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Gilgamesh Moderator le 09 Avril 2007 20:48
Pour continuer après le petit cours sur les transferts d'énergie, une note sur le destin étrange et spectaculaire des...
Géantes rouges
Toutes les étoiles deviennent des géantes. En général, on résume leur fin de façon lapidaire en ce terme : géante rouge. Après avoir expulsé une partie de son enveloppe l'étoile se flétrie et forme en un reliquat dense, antithèse de la géante rouge, la naine blanche ; pour les étoile massive elle explose en laissant un corps encore plus dense, un coeur de neutron, voire un trou noir. Dans l'ensemble c'est assez sexy. On passe de la géante à la naine, du rouge au blanc, du très expansif au très contracté.
Sur l'intermède "très expansé", on trouve peu de détails. Pour une part certainement parce que cette étape est complexe. Pour une autre peut-être parce que ce n'est qu'un intermède de quelques millions d'années dans la vie d'un astre qui se mesure couramment en centaines de millions ou en milliards d'années. Il y a tout de même lieu d'en dire un peu plus et de gratter les scories qu'une vulgarisation, toujours bienvenue, laisse sur ses traces.
Les modèles d'évolutions stellaires passent beaucoup de temps au stade géante rouge parce qu'il s'y passe un grand nombre de choses.
Evolution sur la séquence principale
Note de lecture préliminaire : dans ce qui suit, le symbole ☉ est à lire "solaire", c'est à dire rapporté à notre étoile, le Soleil.
Ainsi 1 M☉ se lit une masse solaire. 1 L☉, une luminosité solaire, etc.
Disons tout d'abord que l'on devient lentement une géante. Il n'y a pas tout d'un coup une catastrophe qui fait changer de nature le Soleil - en général il s'agit de lui et de la Fin du Monde que cela représente (1).
Les étoiles sont des "précipités" assez brutaux (2) de gaz galactique et leur composition est au départ homogène sur tout le rayon. Dans le schéma ci-dessous, le long de la diagonale qui forme la base des différents tracés, dans la bande jaune, l'étoiles est sur sa séquence principale (SP). C'est là qu'elle passe le plus de temps durant toute son existence, en brulant calmement son hydrogène. L'évolution sur la séquence principale est plutôt discrète et très lente, d'autant plus que l'étoile est de faible masse.
Trajet d'évolution dans le diagramme de Hertzprung-Russell
Le schéma ci-dessus est un diagramme de Hertzprung-Russell ou diagramme H-R qui représente la position de l'étoile selon deux paramètre : la température de surface (en abscisse) et la luminosité (en ordonné), exprimé en luminosité solaire (1 L☉ = 4.1026 Watt). Les courbes de ce diagramme sont les tracés évolutifs des étoiles pour différente masses de départ, indiquée en masse solaire (1 M☉ = 2.1030 kg). Précisons que ces courbes théoriques ne sont valables que pour une métallicité donnée (ici égale à la métallicité solaire Z = 0,02). La métallicité exprime l'enrichissement de l'étoile en éléments lourds, plus lourds que H ou He. Une métallicité élevée est caractéristique des étoiles des bras galactiques, dite étoile de population I (le Soleil en fait partie). La transformation en géante rouge correspond à la trajectoire dirigée vers la droite, c'est à dire vers les températures de surface plus basses ; pour les étoiles de faible masse, comme le Soleil (1 M☉), les courbes grimpent en diagonale "en haut à droite", ce qui signifie que la luminosité de l'étoile augmente fortement tandis que pour les étoiles plus massives, les tracés sont presque horizontaux : à tous les stades de leurs existences, elles sont fortement brillantes.
(Crédit : Le cours à l'Observatoire)
Durant la séquence principale (bande jaune), une différenciation chimique a lieu dans le coeur de l'étoile, invisible pour l'observateur. A des centaines de milliers de kilomètres de la surface, les noyaux atomiques fusionnent, ce qui fait gagner à la matière, petit à petit, des points de densité.
Les noyaux formés par fusion étant de numéro atomique plus élevé que les noyaux réactant, ils fusionnent plus difficilement à une température donnée (la répulsion électrostatique est plus forte). L'ignition de l'hélium nécessite des températures dix fois plus élevées que celle de l'hydrogène, 100 MK (millions de degrés) au lieu de 10 MK. Les produits de réaction, l'hélium pour commencer, sont donc inertes initialement au sein du réactant.
Ces cendres de réaction étant plus denses que le réactant, les enveloppes du coeur les plus internes, les plus chaudes donc, et présentant les taux de réaction les plus élevés, vont commencer à se contracter quand tout leur hydrogène se sera converti en hélium. A ceci s'ajoute, en mineur, que l'hélium produit dans les enveloppes plus externes va sédimenter par diffusion gravitationnelle vers le centre, augmentant la masse en contraction.
Au centre de l'étoile se forme ainsi un coeur inerte, en contraction, de plus en plus massif et de plus en plus chaud.
Il s'agit là d'un point assez curieux - et fondamental - à retenir. C'est parce que les noyaux d'hélium ne fusionnent pas, c-à-d qu'ils ne dégagent pas d'énergie thermonucléaire, que la température augmente au sein de l'étoile. Si l'hélium était fusible à la même température, ou à une température légèrement supérieure à celle nécessaire pour fusionner l'hydrogène, l'augmentation du taux de réaction dans le coeur converti en cendre d'hélium engendrerait un surcroit de production d'énergie qui en contrarierait la contraction. Ce qui provoque la montée en température c'est qu'étant plus dense à température égale, son rayon diminue ; or une masse qui se rapproche de son centre de gravité perd de l'énergie potentielle de gravitation, laquelle est convertie en chaleur, d'où une montée en température. Comme ce coeur rayonne vers les couches extérieures, il perd cette énergie et la contraction peut se poursuivre.
En rayonnant, cette masse pourrait se mettre à l'équilibre, mais il s'ajoute à ceci qu'un coeur constitué de 'cendres', plus denses que le milieu initial, rassemble une masse plus importante pour un volume donné. De ce fait, l'intensité du champs de gravité croit au sein du coeur (les masses sont plus rapprochées) et le centre de l'étoile doit supporter un poids plus important. Pour équilibrer ce poids, la pression centrale doit augmenter. L'origine de la pression étant thermique, la température d'équilibre d'un coeur "évolué" d'hélium est plus élevée que celle du coeur d'hydrogène initial, à masse globale constante.
Durant la séquence principale, la température centrale n'évolue que très lentement (elle augmente d'environ 50%). A la fin de la combustion de l'hydrogène, le coeur perd son soutien thermonucléaire et la pression de rayonnement chute abruptement. Rien n'empêche plus alors au coeur de se contracter et sa température d'augmenter en conséquence.
A titre illustratif, pour un modèle de 1.1 M☉, la température centrale passe de 14,7 MK à 23,7 Mk en 9 milliards d'années. Une fois que l'hydrogène central complètement consumé, elle passe de 23,7 MK à 67 MK en 700 millions d'années.
