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Astrophysique4020

L'astrophysique au collégial - Martin Aubé et François Gaudreau 2012

Le Diagramme Herzsprung-Russel (H-R)

Les étoiles peuvent être caractérisées par quatre caractéristiques macroscopiques : la luminosité, la température de surface, la gravité à la surface, et la masse.

Le diagramme Hertzprung-Russel permet de distinguer les différentes populations d'étoiles selon leur température de surface et leur luminosité absolue. Comme vous le savez la température de surface est intimement liée à la couleur de l'étoile (inversement proportionnelle à la longueur d'onde du maximum d'émission). Par contre la température a aussi in impact très important sur la luminosité absolue de chaque unité de surface de l'étoile. La luminosité absolue est liée au produit de la surface de l'étoile par sa température de surface à la puissance 4.

Le diagramme H-R donne une représentation de la population d'étoiles selon ces deux paramètres. Nous verrons plus loin qu'il y a aussi un lien entre la position d'une étoile dans le diagramme H-R, sa masse et son parcours évolutif. Un plus grand nombre d'étoile par zone du diagramme H-R indique une plus grande représentativité dans la population stellaire, ce qui pourrait indiquer une plus grande durée de la phase évolutive correspondante à ces étoiles. Le plus important regroupement des étoiles est positionné le long d'une grande bande qui traverse le diagramme de gauche à droite et de haut vers le bas. Il s'agit de la séquence principale.

Figure 103a: Diagramme Hertzsprung-Russel - Crédits: Richard Powell derivative work: Leovilok CC BY-SA 2.5

Température et type spectral

Historiquement, les étoiles ont été classées par couleurs ou types spectraux. Ces types spectraux notés par des lettres sont indiquée sur l'axe supérieur du diagramme ci-haut. Les classes suivantes sont ordonnées en ordre décroissant de température: O B A F G K M R N S.

Classe de luminosité

La luminosité d'une étoile est classée selon le système MKK. Selon cette classification, les hypergéantes sont de classe 0, les supergéantes très lumineuses sont de classe Ia et moins lumineuse de classe Ib, les géantes lumineuses classe II, les géantes de classe III, les sous-géantes de classe IV, les naines (ou séquence principale) de classe V et les naines blanches de classe VII.

Évolution des étoiles et nucléosynthèse

Plus les étoiles sont massives, plus leur évolution se fait rapidement. En d'autres termes, plus elles seront rapides à réaliser leurs différentes réactions de fusion nucléaire en partant de la fusion de l'hydrogène à l'hélium (séquence principale) ou de l'hélium au carbone (géantes rouges). Durant la phase séquence principale, la réaction de fusion dominance et qui contribue le plus à l'énergie générée par l'étoile est nommée le cycle proton-proton qui consiste à créer de l'hélium à partir de l'hydrogène (cette réaction survient lorsque la température du coeur de l'étoile atteint 7 millions de degrés). Ce cycle est illustré figure 55. La seconde réaction en importance, est le cycle CNO qui permet de transformer successivement le carbone en azote et en oxygène par l'ajout de protons (cette réaction requiert environ 18 millions de degrés pour être significative). Le cycle CNO est aussi illustré à la figure 56. Cette réaction est responsable d'environ 2,5% de l'énergie produite par le Soleil mais cette proportion est beaucoup plus grande pour les étoiles plus massives.

Figure 55: Cycle proton-proton - Crédits: Martin Aubé CC BY 3.0

Figure 56: Cycle Carbone-Azote-Oxygène - Crédits: Martin Aubé CC BY 3.0

Après le passage sur la séquence principale, l'étoile passe par la phase de géante rouge. Durant cette phase l'atmosphère de l'étoile connait une expansion majeure et sa température de surface diminue significativement. Cette expansion provient du fait que puisqu'il n'y a plus de réactions au coeur de l'étoile, la pression de radiation y diminue ce qui occasionne un effondrement de l'étoile de sorte que les couches d'hydrogène en périphérie du noyau se réchauffe et entre en fusion nucléaire. Cette fusion produit une pression de radiation qui agit vers l'extérieur et pour atteindre un nouvel équilibre thermodynamique, l'étoile prends de l'expansion. Par contre la pression de radiation compresse aussi le coeur de l'étoile augmentant de ce fait sa température. Lorsque cette température atteint 100 millions de kelvin, l'hélium du coeur peut fusioner à partir du couple de réaction suivant:

{##2 ^4He \rightarrow ^8Be + \gamma##}

{##^4He ^8Be \rightarrow ^{12}C + \gamma##}

Pour les étoiles plus massives (> 6 masse solaire), le cycle CNO devient beaucoup plus important ce qui permet de transformer l'hydrogène beaucoup plus rapidement car ce cycle consomme beaucoup de protons. Plusieurs autre réactions s'enchaînent en partant du carbone 12 et de l'hélium 4 poru aboutir à des atomes plus lourds (tels que l'oxygène, le néon, le magnésium, l'oxygène, le souffre, la silicium, le nickel) pour aboutir au plus lourd élément résultant d'une réaction exothermique, le fer.

