Mise à jour le 22 Novembre 2010
 
 
    
CONFÉRENCE
"LA VIE ET LA MORT DES ÉTOILES"
Par Jean-Pierre MARTIN Physicien
 
Pour les RCE 2010 Cité des Sciences de Paris
Le 12 Novembre 2010 à 13H00
 
Photos : JPM. pour l'ambiance (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)
Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur.  Voir les crédits des autres photos et des animations.
La présentation complète (en ppt), est disponible sur ma liaison ftp elle s'appelle. : RCE-2010-ETOILES-JPM.zip elle est en ppt.
Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.
REMARQUE : Les comptes rendus des conférences sont mis en ligne au fur et à mesure
Vous vous en apercevrez en allant voir  la page du compte rendu général de temps en temps à l'index "conférences", je signalerai les mises en ligne dans la fenêtre des mises à jour du site
 
 
 
BREF COMPTE RENDU
Le CR sera bref car la présentation est disponible sur le Net.
 
La salle était bien remplie, le sujet intéressait le public.
 
 
 
 
­Les étoiles sont comme les êtres vivants, elles naissent , elles vivent et elles meurent
L’échelle de temps n’est pas la même, notre Soleil par exemple peut vivre 10 milliards d’années
 
­La vie (et la mort) des étoiles dépend de leur taille (de leur masse)
­Les différents types d'étoiles.
Une mort en beauté : les nébuleuses planétaires; une mort explosive : les super novæ. Le trou noir au centre de notre galaxie.
 
Comment s'est crée notre système solaire?
Le Soleil, notre étoile, son fonctionnement, pourquoi les étoiles brillent-elles?
Voilà toutes les questions que nous allons aborder.
 
Partons donc au pays des étoiles!
 
 
 
 
 
LA NAISSANCE.
 
­Une étoile c’est d’abord du gaz.
­Elle va naître dans un nuage de gaz qui s’effondre par action de la gravité et qui donc va se contracter sur lui-même.
 
­Cette contraction fait tourner la nébuleuse plus vite (moment cinétique) et la modèle en disque
 
 
­À partir d’un certain degré de condensation de matière, la pression et la température internes deviennent si fortes que des réactions nucléaires s’allument.
Elles produisent une pression qui a tendance à être dirigée vers l’extérieur
­
Mais la masse de matière constituant l’étoile créée une force de gravité qui au contraire a tendance à être dirigée vers l’intérieur
­
Il se crée un équilibre entre les réactions nucléaires du cœur et les forces de gravitation
­
Une (proto) étoile est en train de naître!
 
 
 
 
On peut voir ces disques proto planétaires (proplyds) par exemple, très nombreux dans la nébuleuse d’Orion.
 
 
 
 
ÉTOILE ADULTE.
 
­Il peut y avoir plusieurs possibilités
­Le destin d’une étoile est déterminé par sa MASSE
­Les plus massives ont les vies les plus courtes
 
 
On classe les  étoiles en fonction de leur température et de leur luminosité et de leur couleur
(attention c’est l’inverse de la plomberie! Le rouge c’est froid et le bleu c’est chaud!)
 
En 1905, Hertzsprung au Danemark, Russel aux USA, placent les étoiles sur un diagramme selon leur luminosité et leur température, c’est le fameux diagramme HR qui décrit l’évolution de la vie des étoiles.
 
Les étoiles ne se placent pas au hasard, elles sont pour la plupart sur une ligne médiane, appelée séquence principale, c’est là où elles vont passer presque toute leur vie.
Il existe aussi deux autres zones, en haut à droite les étoiles froides et géantes et dans le bas à gauche des étoiles naines et chaudes.
 
 
Une autre belle représentation de ce diagramme.
 
 
 
 
 
 
LA MORT DES ÉTOILES.
 