La lente montée en température du coeur d'hélium explique la lente évolution de l'étoile sur sa séquence principale. La brutale contraction du coeur guide sa conversion en géante rouge.
Il faut maintenant distinguer le cas des étoiles massives de celui des étoiles de plus faibles masses.
Individualisons tout d'abord le cas des étoiles vraiment très massive (M >30 M☉) et en rotation. Dans leur cas, la perte de masse est si énorme durant leur évolution qu'elles en perdent leur enveloppe d'hydrogène, voire leur couche d'hélium (ce sont les fameuses étoile Wolf-Rayet). Elles restent durant toute leur évolution dans la partie bleue du diagramme HR et ne forment donc pas de géantes rouges.
Considérons maintenant le cas plus général des étoiles "raisonnablement" massives, au delà de 1,5 M☉. Dépassé ce seuil, le coeur brûle selon le cycle CNO (1 variante), dont la dépendance à la température est très forte (en T16) :
Cycle CNO :
ε : production spécifique d'énergie, par unité de masse (en W.kg-1):
X concentration de l'élément en indice
p le proton (noyau d'hydrogène)
CNO les 3 éléments (carbone - oxygène - azote) catalysant le cycle du même nom
∝ : "proportionnel à"
Du fait de cette forte dépendance en température, l'épaisseur qui combuste autour du coeur inerte est de faible épaisseur et l'intensité du taux de combustion par unité de masse très élevée. Le flux dégagé au sein de cette faible épaisseur est donc très important et pour conduire cette chaleur vers l'extérieur, les transfert radiatifs sont insuffisants : le cœur est convectif, donc brassé énergiquement, ce qui contrarie la sédimentation des cendres : l'évolution chimique est identique en tout point. Le coeur ne se contracte que très lentement, dans un mouvement d'ensemble, entrainant une faible augmentation de la luminosité. L'enveloppe se dilate très lentement, entrainant un refroidissement superficiel.
L'hydrogène se raréfie, et la zone réactionnelle étant homogène, cette raréfaction a lieu simultanément sur l'ensemble du volume : la transition est brutale, le coeur subit une compression d'ensemble. L'hydrogène brule maintenant sur une coquille extérieur, a des température plus élevé. la luminosité augmente et l'étoile bleuit.
> Sur le diagramme HR, cela se traduit par un tracé dirigé vers le haut pour commencer (luminosité croissante) et vers la droite (température décroissante), puis vers la gauche (température croissante) au sein même de la séquence principale.
Dans le cas des étoiles de plus faible masse (M < 1,5 M☉), la chaîne p-p (dont il existent 3 variantes) est majoritaire. Sa dépendance à la température est forte mais dans des proportions bien moindres que celle du cycle CNO (en T4 seulement).
Chaine p-p
Les conditions de combustions sont donc atteinte sur une plus forte épaisseur, la combustion a lieu 'dans la masse'. L'intensité spécifique d'énergie dégagée est moindre et les transferts radiatifs sont suffisants pour conduire la chaleur vers l'enveloppe. Le cœur est radiatif. Il est statique (non brassé) et les produits de combustion peuvent déposer en milieu calme. Au fur et à mesure de la croissance du coeur inerte, la fusion se déplace vers l'extérieur, embrassant un périmètre croissant assis sur un coeur de plus en plus chaud, les deux facteur contribuant à l'augmentation de la luminosité. Celle-ci reste modeste, de l'ordre de 20% sur l'ensemble de la séquence principale, pour fixer les idées.
> Sur le diagramme HR, cela se traduit par un tracé dirigé vers le haut (luminosité croissante) et vers la gauche (température croissante), au sein même de la séquence principale.
La conversion en géante rouge
Quelle que soit la masse de l'étoile, on peut noter que les étoiles quitte la SP selon un trajet horizontal sur le diagramme HR, c'est à dire à luminosité quasi-constante et à température décroissante.
Dans tous les cas, on est en présence d'une sphère d'hydrogène renfermant une sphère d'hélium qui la réchauffe. On comprend que la coquille réactionnelle se dilate autour du coeur en contraction, et que sa densité diminue. On comprend plus difficilement que ceci entraine par contre coup, selon une phénoménologie encore difficile à expliciter que les couches externes de l'enveloppe se dilatent également ; faute de quoi il est vrai qu'on se trouverait dans la situation où un milieu plus dense en surmonterait un moins dense, situation instable. L'étoile grossit considérablement à luminosité à peu près constante, c'est ce que l'on constate mais le phénomène reste assez étonnant. Les observations prouvent clairement que l'évolution vers le stade de géante rouge opère, et l'intégration numérique des équations qui gouvernent la structure stellaire reproduit bien cette évolution, et pourtant il n'est pas possible d'en nommer la cause avec exactitude. Toujours est-il qu'une nouvelle configuration hydrostatique s'établit au sein de l'étoile. Elle est devenue géante.
La surface augmentant avec le carré du rayon, le flux d'énergie par unité de surface diminue considérablement ce qui entraine une chute de la température de surface.
T* désignant la température de surface, L la luminosité et R le rayon de l'étoile.
Une augmentation de R à L constant fait chuter T.
Le refroidissement de la surface décalle le spectre vers la droite : la géante rougit...
Dans le cas des étoiles massives (M > 1,5 M☉) : après le bref réchauffement en fin de SP, la zone de fusion atteint la limite de température permettant l'entretien du cycle CNO. La production d'énergie diminue brutalement, la contraction gravitationnelle reprend, chauffe les couches externes qui se dilatent.
Dans le cas des étoiles de moindre masse (M < 1,5 M☉), le phénomène est essentiellement le même mais il est plus progressif. Pour les étoiles de masse un peu plus importante que le Soleil (à partir de 1,1 environ), dans un premier temps, les couches externes étant beaucoup plus proches du cœur que chez les étoiles massives, se dilatent peu, et se réchauffent. L'étoile bleuit légèrement. Rapidement, la dilatation l'emporte sur la gravité, les couches externes s'éloignent et se refroidissent ; l'étoile commence à rougir,
> Sur le diagramme HR, cela se traduit par un tracé en zig zag d'abord vers le haut (luminosité croissante) et vers la gauche (température croissante), avant de retourner vers la droite (température décroissante).
