Le destin des étoiles ... en 1930 !
Nous avons vu au chapitre précédent le diagramme de Hertzprung-Russel.
Ce diagramme classifie les étoiles en fonction de leur type spectral et de leur magnitude absolue.
Cette classification ne préjuge en rien de l'interprétation de l'évolution des étoiles que l'on peut en déduire, comme on va le voir dans cet ouvrage de Paul Couderc datant de 1930.
Interprétation du diagramme de Russel
Paul Couderc - 1930
La fig.6 ci dessus est extraite d'un ouvrage édité en 1930, 'L'architecture de l'Univers' de Paul Couderc, astronome à l'Observatoire de Paris.
Paul Couderc nous dit : 'Reste à déterminer dans quel sens l'étoile parcourra ces différents stades, choix facile ; (sic) l'évolution a lieu nécessairement dans le sens que le calcul nous a indiqué : Contraction de la substance et passage d'une densité faible à une densité très considérable. Le processus inverse ne peut être envisagé que comme un évenement catastrophique : Volatilisation par suite d'un choc, d'une rencontre .... Une étoile évoluera de façon continue d'un état gazeux très subtil de géante à un état quasiment incompressible de naine.'
Donc, d'après la théorie de l'époque :
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Les étoiles naissent géantes de 1 à 10 masses solaires de type M (froides).
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Ensuite, leur température augmente : Elles parcourent la branche horizontale (droites parallèles Xn-Yn du diagramme) jusqu'à leur point culminant en température. Elles rejoignent ce que nous appelons aujourd'hui la séquence principale (droite Z du diagramme) au niveau :
Du type spectral B pour les plus massives (stade Y5 à Y10 sur le diagramme),
Du type spectral A (Stade Y3)
Ou du type spectral F pour les moins massives (Stade Y1).
-
Enfin, les étoiles se refroidissent, se contractent, perdent de la masse. Elles redescendent la séquence principale jusqu'à l'étape ultime d'étoile naine de type M (naines rouges).
On sait aujourd'hui que cette vision n'est pas la bonne et qu'il faut bien envisager une fin de vie catastrophique des étoiles, en fonction de leur masse initiale.
Le vrai destin des étoiles
Les problèmes de la durée de vie des étoiles et de l'évolution stellaire n'ont été résolus qu'à partir des années 1930 lorsqu'on comprit que l'énergie rayonnée par les étoiles résultait de réactions thermonucléaires entre les éléments les plus abondants de l'Univers, l'hydrogène et l'hélium.
En supposant que le Soleil consomme 15% de son hydrogène en son coeur, le Soleil peut subsister de façon stable sur la séquence principale durant 10 milliards d'années.
Le destin des étoiles est fonction de leur masse initiale.
Crédit : Dossier Pour la Science - Vie et moeurs des Etoiles
La vie d'une étoile est entierement consacrée à lutter contre la gravitation.
Cette force qui l'a fait naître à partir d'un nuage moléculaire va l'entraîner vers une compression de plus en plus grande, induire des changements radicaux sur sa structure interne et, en dernier ressort, décider de son destin final. Cela explique pourquoi le paramètre qui détermine la structure et l'évolution d'une étoile tout au long de sa vie est sa masse.
La compression de l'étoile du à la gravitation va se traduire par une libération d'énergie, produite à l'intérieur de l'étoile et lentement transférée à l'extérieur : C'est la luminosité de l'étoile.
D'après l'excellent ouvrage : 'Le Soleil, la Terre, la vie , La quête des origines - Belin pour la science
La naissance des étoiles
La matière interstellaire, une pouponnière d’étoile :
L'état physique du gaz instellaire détermine son évolution ultérieure : Selon qu'il est chaud ou froid, ionisé ou neutre, homogène ou hétérogène, il s'effondrera plus ou moins aisément pour former un disque d’accrétion protostellaire
La nébuleuse d'Orion, une pouponnière d'étoiles : Nuages ionisés par le rayonnement UV des étoiles chaudes (bleues)
Composition des nuages interstellaires (MIS, Milieu Interstellaire)
Hydrogène (76%) ,
Hélium (24%)
Autres gaz (CO, NH3, H2O ...)
Poussières, principalement des grains de carbone recouverts de glaces de méthane ou d'eau, enrichies par des générations d'étoiles successives.
Globules de Bok
Les globules de Bok sont de petits nuages sombres de poussières, de 10 à 50 masses solaires, où commence la naissance d'un amas d'étoiles. Le nuage de Barnard (Barnard 68) est un globule de Bok de 0,5 al . La Tête de Cheval (Barnard 33) en est un autre.
Mécanismes d'effondrement des nuages
Dynamique gravitationnelle
Chauffage et pollution du gaz par les étoiles
Apport d’énergie cinétique par les supernovae et interactions entre structures proches (collisions de galaxies ...)
Rayonnement ambiant (Quasars ..)
Voir le site de l'Observatoire de Marseille sur le modèle de la 'Masse de Jeans'
Régions HI & HII :
La composante dominante du MIS - Milieu Interstellaire est l'hydrogène, dans tous ses états, neutre (HI), ionisé (HII) et moléculaire (H2). Le MIS possède une gamme très étendue de conditions physiques, avec des températures allant de quelques degrés à plusieurs millions de degrés, produisant des émissions allant de quelques fractions d'eV (Domaine Radio) à des milliards eV (UV, rayonnement X)
Les grands nuages diffus d'hydrogène sont de 2 types suivant la température et la densité qui y règnent :
Les nébuleuses diffuses les plus froides sont formées d'Hydrogène neutre (Régions HI).