 
­Les étoiles suivent trois voies dépendant de leur masse :
 
·        ­Les étoiles vraiment très légères (bien inférieures à la masse du Soleil Ms) n’ont pas assez d’énergie pour entretenir les réactions nucléaires (étoile avortée), mais elles sont quand même plus grandes qu’une planète et rayonnent un peu.
Ce sont des naines brunes.
·        ­Les étoiles de masses inférieures à 10 Ms approximativement. (la majorité des étoiles) vont suivre une vie longue et tranquille; leur enveloppe gazeuse explosera en fin de vie en une nébuleuse planétaire (rien à voir avec une nébuleuse ni avec une planète!), mais le cœur deviendra compact très petit et très dense, une naine blanche.
·        ­Les étoiles de très grandes masses (>10Ms) vont avoir une vie courte et une fin de vie tourmentée, leurs enveloppes exploseront violemment en donnant une supernova; cette SN elle-même évoluera soit en étoile à neutrons pour les étoiles les moins massives soit en trou noir pour les étoiles extrêmement massives.
 
 
Voici un tableau qui résume une grande partie de ces évolutions d’étoiles.
 
 
 
D’autre part, le schéma suivant illustre plus graphiquement ce qui se passe pour la plupart des étoiles.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Étoile ratée et fausse planète : une naine brune.
­
Il se peut que le nuage de gaz et de poussières se condense en une masse beaucoup plus faible que notre Soleil (typique : 10%).
­Dans ces conditions, la pression au centre n’est pas assez forte pour allumer les réactions nucléaires
­Mais c’est quand même une boule de gaz (plus massif qu’une planète) et qui rayonne un peu (IR), mais ce n’est pas une planète
­C’est un objet hybride, que l’on appelle naine brune.
­Peu brillantes, elles ne sont pas faciles à détecter.
­Par contre elles sont certainement très nombreuses
­Il existe une catégorie un peu plus brillantes et un peu plus massives, les naines rouges (Proxima du Centaure en est une).
 
 
La mort d’une étoile ordinaire: géantes rouges et naines blanches
 
­L’étoile quand elle commence à ne plus avoir de carburant à brûler (Hydrogène), la pression des réactions nucléaires devient plus faible.  L’étoile se contracte, et de ce fait T augmente et déclenche la combustion du reste de H.
­Cette énergie libérée gonfle l’étoile (dilatation) qui devient :
­Une géante rouge (Bételgeuse ou Arcturus)
­Dans le cas du Soleil, il ira jusqu’à avaler Mercure et Vénus et peut être la Terre.
Voyons plus en détail :
 
­Une fois que l’étoile a épuisé son carburant (Hydrogène) 10Ga (milliards d’années)
­Le noyau va se tasser sous la pression de la masse de l’Hélium formé.
­En se contractant, la température en son centre va considérablement augmenter. (100 millions °)
­De nouvelles réactions nucléaires vont se déclencher, l’He va fusionner et donner naissance à C et O par exemple. (rapide 10 Ma)
­Les couches externes ne peuvent plus lutter contre la pression nucléaire, l’étoile gonfle (100 fois sa taille d’origine typiquement) et en conséquence sa température de surface baisse.
­Elle devient une géante rouge. (épisode qui dure 500Ma approx.)
­Finalement elle explose en donnant naissance à une nébuleuse planétaire ayant en son centre le reste de l’étoile, une naine banche dont la taille est celle de la Terre et la masse est celle de l’étoile d’origine, et qui va s’éteindre lentement.
­Les nébuleuses planétaires sont un des plus beaux spectacles d’observations astronomiques.
 
Le télescope spatial Hubble en a imagé des centaines que vous pouvez voir ICI.
 
 
La mort des étoiles massives.
 
­À la fin de sa vie, notre étoile massive (au moins 5 à 10 fois le Soleil) n'ayant plus d'Hydrogène à brûler, son équilibre va être rompu, la gravitation devient dominante, et la contraction du cœur qui en résulte va faire augmenter sa température; l'étoile va se mettre à brûler ses "cendres", l'Hélium; jusqu'à produire de nouveaux éléments plus lourds comme le Carbone, puis l'Oxygène, puis le Silicium etc.
­Quand un combustible est épuisé, l'étoile s'effondre sur elle-même. Se produit une nouvelle élévation de température, et donc nouvelle combustion etc..
 