Détail du trajet d'évolution dans le diagramme de Hertzprung-Russell entre 0,9 et 2,0 M☉
a) Evolution de la luminosité (en L/L☉)
Le trajet en zig-zag (réchauffement avec augmentation de la luminosité suivi d'un refroidissement à luminosité constante) est bien visible pour les étoiles de plus de 1.1 M☉
b) Evolution du rayon de l'étoile (en R/R☉)
Entre 1.0 et 1.1 masse solaire, le facteur de croissance du rayon passe de ×101,15 = 15 à ×101,85 = 70. Le modèle est très dépendant à la masse. Il est également sensible à la métallicité, dans une moindre mesure. Pour un Z = 0.001 (20 fois plus faible), le diamètre maximal double dans le cas du Soleil et la température de surface passe de 4760°C à 5000°C
La température de l'enveloppe baisse également ce qui entraîne la recombinaison partielle des électrons avec les ions les plus massifs : l'opacité augmente, déclenchant un mouvement de convection qui évacue efficacement la chaleur de l'étoile. L'étoile continue de gonfler mais cette fois sa luminosité augmente, plusieurs centaine de fois dans le cas des petites étoiles (M < 2M☉), ce qui les amène sur la branche des géantes rouge. L'enveloppe convective devient plus profonde et pénètre dans la zone de combustion de l'hydrogène, ce qui ramène la matière de ces zones profondes vers la surface. C'est le premier dragage convectif (dredge-up). L'observation des abondances isotopiques du carbone et de l'oxygène (12C, 13C, 16O, 17O, 18O) dans l'atmosphère des GR permet d'affiner les modèles de structure et de nucléosynthèse.
Au centre, on trouve le coeur d'hélium, inerte, minuscule et très dense tandis que l'enveloppe s'étend sur des centaines de millions de kilomètres, avec une densité inférieure à celle de l'atmosphère terrestre. La gravité de surface de ces étoiles est minuscule, quelque millième de la gravité terrestre, alors qu'elle est par exemple 28 fois plus intense à la surface du Soleil actuellement. L'enveloppe subissant peu la gravité, elle peut s'en détacher facilement et les géantes rouges présentent des pertes de masse considérables de l'ordre de 10-3 - 10-4 M☉/an sous forme de vents stellaires. Les valeurs de ces pertes de masses restent très incertaines et mal comprises mais il semblerait qu'elles soient en grande partie liées aux métaux présent dans l'atmosphère, notamment au fer, qui est très opaque dans ces conditions, et qui subirait donc préférentiellement la pression de radiation.
Triple alpha et flash d'hélium
Et tandis que l'étoile monte sur la branche des géante, son coeur d'hélium continue à se contracter. Sa masse augmente, alimentée par la combustion de la coquille d'hydrogène.
Quand la température centrale atteint 1 à 2.108 K, l'hélium 4 entre en combustion pour produire du carbone 12. Par effet tunnel, deux noyaux 4He (aka particule α) parviennent à surmonter la répulsion électrostatique et produisent un noyau de béryllium 8Be, particule très instable avec une durée de vie de ~10-16 s. Pendant cet infime laps de temps elle a une faible probabilité de capturer une autre particule α pour former un 12C.
Soit :
4He + 4He ➝ 8Be + γ
8Be + 4He ➝ 12C + γ
γ désignant un photon gamma.
On trouve de grandes quantités de carbone dans l'univers, et il n'existe pas dans le gaz primordial, preuve qu'il est formé dans les étoiles, dans l'atmosphère desquelles on le mesure. Cette synthèse n'a pourtant pas été sans soulever de sérieux obstacles théoriques touchant à sa faisabilité. Il n'existe pas d'isotope stable à 5 nucléons. Partant de l'hélium 4, on ne peut donc poursuivre la nucléosynthèse en lui faisant absorber un des protons ambiants. La solution réside dans la fusion de deux noyaux d'hélium suivi d'une troisième comme indiqué ci-dessus. L'origine du problème réside dans l'instabilité de l'intermédiaire réactionnel 8Be qui rend cette succession très improbable a priori. A la vitesse d'agitation thermique des particules alpha à 100 MK (v ~ 130 km/s) on ne parcours guère plus d'un centième de nanomètre en cette durée là...
Par bonheur l'état fondamental du béryllium-8 a presque exactement la même énergie que deux particules alpha et, dans la seconde étape, le couple 8Be + 4He a presque exactement la même énergie que l'un des états excités de 12C. Ces résonances augmentent considérablement la probabilité qu'une particule alpha se combine avec un noyau de béryllium-8 pour former un atome de carbone (3).
C'est l'ensemble de ce processus que l'on appelle triple alpha L'énergie dégagée, ε3α = (m3α - m12C)c2 ~ 7,3 MeV. Son rendement de conversion masse - énergie est de ~ 0,05%, ce qui est 15 fois inférieur à celui de l'hydrogène en séquence principale ~ 0,7%. Ceci explique la brièveté de l'existence des géantes rouges : elles ne peuvent compter que sur de faible réserve d'énergie.
Le carbone ainsi formé va ensuite pouvoir réagir avec les atomes d'hélium présents pour former de l'oxygène 16 selon la réaction :
4He + 12C ➝ 16O + γ
À la fin de la phase de fusion de l'hélium, le cœur de l'étoile est donc composé majoritairement de carbone et d'oxygène.
On parle de flash d'hélium dans le cas des étoiles de faibles masses car lors de l'allumage la densité du coeur est de l'ordre de 107 kg.m-3 (10 kg par cm3) et le gaz d'électron est dégénéré. Un gaz dégénère sous très forte pression, quand la densité augmente au point que la distance moyenne entre les particules devient comparable à la longueur d'onde quantique de la particule. Un gaz dégénéré s'oppose à un gaz classique en ce que la pression ne dépend pas de la température mais seulement de la densité n des particules.
Pour un gaz classique : p = nkT
avec k la constante de Boltzmann
Pour un gaz dégénéré : p = Kn5/3
K une constante propre au phénomène
Dans ce qui précède, ne pas confondre le p de la pression avec p, symbole du proton
On se situe ici dans le cas où la vitesse des électron reste petite devant c. Si v approche de c, le gaz devient ultra-relativiste et l'exposant est en 4/3, la dépendance de la pression à la densité devient plus faible. C'est à noter pour plus tard...
Dans un gaz classique, une augmentation de la température provoque un abaissement de la pression, ce qui régule la réaction. En condition dégénérée, p étant indépendante de la température, elle ne baisse pas au moment de l'allumage des réaction thermonucléaire du triple alpha. Celles-ci se déroulent par conséquent à un rythme foudroyant et partout à la fois (le coeur est isotherme). Quelques siècles plus tard, l'énergie dégagée finit par dilater un peu le coeur, la densité décroit et la dégénérescence des électron disparait. L'hélium brule désormais normalement, tout comme dans les étoiles massives, dans lesquelles l'allumage a lieu en conditions non dégénérées.
On a vu que la contraction du coeur inerte augmentait la température centrale et donc le flux d'énergie sortant du coeur. L'allumage du coeur d'hélium, après avoir fait croitre la luminosité, finit par la faire baisser : le coeur se dilate, la température baisse et avec elle le rythme réactionnel.
> Sur le diagramme H-R, l'étoile se séplace vers la base de la branche des géantes rouges (vers le bas).
Les étoiles de faibles masse forme un coeur d'hélium de masse ~ 0,45 M☉ dont la combustion produit un débit d'énergie pratiquement constant L ~ 100 L☉ pendant 108 ans.
Si leur métallicité est comparable à celle du Soleil (Z = 0,02), leur température effective se maintient à T* ~ 3000 - 4000 K.
