliers, son enveloppe d'hydrogène gonfle (le phénomène de pression est prépondérant) avant de dégonfler (le phénomène de gravitation est prépondérant). Ce changement de taille peut prendre de 1 à 100 jours.
En quoi cela affecte sa luminosité ? Les photons, ces "grains" de lumières, doivent traverser toutes les couches de gaz de l'étoile pour en sortir, depuis le cœur où ils sont produit. Quand le gaz se dilate, pression, température et luminosité diminuent de ce fait.
4.2/: Les binaires X.
Il s'agit là d'un couple d'étoile, formé d'une étoile à neutron, et d'une géante rouge en devenir. Lorsque l'évolution en géante rouge débutera, l'hydrogène s'écoulera depuis cette étoile vers sa partenaire pulsar. Or, comme ce dernier est en rotation rapide, l'hydrogène forme un disque autour du pulsar avant de l'atteindre, et le gaz s'échauffe. C'est cette accrétion de matière et l'énergie que ce phénomène génère qui est à l'origine des émissions de rayons X.
4.1/: Les étoiles variables.
Ce sont des étoiles dont la luminosité varie de manière conséquente sur de courtes périodes de temps. Il en existe plusieurs type, nous ne parlerons que des Céphéides.
Cette étoile est en "équilibre instable" : elle appartient à la séquence principale. Mais de manière périodique, c'est-à-dire à intervalles de temps réguliers, son enveloppe d'hydrogène gonfle (le phénomène de pression est prépondérant) avant de dégonfler (le phénomène de gravitation est prépondérant). Ce changement de taille peut prendre de 1 à 100 jours.
En quoi cela affecte sa luminosité ? Les photons, ces "grains" de lumières, doivent traverser toutes les couches de gaz de l'étoile pour en sortir, depuis le cœur où ils sont produit. Quand le gaz se dilate, pression, température et luminosité diminuent de ce fait.
4.2/: Les binaires X.
Il s'agit là d'un couple d'étoile, formé d'une étoile à neutron, et d'une géante rouge en devenir. Lorsque l'évolution en géante rouge débutera, l'hydrogène s'écoulera depuis cette étoile vers sa partenaire pulsar. Or, comme ce dernier est en rotation rapide, l'hydrogène forme un disque autour du pulsar avant de l'atteindre, et le gaz s'échauffe. C'est cette accrétion de matière et l'énergie que ce phénomène génère qui est à l'origine des émissions de rayons X.
Photos en lien : - site de la NASA Astronomy Picutre Of the Day, http://apod.nasa.gov/apod/
- site de Ciel et Espace photo, http://www.cieletespacephotos.fr/main.php
Remarque : APOD existe en version française, http://www.cidehom.com/apod.php
- site de Ciel et Espace photo, http://www.cieletespacephotos.fr/main.php
Remarque : APOD existe en version française, http://www.cidehom.com/apod.php