{# ^{12}C + ^4He \rightarrow ^{16}O + \gamma#} (étoiles de masse > ~ 3 masses solaire)

{# ^{16}O + ^4He \rightarrow ^{20}Ne + \gamma#}

{# ^{20}Ne + ^4He \rightarrow ^{24}Mg + \gamma#}

{# ^{12}C + ^{12}C \rightarrow ^{24}Mg + \gamma#}

{# ^{16}O + ^{16}O \rightarrow ^{32}S \rightarrow ^{28}Si + 4^He + \gamma #} (étoiles de masse > ~ 10 masses solaire)

{# ^{28}Si + ^{28}Si \rightarrow ^{56}Ni \rightarrow ^{56}Fe + 2 e^+ + 2 \nu #} (étoiles de masse > ~ 30 masses solaire)

Les modèles d'évolution stellaire montre que la séquence principale qui peut durer 10 milliards d'années pour une étoile de masse solaire mais ce temps est réduit à seulement 60 millions d'année pour une étoile de 60 masse solaire. À l'inverse, une étoile de 0,3 masse solaire prendra autant que 800 milliards d'années. On voit bien que la relation est loin d'être linéaire...

Supernova vent stellaire et superbulle

Chacune de ces réaction successives requiert une plus haute température et pression de sorte qu'à chaque transition peut être associée une phase de compression et expansion du coeur et d'expansion puis compression de l'atmosphère. Après le fer, les réaction sont endothermique ce qui veut dire que l'étoile s'éteint rapidement et l'étoile s'effondre sur elle-même pour produire une étoile à neutron ou même un trou noir. Lors cet effondrement, la pression sur le noyau augmente de manière colossale au point où presque toute la matière au centre de l'étoile est transformée en neutrons (les électrons se combinent avec les protons). Cette transformation est accompagnée de l'émission de neutrinos et d'anti-neutrinos qui chauffent très rapidement les couches externes de l'étoile. La dilatation de ces dernières est si brutale qu'elles sont complètement éjectées à de très hautes vitesse ( ~10 000 km/s). L'étoile restante est soit une étoile à neutron ou un trou noir. Si la masse de l'étoile initiale est supérieure à 25 masse solaire, il s'agira d'un trou noir. Ces deux types de cadavres stellaires seront décrits plus bas. Si la phase transitoire d'effondrement survient pour une étoile très massive, on parle de sursaut gamma au lieu de supernova. Ces phénomènes (supernova et sursauts gamma) libèrent des quantité massive d'énergie en peu de temps et il y a simultanément éjection de l'atmosphère stellaire formant le reste de supernova. Les étoiles en fin de vie émettent aussi des vents stellaires très importants. Ces deux effet combinés creusent des cavité de gaz très chaud mais de faible densité dans le milieu interstellaire dans lequel est survenu la supernova. Cette cavité est en expansion et si l'épaisseur du disque galactique dans lequel elle se situe est du même ordre de grandeur que la taille de la cavité, il arrive que le gaz chaud soit déversé vers l'extérieur de la galaxie. C'est un peu comme si la bulle éclatait. On nomme cette expulsion de gaz chaud vers le milieu intergalactique, l'effet champagne. Ce mécanisme pourrait expliquer pourquoi les petites galaxies montrent généralement une métallicité plus faible (un contenu en éléments lourds plus petit). En effet les éléments lourds sont principalement créés par les étoiles massives qui terminent leur vie sous forme de supernova. Une partie significative de ces éléments quitte simplement la galaxie par effet champagne.