Si la métallicité est faible (étoile de première génération dites de population II, celles du Bulbe galactique ou des amas globulaires) elles brulent sur la branche horizontale à des températures plus élevée T* ~ 5000 - 12000 K.
Géante asymptotique et nébuleuses planétaires
La combustion de l'hélium achevée, le noyau est composé de carbone et d'oxygène. Privé d'énergie nucléaire, le coeur se contracte à nouveau, libérant de m'énergie gravitationnelle. La couche périphérique d'hélium s'allume et l'enveloppe se dilate une nouvelle fois.
> Sur le diagramme HR (non visible ci dessus) l'étoile recommence de monter le long de la banche des géante sur un trajet parallèle au précédent (géantes rouges assymptotiques). Pour les étoiles de masse M > 4 M☉, l'enveloppe pénètre à nouveau dans les zones de combustions de l'hydrogène (qui brule en coquille autour de l'hélium) : c'est le deuxième dragage convectif qui enrichit à nouveau l'enveloppe en hélium et autres produits du cycle CNO.
A ce stade, la structure de l'étoile devient complexe : au centre un coeur inerte de carbone et d'oxygène dégénéré en lente contraction, autour une couche d'hélium dont la base combuste, encore au dessus, une couche d'hydrogène dont la base combuste également et enfin, s'étendant très loin, l'énorme enveloppe convective. En certaine dernière phase de la vie de l'étoile, l'évolution s'avère difficile à suivre, même avec des modèles numériques. Les couches d'hélium et d'hydrogènes s'allument de façon intermitente. Lorsque la couche d'hélium s'allume, elle se dilate en repoussant la couche d'hydrogène qui se refroidit et s'éteint. Une fois l'hélium consommé, la couche d'hydrogène retombe, se réchauffe et se rallume. Ses cendres alimentent la couche d'hélium sous-jacente qui se comprime, s'échauffe et s'allume à nouveau. L'étoile est ainsi animée de pulsations thermiques. Durant cette phase, les mouvements convectifs mélangent en partie les couches d'hélium et d'hydrogène et cette dernière avec l'enveloppe. ce troisième dragage convectif enrichit une nouvelle fois la surface de l'étoile, en produits de la combustion de l'hélium cette fois, notamment du carbone. L'existence de nombreuses étoiles carbonées (géante rouge exhibant un spectre riche en raie du carbone) plaide en faveur de ce scénario.
La dernière phase de la vie de l'étoile se caractérise par un intense vent stellaire qui dépouille l'étoile d'une grande partie de son enveloppe, sur une durée d'environ ~107 ans. Cette dispertion entraîne avec elle les produits de la combustion de l'hélium, dont le carbone, ce qui participe à l'enrichissement chimique de la Galaxie.
L'étoile dévoile des couches internes chaudes : sa température de surface augmente.
> Sur le diagramme HR cela se traduit par un déplacement vers la gauche.
Au dela de T* ~ 30 000 K, le flux ultraviolet ionise l'enveloppe expulsée. Ce phénomène est à l'origine des nébuleuses planétaires, éphémères et spectaculaires structures gazeuses multicolores. Ces enveloppe se diluent dans l'espace en ~105 ans, ce qui explique la rareté des nébuleuses planétaires observables.
La nébuleuse Hélix (NGC 7293), une des nébuleuses planétaires les plus proches de la Terre (650 al). (Crédit : NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA)
Détail de la nébuleuse Helix, montrant les filaments de forme "cométaire" sur l'anneau intérieur. Au centre, le minuscule point blanc est la naine blanche qui irradie l'ensemble de son flux UV
La nébuleuse de l'Oeil de Chat (NGC 6543), observée en 2004 par le télescope spatial. Elle présente au moins 11 coquilles concentriques de matière éjectée (Crédit : NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA)
Naine blanche
A la fin de cette phase d'expulsion, il ne reste que le coeur dégénéré de carbone et d'oxygène, inerte et écrasé sous son propre poids, seulement soutenue par la pression de dégénerscence de ses électron. Le diamètre de la naine blanche est du même odre que celui de la Terre mais sa masse est "stellaire" M ~ 0,5 - 1 M☉.
Et ceci est une autre histoire...
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Notes :
(1) Notons qu'il y a souvent quelques naïvetés dans cette figure obligée sur la fin des étoiles, lancée en fin de conférence ou en conclusion d'article.
(2) Après une phase d'effondrement du nuage est assez longue (quelques millions d'années), durant laquelle il se fragmente en différents embryons stellaires, la dernière étape de fragmentation qui conduit à l'étoile se chiffre en centaines d'années pour une masse solaire.
(3) Le fait que l'existence du carbone nécessite que ces niveaux énergétiques aient exactement les "bonnes" valeurs fut avancé de façon très controversée par Fred Hoyle sous la forme d'un désormais très généralisé principe anthropique. Sous la forme proposée initialement, la valeur de l'argument n'est pas douteuse, pourtant. Mais elle renverse les termes classique de la cause et de l'effet au plan épistémologique. Ce qui à mon avis n'a rien de gênant quand c'est dans le sens que le fait observé de façon sûr et certaine entraine comme prédiction logique que la cause est de tel ordre.
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Pour aller plus loin :
Un cours récent, complet et accessible de Jacques Gispert, de l'Observatoire de Marseille.
Un panel très complet de formules de physique stellaire pour implémenter une simulation.
Applet Java de simulation d'évolution stellaire
Pages perso :
http://www.cvconseils.com/etoiles.html
http://www.ac-nice.fr/clea/EvolStel.html
Géantes rouges
Toutes les étoiles deviennent des géantes. En général, on résume leur fin de façon lapidaire en ce terme : géante rouge. Après avoir expulsé une partie de son enveloppe l'étoile se flétrie et forme en un reliquat dense, antithèse de la géante rouge, la naine blanche ; pour les étoile massive elle explose en laissant un corps encore plus dense, un coeur de neutron, voire un trou noir. Dans l'ensemble c'est assez sexy. On passe de la géante à la naine, du rouge au blanc, du très expansif au très contracté.
Sur l'intermède "très expansé", on trouve peu de détails. Pour une part certainement parce que cette étape est complexe. Pour une autre peut-être parce que ce n'est qu'un intermède de quelques millions d'années dans la vie d'un astre qui se mesure couramment en centaines de millions ou en milliards d'années. Il y a tout de même lieu d'en dire un peu plus et de gratter les scories qu'une vulgarisation, toujours bienvenue, laisse sur ses traces.
Les modèles d'évolutions stellaires passent beaucoup de temps au stade géante rouge parce qu'il s'y passe un grand nombre de choses.
Evolution sur la séquence principale
Note de lecture préliminaire : dans ce qui suit, le symbole ☉ est à lire "solaire", c'est à dire rapporté à notre étoile, le Soleil.
Ainsi 1 M☉ se lit une masse solaire. 1 L☉, une luminosité solaire, etc.