Leur masse totale au sein de la Galaxie représente 3 milliards de masses solaires. Ces nuages émettent dans le domaine radio de la bande à 21 cm - 1420 MHz (Observée à Nancay par exemple). Cette émission est due à une transition énergetique extremement rare de l'atome d'hydrogène (Changement de sens du spin du proton par rapport au spin de l'électron tous les 10 millions d'années), mais comme le nombre d'atomes du Milieu Interstellaire est considérable, la raie émise est intense.
Les nébuleuses riches en Hydrogène ionisé ( Régions HII), chauffées par les étoiles chaudes et jeunes .
La masse totale représente 10 millions de masses solaires. Ces nébuleuses sont plus denses. Leur température va de 7 000K à 11 000K. L'Hydrogène ionisé, constituant le principal des gaz, émet la série de Balmer. La raie Halpha est la plus brillante. Le nuage apparaitra rose. Certaines régions apparaissent plus brillantes, vertes, une couleur due à l'Oxygène ionisé 2 fois (OIII).
La présence de matière interstellaire se manifeste par des raies d'absorption dans le spectre des étoiles situées derrière ces nuages. Ces raies sont d'autant plus fines que le nuage est froid.
D'après l'ouvrage de Agnès Acker - 'Astronomie Astrophysique' chez Dunod
Autre lien : Gaz interstellaires
En exemple, un spectre très grand champ de la constellation d'Orion.
Réalisé avec un simple réseau placé devant l'objectif grand angle d'un Canon EOS 350D défiltré et refiltré Baader laissant passer la bande Halpha.
On peut identifier quelques raies en émission de la nébuleuse d'Orion M42
Raies de Balmer de l'Hydrogène (Hbeta dans le bleu et Halpha dans le rouge)
La raie de l'Oxygène ionisé 2 fois (OIII, dans le vert)
Crédit : Richard Walker - Spectroscopic Atlas
Nébuleuse M42 avec les de l'Hydrogène en émission (Serie de Balmer, HAlpha dans le rouge , H Beta dans le bleu, Hgamma) et les raies en émission de L'Oxygène ionisé 2 fois (OIII)
Vie et mort des étoiles
Evolution stellaire
Plan
Page 1 : Naissance des étoiles
Page 2 : Naines brunes
Naines jaunes (type stellaire)
Page 3 : Etoiles massives
Nébuleuse planétaire OU4 (Nicolas OUTTERS au sein de Sharpless 129 (SH129)
Crédit : Ciel et espaceOU4
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Chapitre 1
La naissance et destin des étoiles
Quelques notions sur la nucléosynthèse
Nucléosynthèse primordiale :
Les éléments les plus légers de l'Univers ont été formés, synthétisés, lors du Big Bang.
Hydrogène (76%)
Hélium 4 (24%)
Deutérium, Hélium 3, Lithium 7 ... (traces)
Nucléosynthèse stellaire :
Les éléments tels que le Carbone, l'Azote, l'Oxygène sont formés par des réactions de fusion à partir des éléments plus légers au coeur des étoiles de masse < 10 Masses solaires (Ms), à des températures de l'ordre de quelques dizaines de millions de degrés. L'étoile brûle son hydrogène par des séries de réactions de fusions nucléaires en chaîne tels que la chaîne "Proton-Proton" ou le "Cycle CNO - Carbone Azote Oxygène".
La majorité de l'Hélium actuel provient de la nucléosynthèse primordiale, la nucléosynthèse stellaire n'ayant augmenté la proportion d'Hélium que de quelques pourcents. En revanche, l'Hélium terrestre provient de la désintégration alpha d'éléments lourds tels que l'Uranium ou le Thorium.
Spallation nucléaire :
Quelques éléments légers tels que le Beryllium, le Bore, le Lithium sont formés dans le milieu interstellaire, par brisure ou fission, des noyaux d'éléments plus lourds par les rayons cosmiques.
Nucléosynthèse explosive :
La température qui règne au coeur des étoiles les plus massives > 10 Ms, de 0.8 à 4 milliards de degrés, permet la fusion d'éléments plus lourds jusqu'au Fer, le Fe56 étant l'élément le plus stable de l'Univers. Aucun élément plus lourd que le Fer ne peut être synthétisé par fusion au coeur des étoiles massives.
Les étoiles dont le coeur atteint ce stade de fusion jusqu'au Fer terminent leur vie de façon cataclysmique en Supernovae de type II
Capture de neutrons :
Les noyaux plus lourds que le Fer sont notamment produits par capture de neutrons :
Par le Processus R (Rapide) : Lors de la phase explosive d'une Supernova, les noyaux stables du "Pic du Fer" sont baignés dans une "mer" de neutrons qu'ils capturent pour former des noyaux plus lourds très instables. Ces noyaux instables décroissent rapidement et donnent naissance aux noyaux lourds stables. Ce mécanisme R reste le plus mal connu des processus de nucléosynthèse.
Par le Processus S (Slow) : Des noyaux lourds sont également produits par capture de neutrons dans la phase asymptotique des géantes rouges.
Crédit : Dossier Pour la Science "Vie et Moeurs des étoiles" (2001)
Un article de Nicolas Prantzos