 
­Les éléments les plus lourds vont au centre de l’étoile.
­Notre étoile possède alors une structure d'oignon avec les éléments les plus lourds au centre.
On arrive ensuite toujours par fusion au Fer, élément très stable. Là s'arrête cette production d'éléments lourds.
 
Au-delà, les réactions de fusion ne libèrent plus d’énergie mais en consomment
­
Cela ne peut se produire qu'avec une étoile massive et non pas avec une étoile comme le Soleil, qui suit un autre chemin, plus calme.
 
­À un certain moment l’effondrement s’arrête, la couche la plus profonde est en Fer.
­
 
 
 
 
Les couches extérieures sont attirées par le centre, se produit alors une sorte de rebond de ces couches sur les couches internes.
­Une onde de choc très énergétique se propage vers l’extérieur.
­Une super nova est née!
­
Cet événement est très brutal et émet d’énormes quantité de neutrons qui vont permettre la fabrication d’éléments nouveaux, plus lourds que le Fer et qui vont se propager et ensemencer l’espace.
­
Comme le dit TXT, les étoiles ont sauvé l’Univers de la stérilité!
 
Nous sommes réellement les enfants des Supernovae!
­Événement rare : 1 à 2 tous les 100 ans dans notre galaxie
 
 
Évolution de la Super Nova :
 
 
La super nova, suivant la masse initiale, va suivre deux chemins différents. Si la masse n’est pas trop forte :
­Le cœur qui s’effondre va devenir dans la plupart des cas une étoile bizarre
­Une étoile à neutrons
­La gravité devient si forte que la plupart des particules se transforment en neutrons
­Elle a un diamètre de quelques km!!!!
Elle a un fort mouvement de rotation
 
Mais si la masse initiale est très importante, alors :
 
 
 
­Alors la gravité est tellement forte que même la lumière ne put plus s’échapper
­C’est devenu un TROU NOIR
­On ne peut donc pas les voir. ­On ne peut que les « sentir » avec des instruments spéciaux
 
­La matière aspirée par ce trou noir s’échauffe et émet des rayonnements (X) que l’on peut détecter
­Effet de lentille quand il passe devant une étoile ou galaxie
 
 
 
 
 
 
ET NOTRE SOLEIL !
 
­Énorme machine à transformer de l’Hydrogène en Hélium
­Est né comme la Terre il y a approx 4,5 Milliard d’années
­Est au milieu de sa vie    Source de vie et de mort
 
­Mais comment expliquer la longévité de notre Soleil, par exemple?
­La réponse vient de la physique nucléaire.
­En effet le Soleil transforme l'Hydrogène en Hélium et connaissant son volume et la puissance rayonnée on en déduit sa durée de vie ; une dizaine de milliards d'années. Le Soleil s'éteindra presque paisiblement.
 
­Cette énergie nucléaire est créée au centre du Soleil (température 20 millions de °C) où les réactions de fusion ont lieu
­4 protons (noyaux H) fusionnent en un noyau d’He
­La différence de masse est transformée en énergie et dirigée vers la surface du Soleil : lumière et chaleur
­
Chaque seconde, 700 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en hélium.
Dans le processus, 5 millions de tonnes d'énergie pure équivalente sont libérées.
 
Rappel sur l’énergie nucléaire.
 