Disons tout d'abord que l'on devient lentement une géante. Il n'y a pas tout d'un coup une catastrophe qui fait changer de nature le Soleil - en général il s'agit de lui et de la Fin du Monde que cela représente (1).
Les étoiles sont des "précipités" assez brutaux (2) de gaz galactique et leur composition est au départ homogène sur tout le rayon. Dans le schéma ci-dessous, le long de la diagonale qui forme la base des différents tracés, dans la bande jaune, l'étoiles est sur sa séquence principale (SP). C'est là qu'elle passe le plus de temps durant toute son existence, en brulant calmement son hydrogène. L'évolution sur la séquence principale est plutôt discrète et très lente, d'autant plus que l'étoile est de faible masse.
Le schéma ci-dessus est un diagramme de Hertzprung-Russell ou diagramme H-R qui représente la position de l'étoile selon deux paramètre : la température de surface (en abscisse) et la luminosité (en ordonné), exprimé en luminosité solaire (1 L☉ = 4.1026 Watt). Les courbes de ce diagramme sont les tracés évolutifs des étoiles pour différente masses de départ, indiquée en masse solaire (1 M☉ = 2.1030 kg). Précisons que ces courbes théoriques ne sont valables que pour une métallicité donnée (ici égale à la métallicité solaire Z = 0,02). La métallicité exprime l'enrichissement de l'étoile en éléments lourds, plus lourds que H ou He. Une métallicité élevée est caractéristique des étoiles des bras galactiques, dite étoile de population I (le Soleil en fait partie). La transformation en géante rouge correspond à la trajectoire dirigée vers la droite, c'est à dire vers les températures de surface plus basses ; pour les étoiles de faible masse, comme le Soleil (1 M☉), les courbes grimpent en diagonale "en haut à droite", ce qui signifie que la luminosité de l'étoile augmente fortement tandis que pour les étoiles plus massives, les tracés sont presque horizontaux : à tous les stades de leurs existences, elles sont fortement brillantes.
(Crédit : Le cours à l'Observatoire)
Durant la séquence principale (bande jaune), une différenciation chimique a lieu dans le coeur de l'étoile, invisible pour l'observateur. A des centaines de milliers de kilomètres de la surface, les noyaux atomiques fusionnent, ce qui fait gagner à la matière, petit à petit, des points de densité.
Les noyaux formés par fusion étant de numéro atomique plus élevé que les noyaux réactant, ils fusionnent plus difficilement à une température donnée (la répulsion électrostatique est plus forte). L'ignition de l'hélium nécessite des températures dix fois plus élevées que celle de l'hydrogène, 100 MK (millions de degrés) au lieu de 10 MK. Les produits de réaction, l'hélium pour commencer, sont donc inertes initialement au sein du réactant.
Ces cendres de réaction étant plus denses que le réactant, les enveloppes du coeur les plus internes, les plus chaudes donc, et présentant les taux de réaction les plus élevés, vont commencer à se contracter quand tout leur hydrogène se sera converti en hélium. A ceci s'ajoute, en mineur, que l'hélium produit dans les enveloppes plus externes va sédimenter par diffusion gravitationnelle vers le centre, augmentant la masse en contraction.
Au centre de l'étoile se forme ainsi un coeur inerte, en contraction, de plus en plus massif et de plus en plus chaud.
Il s'agit là d'un point assez curieux - et fondamental - à retenir. C'est parce que les noyaux d'hélium ne fusionnent pas, c-à-d qu'ils ne dégagent pas d'énergie thermonucléaire, que la température augmente au sein de l'étoile. Si l'hélium était fusible à la même température, ou à une température légèrement supérieure à celle nécessaire pour fusionner l'hydrogène, l'augmentation du taux de réaction dans le coeur converti en cendre d'hélium engendrerait un surcroit de production d'énergie qui en contrarierait la contraction. Ce qui provoque la montée en température c'est qu'étant plus dense à température égale, son rayon diminue ; or une masse qui se rapproche de son centre de gravité perd de l'énergie potentielle de gravitation, laquelle est convertie en chaleur, d'où une montée en température. Comme ce coeur rayonne vers les couches extérieures, il perd cette énergie et la contraction peut se poursuivre.
En rayonnant, cette masse pourrait se mettre à l'équilibre, mais il s'ajoute à ceci qu'un coeur constitué de 'cendres', plus denses que le milieu initial, rassemble une masse plus importante pour un volume donné. De ce fait, l'intensité du champs de gravité croit au sein du coeur (les masses sont plus rapprochées) et le centre de l'étoile doit supporter un poids plus important. Pour équilibrer ce poids, la pression centrale doit augmenter. L'origine de la pression étant thermique, la température d'équilibre d'un coeur "évolué" d'hélium est plus élevée que celle du coeur d'hydrogène initial, à masse globale constante.
Durant la séquence principale, la température centrale n'évolue que très lentement (elle augmente d'environ 50%). A la fin de la combustion de l'hydrogène, le coeur perd son soutien thermonucléaire et la pression de rayonnement chute abruptement. Rien n'empêche plus alors au coeur de se contracter et sa température d'augmenter en conséquence.
A titre illustratif, pour un modèle de 1.1 M☉, la température centrale passe de 14,7 MK à 23,7 Mk en 9 milliards d'années. Une fois que l'hydrogène central complètement consumé, elle passe de 23,7 MK à 67 MK en 700 millions d'années.
La lente montée en température du coeur d'hélium explique la lente évolution de l'étoile sur sa séquence principale. La brutale contraction du coeur guide sa conversion en géante rouge.
Il faut maintenant distinguer le cas des étoiles massives de celui des étoiles de plus faibles masses.
Individualisons tout d'abord le cas des étoiles vraiment très massive (M >30 M☉) et en rotation. Dans leur cas, la perte de masse est si énorme durant leur évolution qu'elles en perdent leur enveloppe d'hydrogène, voire leur couche d'hélium (ce sont les fameuses étoile Wolf-Rayet). Elles restent durant toute leur évolution dans la partie bleue du diagramme HR et ne forment donc pas de géantes rouges.
Considérons maintenant le cas plus général des étoiles "raisonnablement" massives, au delà de 1,5 M☉. Dépassé ce seuil, le coeur brûle selon le cycle CNO (1 variante), dont la dépendance à la température est très forte (en T16) :
Cycle CNO :
ε : production spécifique d'énergie, par unité de masse (en W.kg-1):
X concentration de l'élément en indice
p le proton (noyau d'hydrogène)
CNO les 3 éléments (carbone - oxygène - azote) catalysant le cycle du même nom
∝ : "proportionnel à"
Du fait de cette forte dépendance en température, l'épaisseur qui combuste autour du coeur inerte est de faible épaisseur et l'intensité du taux de combustion par unité de masse très élevée. Le flux dégagé au sein de cette faible épaisseur est donc très important et pour conduire cette chaleur vers l'extérieur, les transfert radiatifs sont insuffisants : le cœur est convectif, donc brassé énergiquement, ce qui contrarie la sédimentation des cendres : l'évolution chimique est identique en tout point. Le coeur ne se contracte que très lentement, dans un mouvement d'ensemble, entrainant une faible augmentation de la luminosité. L'enveloppe se dilate très lentement, entrainant un refroidissement superficiel.