Les naines blanches, et les nébuleuses planétaires

Lorsqu'une étoile achève sa phase géante rouge, elle finit par perdre son atmosphère poussé par un vent stellaire. Au fur et à mesure que l'atmosphère est expulsé, le vent stellaire augmente ce qui accélère le mécanisme d'expulsion. A la fin seule le noyau de l'étoile subsiste et une coquille de gaz entoure ce cadavre stellaire. Cette coquille plus ou moins sphérique en raison des variations de densité du gaz neutre dans lequel elle évolue, est en constante expansion. Le cadavre stellaire restant est une naine blanche. Ces étoiles ont une température de surface très élevée mais ne produisent plus leur propre énergie. Elles ne font que se refroidir. Leur haute température de surface s'accompagne d'une importante émission de photons énergétiques tels que les ultra-violets. Ce photons ont vite fait d'ioniser le gaz de la coquille qui émet conséquemment les raies caractéristiques observées dans un région HII. Comme il n'y a plus de réaction thermonucléaires à l'intérieur de la naine blanche, aucune pression ne peut s'opposer significativement à la gravité. C'est dans le cas le principe d'exclusion de Pauli qui limité la compression de l'étoile. En effet selon la théorie quantique deux particules ne peuvent occuper le même état quantique si leur fonctions d'ondes se superposent. Comme la naine blanche est essentiellement composée de noyaux d'hélium et d'électrons (deux électrons par noyau d'hélium), soit des fermions (spin demi-entier), la pression augmente au point que la pression de dégénérescence quantique domine et contrecarre la force de gravité. Ce gaz dégénéré répond à la statistique de Fermi-Dirac. Cette théorie permet de définir des contraintes quant à la masse des étoiles qui peuvent devenir des naines blanches. Cette masse critique, ou limite de Chandrasekhar est de 1.44 masse solaire. Si la masse de l'étoile est supérieure à cette limite nous aurons une étoile à neutron ou un trou-noir.

Les trous noirs et les étoiles à neutrons

Si la masse de l'étoile dépasse la limite de 1.44 masse solaire, l'effondrement permet certaines désintégration notamment des protons en neutrons et mésons pi. Ce gaz est aussi dégénéré mais le gaz de pi est dominé par le statistique de Bose-Einstein. Une fois de plus le principe d'exclusion vient limiter l'emprise maximale de la gravité mais la limite est beaucoup plus grande de sorte que les étoiles à neutrons sont beaucoup plus denses que les étoiles à neutrons. Une étoile à neutron mesure typiquement 15 km en comparaison à environ 10 000 km pour une naine blanche.

En supposant que cette dernière limite puisse être dépassée, nous pouvons imaginer au moins théoriquement que plus aucune autre pression en puisse s'opposer à la gravité. C'est par définition un trou noir. Le trou noir est caractérisé par sa masse énergie, par son moment cinétique (rotation) et par sa charge électrique. Le trou noir est une singularité de l'espace temps, un endroit où même la théorie de la relativité générale ne permet pas d'expliquer la comportement physique. En effet comme la courbure de l'espace-temps tend vers l'infini, il devient impossible d'appliquer les règles de géométrie euclidienne car la taille de la région d'application de ces règles devient nulle. On définit par contre la limite du rayon de Schwarchild qui correspond à la distance d'un trou noir à laquelle il est possible d'en faire le tour sans y être piégé. Ce rayon correspond aussi au rayon pour lequel la vitesse de libération serait égale à la vitesse de la lumière. Cette distance définit aussi ce qu'on appelle l'horizon du trou noir. La distace au-dela de laquelle rien ne peut sortir du trou noir. Le rayon de Schwarchild est donné par

{##R_s = \frac{2 G M}{c^2}##}

Ce rayon vaut environ 3 km par unité de masse solaire. La masse stellaire minimale pour produire un trou noir est de 3.2 masse solaire (limite d'Oppenheimer-Volkoff). Ce qui veut dire que le plus petit trou noir stellaire aurait une taille de l'ordre de 10 km. Comme la lumière ne peut s'échapper du trou noir on ne peut l'observer directement. Une des possibilité pour l'observer est que le trou noir soit membre d'un système binaire ou multiple. Dans ce cas il es possible d'observer le mouvement périodique de son compagnon. Dans certains cas, l'atmosphère du compagnon peut être aspirée par effet de marée (lorsque l'atmosphère du compagnon déborde du lobe de Roche) et la matière ainsi engloutie dans le trou noir émet une quantité importante de rayons X avant de disparaître définitivement. Une autre façon de détecter la présence d'un trou noir serait d'observer l'effet de lentille gravitationnelle sur un autre étoile plus éloignée lors cette dernière est parfaitement alignée momentanément le long de la ligne de visée.