Crédit : Dossier Pour la Science - Vie et moeurs des Etoiles
Evolution du coeur d'une étoile de 25 masses solaires :
Entre 2 phases de combustion le coeur se contracte rapidement et la température augmente (En milliards de degrés)
La durée de chaque phase est de plus en plus courte.
L'étoile 'pré-supernova' a une structure en pelure d'oignon' avec des éléments de plus en plus lourd vers le coeur.
Avec des éléments de plus en plus lourds jusqu'au Fe l'élément le plus stable de l'Univers :
H : Hydrogène
He : Hélium
C : Carbone C 12
Ne : Néon
Mg : Magnésium
O : Oxygène O 16
Si : Silicium Si 28
S : Soufre S 32
Fe : Fer Fe 56
(en fait Ni 56 radioactif -> Co 56 -> Fe 56)
L’étoile se structure en couches . Chaque couche correspond au niveau de T° requis pour la synthèse d’un élément :
Les étoiles de 1 à 2 Ms s’arrêtent au Carbone
Les étoiles de 3 Ms s'arrêtent à l'Oxygène
Les étoiles de 10 Ms (?) s'arrêtent au Silicium
Les étoiles > 10 Ms (20 à 30Ms ?) s'arrêtent au Fer
Une étoile massive est le siège de transmutations successives de son coeur jusqu'au Fer.
Supernova de type II
Les supernovae de type II sont des supernovae à effondrement de coeur d'étoiles massives :
Le noyau de Fer de l'étoile massive en stade terminal est transformé en matière neutronique.
Les couches externes de l'étoile s'effondrent à très grande vitesse et rebondissent sur le coeur de neutrons.
La luminosité de l'explosion peut atteindre 10 milliards de fois la luminosité solaire (équivalent à la luminosité d'une galaxie moyenne).
99% de l'énergie est libérée sous forme de neutrinos.
Rémanents de SN de type II, proches :
SN 1987A - Dans le Grand Nuage de Magellan à 168 000 a.l.
Cas atypique. L'étude du rémanent de la supernova fait l'objet de nombreuses études.
SN Cas A (Dans Cassiopée) : SN apparue en 1667, 1671 ou 1680 ?
SN 1054 (Nébuleuse du Crabe) : Temoignages de la SN en Asie.
SN 1006 (Dans le Loup) : Magnitude estimée à -7.5, observée en Asie, au Moyen Orient et en Europe
SN 1987A dans plusieurs longueurs d'ondes
Le rémanent de la supernovae est l'anneau intérieur.
La lumière qui se propage éclaire des anneaux extérieurs dont l'existence est antérieure à la supernova. Ces anneaux extérieurs résultent de la perte de masse de l'étoile.
Spectres de supernovae :
Spectres de SN :
- Les supernovae de type II 'typiques' ont un spectre riche en Hydrogène car l'enveloppe en expansion est majoritairement formée d'hydrogène et d'Helium.
Les explosions de SN de type II produisent des éléments plus lourds que le Fer. C'est la nucléosynthèse explosive
Une conférence de Nicolas Prantzos sur les Supernovae datant de 2007 (site de Jean Pierre Martin-Planetastronomy)
IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams : List of supernovae
e) Etoiles massives - de 10 à 40 masses solaires
Crédit : Dossier Pour la Science - Vie et moeurs des Etoiles
L'évolution des 'petites étoiles ' jusqu'à 8 masses solaires ont une fin cataclysmique de géante rouge puis de nébuleuse planéraire entourant une naine blanche (voir plus loin le § 'cadavres d'étoiles').
Les étoiles massives terminent leur vie en supergéantes rouges puis en supernova de type II dont le résidu est une étoile à neutrons voire même un trou noir stellaire (voir plus loin le § 'cadavres d'étoiles').
Masse : De 8 à 40 Masses solaires.
Espérance de vie :
23 millions d'années pour une géante de 10 Msolaires
10 millions d'années pour une géante de 30 Msolaires
Abondance : 0.5% des étoiles ?
Cas particuliers d'étoiles massives
Etoiles carbonées :
Les étoiles carbonées sont des étoiles qui ont développé une composition chimique anormale où le Carbone domine à la place de l'Oxygène.
Carbonées de type spectral R : Géantes froides (50 Rsoleil) , T° 4000K à 5000K, Luminosité = 2000 Lsoleil
Carbonées de type spectral N : Super géantes (300 Rsoleil) et très froides (3000 K), Luminosité jusqu’à 20 000 Lsoleil.
Expliqué par la remontée par convection du carbone synthétisé dans le coeur stellaire. Intense perte de masse par vent stellaire. Ces étoiles sont entourées de matière circumstellaire carbonée.
Le Père Angelo Secchi avait déjà remarqué ce type d'étoiles. Il leur avait attribué la classe IV. Il avait nommé Gamma CVn (chiens de Chasse) 'La superbe'.
La présence de Monoxyde de carbone (CO) et de cyanogène (CN) absorbant la partie violette, bleue et verte du spectre, donne une couleur anormalement rouge à ces étoiles.
Etoiles BE :
Be pour étoile de type spectral B à emission
Etoiles en rotation très rapide (Plusieurs centaines de Km/s à l’équateur), qui ont un disque autour d’elles
Le disque, comme dans le cas pour les enveloppes de géantes, est la cause des raies spectrales en emission.
Etoiles type :
Gamma Cassiopée,
Lambda Eridani,
Alpha Eridani (Achernar)
f) Etoiles Wolf-Rayet - jusqu'à 100 masses solaires
Etoile sortie de la séquence principale, présentant un taux de perte très élevé de son enveloppe. La matière est chassée par un vent stellaire exceptionnel pouvant atteindre 2000 km/s
A l’origine (étoiles 'progénitrices') : Etoile très massive (15-25 masses solaires) , de type O, pouvant atteindre la combustion de l’Hélium.
La surface de l’étoile est optiquement inaccessible.
Caractéristique spectrale de l’enveloppe : Raies en émission, principalement He, aussi Na, C, O
Une liste de quelques WR
NGC 6888 - Nébuleuse du Croissant entourant l'étoile Wolf-Rayet WR 136.
SN de type Ib
Supernova d'une étoile massive qui est dans le stade évolutif Wolf-Rayet.
Présence d’Helium et de Fer dans le spectre de la Supernova. Voir la figure sur les spectres de SN, ci dessus au § d) des étoiles massives.
g) Hypergéantes lumineuses bleues - jusqu'à 150 masses solaires
En anglais : LBV, pour Luminous Blue Variable , Etoile hypergéantes bleues très lumineuses
Etoiles exceptionnelles, des millions de fois plus lumineuses que le Soleil et ayant une masse jusqu'à 150 masses solaires.
Ces étoiles étaient initialement appelées 'Variables de Hubble - Sandage' du nom de leurs découvreurs.
Quelques dizaines d'étoiles exceptionnelles connues, dont :
S Doradus dans le Nuage de Magellan
Eta Carinae, exemple le plus proche et le mieux étudié de notre galaxie.
P Cygni (34 Cygni)
Ces étoiles sont variables
Leur durée de vie est très courte, quelques millions d'années.
Eta Carinae - Crédit Esa/Nasa
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