L'hydrogène se raréfie, et la zone réactionnelle étant homogène, cette raréfaction a lieu simultanément sur l'ensemble du volume : la transition est brutale, le coeur subit une compression d'ensemble. L'hydrogène brule maintenant sur une coquille extérieur, a des température plus élevé. la luminosité augmente et l'étoile bleuit.
> Sur le diagramme HR, cela se traduit par un tracé dirigé vers le haut pour commencer (luminosité croissante) et vers la droite (température décroissante), puis vers la gauche (température croissante) au sein même de la séquence principale.
Dans le cas des étoiles de plus faible masse (M < 1,5 M☉), la chaîne p-p (dont il existent 3 variantes) est majoritaire. Sa dépendance à la température est forte mais dans des proportions bien moindres que celle du cycle CNO (en T4 seulement).
Chaine p-p
Les conditions de combustions sont donc atteinte sur une plus forte épaisseur, la combustion a lieu 'dans la masse'. L'intensité spécifique d'énergie dégagée est moindre et les transferts radiatifs sont suffisants pour conduire la chaleur vers l'enveloppe. Le cœur est radiatif. Il est statique (non brassé) et les produits de combustion peuvent déposer en milieu calme. Au fur et à mesure de la croissance du coeur inerte, la fusion se déplace vers l'extérieur, embrassant un périmètre croissant assis sur un coeur de plus en plus chaud, les deux facteur contribuant à l'augmentation de la luminosité. Celle-ci reste modeste, de l'ordre de 20% sur l'ensemble de la séquence principale, pour fixer les idées.
> Sur le diagramme HR, cela se traduit par un tracé dirigé vers le haut (luminosité croissante) et vers la gauche (température croissante), au sein même de la séquence principale.
La conversion en géante rouge
Quelle que soit la masse de l'étoile, on peut noter que les étoiles quitte la SP selon un trajet horizontal sur le diagramme HR, c'est à dire à luminosité quasi-constante et à température décroissante.
Dans tous les cas, on est en présence d'une sphère d'hydrogène renfermant une sphère d'hélium qui la réchauffe. On comprend que la coquille réactionnelle se dilate autour du coeur en contraction, et que sa densité diminue. On comprend plus difficilement que ceci entraine par contre coup, selon une phénoménologie encore difficile à expliciter que les couches externes de l'enveloppe se dilatent également ; faute de quoi il est vrai qu'on se trouverait dans la situation où un milieu plus dense en surmonterait un moins dense, situation instable. L'étoile grossit considérablement à luminosité à peu près constante, c'est ce que l'on constate mais le phénomène reste assez étonnant. Les observations prouvent clairement que l'évolution vers le stade de géante rouge opère, et l'intégration numérique des équations qui gouvernent la structure stellaire reproduit bien cette évolution, et pourtant il n'est pas possible d'en nommer la cause avec exactitude. Toujours est-il qu'une nouvelle configuration hydrostatique s'établit au sein de l'étoile. Elle est devenue géante.
La surface augmentant avec le carré du rayon, le flux d'énergie par unité de surface diminue considérablement ce qui entraine une chute de la température de surface.
T* désignant la température de surface, L la luminosité et R le rayon de l'étoile.
Une augmentation de R à L constant fait chuter T.
Le refroidissement de la surface décalle le spectre vers la droite : la géante rougit...
Dans le cas des étoiles massives (M > 1,5 M☉) : après le bref réchauffement en fin de SP, la zone de fusion atteint la limite de température permettant l'entretien du cycle CNO. La production d'énergie diminue brutalement, la contraction gravitationnelle reprend, chauffe les couches externes qui se dilatent.
Dans le cas des étoiles de moindre masse (M < 1,5 M☉), le phénomène est essentiellement le même mais il est plus progressif. Pour les étoiles de masse un peu plus importante que le Soleil (à partir de 1,1 environ), dans un premier temps, les couches externes étant beaucoup plus proches du cœur que chez les étoiles massives, se dilatent peu, et se réchauffent. L'étoile bleuit légèrement. Rapidement, la dilatation l'emporte sur la gravité, les couches externes s'éloignent et se refroidissent ; l'étoile commence à rougir,
> Sur le diagramme HR, cela se traduit par un tracé en zig zag d'abord vers le haut (luminosité croissante) et vers la gauche (température croissante), avant de retourner vers la droite (température décroissante).
a) Evolution de la luminosité (en L/L☉)
Le trajet en zig-zag (réchauffement avec augmentation de la luminosité suivi d'un refroidissement à luminosité constante) est bien visible pour les étoiles de plus de 1.1 M☉
Entre 1.0 et 1.1 masse solaire, le facteur de croissance du rayon passe de ×101,15 = 15 à ×101,85 = 70. Le modèle est très dépendant à la masse. Il est également sensible à la métallicité, dans une moindre mesure. Pour un Z = 0.001 (20 fois plus faible), le diamètre maximal double dans le cas du Soleil et la température de surface passe de 4760°C à 5000°C
La température de l'enveloppe baisse également ce qui entraîne la recombinaison partielle des électrons avec les ions les plus massifs : l'opacité augmente, déclenchant un mouvement de convection qui évacue efficacement la chaleur de l'étoile. L'étoile continue de gonfler mais cette fois sa luminosité augmente, plusieurs centaine de fois dans le cas des petites étoiles (M < 2M☉), ce qui les amène sur la branche des géantes rouge. L'enveloppe convective devient plus profonde et pénètre dans la zone de combustion de l'hydrogène, ce qui ramène la matière de ces zones profondes vers la surface. C'est le premier dragage convectif (dredge-up). L'observation des abondances isotopiques du carbone et de l'oxygène (12C, 13C, 16O, 17O, 18O) dans l'atmosphère des GR permet d'affiner les modèles de structure et de nucléosynthèse.
Au centre, on trouve le coeur d'hélium, inerte, minuscule et très dense tandis que l'enveloppe s'étend sur des centaines de millions de kilomètres, avec une densité inférieure à celle de l'atmosphère terrestre. La gravité de surface de ces étoiles est minuscule, quelque millième de la gravité terrestre, alors qu'elle est par exemple 28 fois plus intense à la surface du Soleil actuellement. L'enveloppe subissant peu la gravité, elle peut s'en détacher facilement et les géantes rouges présentent des pertes de masse considérables de l'ordre de 10-3 - 10-4 M☉/an sous forme de vents stellaires. Les valeurs de ces pertes de masses restent très incertaines et mal comprises mais il semblerait qu'elles soient en grande partie liées aux métaux présent dans l'atmosphère, notamment au fer, qui est très opaque dans ces conditions, et qui subirait donc préférentiellement la pression de radiation.