­L'énergie nucléaire peut être libérée de deux façons différentes:
­·        En cassant les noyaux lourds, c'est la Fission (Réacteurs nucléaires, bombe A).
­·        En agglutinant ensemble des noyaux légers, c'est la Fusion. (bombe H, pas encore de réacteurs opérationnels), la fusion est l'énergie des étoiles.
­Cette énergie délivrée est énorme, elle correspond à la célèbre formule d'Einstein  E= m c2  Elle relie masse et énergie.
­
Mais les énergies dont nous parlons sont immensément…petites, de nouvelles unités doivent être définies en conséquence.
C’est l’électron volt : énergie acquise par un électron sous une tension de 1 volt, d’accord, cela ne vous dit pas grand chose certainement.
­
En unités plus courantes , le Joule (J), (vous connaissez 1 Joule = 0,24 cal, pas les calories de la diététique celles là par abus de langage on les appellent calories mais ce sont en fait des Kilo calories)
­on a   1 ev = 1,6 10-19 J
­Unité encore petite on utilise ses multiples
         kev = 103 ev  Mev = 106 ev   Gev = 109 ev  Tev = 1012 ev
­Un exemple pour vous montrer la petitesse de ces unités:
­Une lampe de 100W qui brûle pendant 1heure correspond à une énergie de: 360.000J soit 2,2 1024 ev !!!!!!!
­Donc même quand on parle de Mev (Mega ev) c’est tout petit!
 
 
­Revenons à l'énergie nucléaire,
­Si on convertit l’énergie apportée par la fission d’UN seul atome d’Uranium 235 par exemple on trouve de l’ordre de 200Mev
­Il y a 6,023 1023 atomes dans une molécule de base de chaque corps (une mole) (nombre d’Avogadro!)
­Donc il y a 6,023 1023 atomes dans 235g d’U (une mole) soit une énergie libérée par Fission de approx  8 1010 J/g d’U, (c’est près de un million de fois de plus qu’un gr de pétrole ou comme la combustion de 250.000t de charbon) c’est l’énergie consommée par une maison en 1 mois!!!!
­C'est pour cette raison qu'il est difficile de battre en rendement l'énergie nucléaire!
­La fusion est encore plus prometteuse au point de vue rendement mais n'a pas encore été parfaitement maîtrisée sur Terre, c'est le rôle d'ITER d'y arriver.
 
 
­La densité de matière est tellement grande au centre du Soleil que le rayonnement met approx un million d’année pour arriver à la surface! La lumière qui atteint notre oeil a été émise alors que l’Homme moderne n’existait pas encore!
­De sa surface elle met encore 8minutes à nous atteindre (vitesse de la lumière : 7 fois le tour de la Terre en 1 seconde)
 
 
Le cycle du Soleil.
 
­Les taches vont et viennent suivant un cycle de 11 ans en moyenne
­Il y a des années avec beaucoup de taches : maximum solaire
­Les périodes sans taches ont correspondu dans le passé à un mini «age glaciaire »
­L’étude de la fréquence des taches est donc importante
­On sait que dans l'histoire les périodes prolongées de minimum solaire (vers 1600-1700) ont correspondues à une mini période glaciaire.
­C'est ce que l'on appelle le minimum de Maunder
 
­Depuis de nombreux mois notre étoile, le Soleil, se trouve imberbe de taches.
­Que se passe t il donc avec notre étoile, le minimum solaire est déjà passé depuis deux ans et l'on devrait voir un peu plus d'activité et donc de taches solaires (sunspots en anglais). 
­De plus on pensait que le cycle actuel (cycle 24) devrait être un des plus actifs, alors, on ne comprend plus!!!
 
Bref encore de beaux sujets d’étude….
 
 
 
 
POUR ALLER PLUS LOIN :
 
La vie et la mort des étoiles d’un TPE d’astronomie.
 
Les étoiles par l’Observatoire de Paris.
 
Naissance vie et mort d’une étoile.
 
Vie et mort des étoiles par le CNRS
 
Le secret des étoiles CR de la conf IAP de JP Zahn
 
SN, la mort explosive des étoiles CR de la conf IAP de N Prantzos
 
L’effet du soleil sur le climat .
 
 
 
 
 
Bon ciel à tous
 
 
 
 
Jean Pierre Martin   commission de cosmologie de la SAF
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