Triple alpha et flash d'hélium
Et tandis que l'étoile monte sur la branche des géante, son coeur d'hélium continue à se contracter. Sa masse augmente, alimentée par la combustion de la coquille d'hydrogène.
Quand la température centrale atteint 1 à 2.108 K, l'hélium 4 entre en combustion pour produire du carbone 12. Par effet tunnel, deux noyaux 4He (aka particule α) parviennent à surmonter la répulsion électrostatique et produisent un noyau de béryllium 8Be, particule très instable avec une durée de vie de ~10-16 s. Pendant cet infime laps de temps elle a une faible probabilité de capturer une autre particule α pour former un 12C.
Soit :
4He + 4He ➝ 8Be + γ
8Be + 4He ➝ 12C + γ
γ désignant un photon gamma.
On trouve de grandes quantités de carbone dans l'univers, et il n'existe pas dans le gaz primordial, preuve qu'il est formé dans les étoiles, dans l'atmosphère desquelles on le mesure. Cette synthèse n'a pourtant pas été sans soulever de sérieux obstacles théoriques touchant à sa faisabilité. Il n'existe pas d'isotope stable à 5 nucléons. Partant de l'hélium 4, on ne peut donc poursuivre la nucléosynthèse en lui faisant absorber un des protons ambiants. La solution réside dans la fusion de deux noyaux d'hélium suivi d'une troisième comme indiqué ci-dessus. L'origine du problème réside dans l'instabilité de l'intermédiaire réactionnel 8Be qui rend cette succession très improbable a priori. A la vitesse d'agitation thermique des particules alpha à 100 MK (v ~ 130 km/s) on ne parcours guère plus d'un centième de nanomètre en cette durée là...
Par bonheur l'état fondamental du béryllium-8 a presque exactement la même énergie que deux particules alpha et, dans la seconde étape, le couple 8Be + 4He a presque exactement la même énergie que l'un des états excités de 12C. Ces résonances augmentent considérablement la probabilité qu'une particule alpha se combine avec un noyau de béryllium-8 pour former un atome de carbone (3).
C'est l'ensemble de ce processus que l'on appelle triple alpha L'énergie dégagée, ε3α = (m3α - m12C)c2 ~ 7,3 MeV. Son rendement de conversion masse - énergie est de ~ 0,05%, ce qui est 15 fois inférieur à celui de l'hydrogène en séquence principale ~ 0,7%. Ceci explique la brièveté de l'existence des géantes rouges : elles ne peuvent compter que sur de faible réserve d'énergie.
Le carbone ainsi formé va ensuite pouvoir réagir avec les atomes d'hélium présents pour former de l'oxygène 16 selon la réaction :
4He + 12C ➝ 16O + γ
À la fin de la phase de fusion de l'hélium, le cœur de l'étoile est donc composé majoritairement de carbone et d'oxygène.
On parle de flash d'hélium dans le cas des étoiles de faibles masses car lors de l'allumage la densité du coeur est de l'ordre de 107 kg.m-3 (10 kg par cm3) et le gaz d'électron est dégénéré. Un gaz dégénère sous très forte pression, quand la densité augmente au point que la distance moyenne entre les particules devient comparable à la longueur d'onde quantique de la particule. Un gaz dégénéré s'oppose à un gaz classique en ce que la pression ne dépend pas de la température mais seulement de la densité n des particules.
Pour un gaz classique : p = nkT
avec k la constante de Boltzmann
Pour un gaz dégénéré : p = Kn5/3
K une constante propre au phénomène
Dans ce qui précède, ne pas confondre le p de la pression avec p, symbole du proton
On se situe ici dans le cas où la vitesse des électron reste petite devant c. Si v approche de c, le gaz devient ultra-relativiste et l'exposant est en 4/3, la dépendance de la pression à la densité devient plus faible. C'est à noter pour plus tard...
Dans un gaz classique, une augmentation de la température provoque un abaissement de la pression, ce qui régule la réaction. En condition dégénérée, p étant indépendante de la température, elle ne baisse pas au moment de l'allumage des réaction thermonucléaire du triple alpha. Celles-ci se déroulent par conséquent à un rythme foudroyant et partout à la fois (le coeur est isotherme). Quelques siècles plus tard, l'énergie dégagée finit par dilater un peu le coeur, la densité décroit et la dégénérescence des électron disparait. L'hélium brule désormais normalement, tout comme dans les étoiles massives, dans lesquelles l'allumage a lieu en conditions non dégénérées.
On a vu que la contraction du coeur inerte augmentait la température centrale et donc le flux d'énergie sortant du coeur. L'allumage du coeur d'hélium, après avoir fait croitre la luminosité, finit par la faire baisser : le coeur se dilate, la température baisse et avec elle le rythme réactionnel.
> Sur le diagramme H-R, l'étoile se séplace vers la base de la branche des géantes rouges (vers le bas).
Les étoiles de faibles masse forme un coeur d'hélium de masse ~ 0,45 M☉ dont la combustion produit un débit d'énergie pratiquement constant L ~ 100 L☉ pendant 108 ans.
Si leur métallicité est comparable à celle du Soleil (Z = 0,02), leur température effective se maintient à T* ~ 3000 - 4000 K.
Si la métallicité est faible (étoile de première génération dites de population II, celles du Bulbe galactique ou des amas globulaires) elles brulent sur la branche horizontale à des températures plus élevée T* ~ 5000 - 12000 K.
Géante asymptotique et nébuleuses planétaires
La combustion de l'hélium achevée, le noyau est composé de carbone et d'oxygène. Privé d'énergie nucléaire, le coeur se contracte à nouveau, libérant de m'énergie gravitationnelle. La couche périphérique d'hélium s'allume et l'enveloppe se dilate une nouvelle fois.
> Sur le diagramme HR (non visible ci dessus) l'étoile recommence de monter le long de la banche des géante sur un trajet parallèle au précédent (géantes rouges assymptotiques). Pour les étoiles de masse M > 4 M☉, l'enveloppe pénètre à nouveau dans les zones de combustions de l'hydrogène (qui brule en coquille autour de l'hélium) : c'est le deuxième dragage convectif qui enrichit à nouveau l'enveloppe en hélium et autres produits du cycle CNO.
A ce stade, la structure de l'étoile devient complexe : au centre un coeur inerte de carbone et d'oxygène dégénéré en lente contraction, autour une couche d'hélium dont la base combuste, encore au dessus, une couche d'hydrogène dont la base combuste également et enfin, s'étendant très loin, l'énorme enveloppe convective. En certaine dernière phase de la vie de l'étoile, l'évolution s'avère difficile à suivre, même avec des modèles numériques. Les couches d'hélium et d'hydrogènes s'allument de façon intermitente. Lorsque la couche d'hélium s'allume, elle se dilate en repoussant la couche d'hydrogène qui se refroidit et s'éteint. Une fois l'hélium consommé, la couche d'hydrogène retombe, se réchauffe et se rallume. Ses cendres alimentent la couche d'hélium sous-jacente qui se comprime, s'échauffe et s'allume à nouveau. L'étoile est ainsi animée de pulsations thermiques. Durant cette phase, les mouvements convectifs mélangent en partie les couches d'hélium et d'hydrogène et cette dernière avec l'enveloppe. ce troisième dragage convectif enrichit une nouvelle fois la surface de l'étoile, en produits de la combustion de l'hélium cette fois, notamment du carbone. L'existence de nombreuses étoiles carbonées (géante rouge exhibant un spectre riche en raie du carbone) plaide en faveur de ce scénario.
La dernière phase de la vie de l'étoile se caractérise par un intense vent stellaire qui dépouille l'étoile d'une grande partie de son enveloppe, sur une durée d'environ ~107 ans. Cette dispertion entraîne avec elle les produits de la combustion de l'hélium, dont le carbone, ce qui participe à l'enrichissement chimique de la Galaxie.
L'étoile dévoile des couches internes chaudes : sa température de surface augmente.
> Sur le diagramme HR cela se traduit par un déplacement vers la gauche.
Au dela de T* ~ 30 000 K, le flux ultraviolet ionise l'enveloppe expulsée. Ce phénomène est à l'origine des nébuleuses planétaires, éphémères et spectaculaires structures gazeuses multicolores. Ces enveloppe se diluent dans l'espace en ~105 ans, ce qui explique la rareté des nébuleuses planétaires observables.
La nébuleuse Hélix (NGC 7293), une des nébuleuses planétaires les plus proches de la Terre (650 al). (Crédit : NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA)
Détail de la nébuleuse Helix, montrant les filaments de forme "cométaire" sur l'anneau intérieur. Au centre, le minuscule point blanc est la naine blanche qui irradie l'ensemble de son flux UV
La nébuleuse de l'Oeil de Chat (NGC 6543), observée en 2004 par le télescope spatial. Elle présente au moins 11 coquilles concentriques de matière éjectée (Crédit : NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA)
Naine blanche
A la fin de cette phase d'expulsion, il ne reste que le coeur dégénéré de carbone et d'oxygène, inerte et écrasé sous son propre poids, seulement soutenue par la pression de dégénerscence de ses électron. Le diamètre de la naine blanche est du même odre que celui de la Terre mais sa masse est "stellaire" M ~ 0,5 - 1 M☉.
Et ceci est une autre histoire...
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Notes :
(1) Notons qu'il y a souvent quelques naïvetés dans cette figure obligée sur la fin des étoiles, lancée en fin de conférence ou en conclusion d'article.
(2) Après une phase d'effondrement du nuage est assez longue (quelques millions d'années), durant laquelle il se fragmente en différents embryons stellaires, la dernière étape de fragmentation qui conduit à l'étoile se chiffre en centaines d'années pour une masse solaire.
(3) Le fait que l'existence du carbone nécessite que ces niveaux énergétiques aient exactement les "bonnes" valeurs fut avancé de façon très controversée par Fred Hoyle sous la forme d'un désormais très généralisé principe anthropique. Sous la forme proposée initialement, la valeur de l'argument n'est pas douteuse, pourtant. Mais elle renverse les termes classique de la cause et de l'effet au plan épistémologique. Ce qui à mon avis n'a rien de gênant quand c'est dans le sens que le fait observé de façon sûr et certaine entraine comme prédiction logique que la cause est de tel ordre.
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Pour aller plus loin :
Un cours récent, complet et accessible de Jacques Gispert, de l'Observatoire de Marseille.
Un panel très complet de formules de physique stellaire pour implémenter une simulation.
Applet Java de simulation d'évolution stellaire
Pages perso :
http://www.cvconseils.com/etoiles.html
http://www.ac-nice.fr/clea/EvolStel.html
Gilgamesh Moderator le 22 Mai 2007 08:45
Un addendum de Calvert du forum Futura qui a relu l'article :
Au sujet des dernières nouveautés en matière d'évolution stellaire :
La rotation
C'est un ingrédient qui est devenu indispensable pour expliquer les abondances de surface observées pour certaines espèces chimiques.
La rotation entraîne un déséquilibre thermique dans l'étoile. Celui-ci génère de vastes courants à l'intérieur de l'étoile (la circulation méridienne), qui rétablit cet équilibre. Cependant, elle agit également sur la distribution du moment cinétique dans l'étoile, et génère également un mélange des espèces chimiques. Celui-ci est assez important.
Les champs magnétiques
Vaste sujet de polémique, la présence d'un champ magnétique interne suffisant pour "coupler" les couches qui tournent à des vitesses différentes, en créant une importante diffusion du moment cinétique. Le mérite de cette théorie est de pouvoir rendre compte du profil de rotation plat du Soleil observé grâce à l'héliosismologie.
Les ondes internes de gravité
A l'interface entre les zones radiatives et convectives, les cellules
convectives viennent "frapper" la zone radiative, générant des ondes de gravité se propageant dans l'étoile. Celles-ci, en fonction de la rotation, modifient également le profil de rotation, et donc la circulation méridienne, et donc la diffusion des espèces chimiques. Elles semblent indispensable pour obtenir les abondances de surface de Lithium que l'on observe.
Au sujet des dernières nouveautés en matière d'évolution stellaire :
La rotation
C'est un ingrédient qui est devenu indispensable pour expliquer les abondances de surface observées pour certaines espèces chimiques.
La rotation entraîne un déséquilibre thermique dans l'étoile. Celui-ci génère de vastes courants à l'intérieur de l'étoile (la circulation méridienne), qui rétablit cet équilibre. Cependant, elle agit également sur la distribution du moment cinétique dans l'étoile, et génère également un mélange des espèces chimiques. Celui-ci est assez important.
Les champs magnétiques
Vaste sujet de polémique, la présence d'un champ magnétique interne suffisant pour "coupler" les couches qui tournent à des vitesses différentes, en créant une importante diffusion du moment cinétique. Le mérite de cette théorie est de pouvoir rendre compte du profil de rotation plat du Soleil observé grâce à l'héliosismologie.
Les ondes internes de gravité
A l'interface entre les zones radiatives et convectives, les cellules
convectives viennent "frapper" la zone radiative, générant des ondes de gravité se propageant dans l'étoile. Celles-ci, en fonction de la rotation, modifient également le profil de rotation, et donc la circulation méridienne, et donc la diffusion des espèces chimiques. Elles semblent indispensable pour obtenir les abondances de surface de Lithium que l'on observe.
lambda0 le 22 Mai 2007 09:41
Très intéressant résumé 
Incidemment, on lit partout qu'il n'y a plus de fusion dans les naines blanches, mais bien que la section efficace de la réaction C12+C12 soit infinitésimale, on peut quand même se demander si la compression ne permet pas d'atteindre un régime de fusion dite "pycnonucléaire".
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Incidemment, on lit partout qu'il n'y a plus de fusion dans les naines blanches, mais bien que la section efficace de la réaction C12+C12 soit infinitésimale, on peut quand même se demander si la compression ne permet pas d'atteindre un régime de fusion dite "pycnonucléaire".
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