La mort des étoiles

Ano NYMOUS

PCME - UPMC

LA MORT DES ÉTOILES

Projet: « Pratique de la méthode scientifique »

LA MORT DES ÉTOILES

Sommaire

Introduction

I- Reste d’étoile ayant une masse relativement faible (inférieure à trois fois la masse du Soleil) : les naines blanches

1) Formation d’une naine blanche

2) Pression de dégénérescence des électrons

3) Caractéristiques de la naine blanche

4) Un avenir possible pour les naines blanches?

II- Disparition d’une étoile massive (plus de dix masses solaires) : les supernovae

1) Principe de la supernova

2) Les différents types de supernovae

3) Rémanents de supernovae

III- Un résidu compact possible après une supernova : l’étoile à neutrons.

1) Cas du pulsar : formation

2) Caractéristiques du pulsar

3) Les autres types d’étoiles à neutrons

IV- Un résidu de supernova d’une étoile de dix masses solaire et plus : le trou noir.

1) Formation du trou noir

2) Terminologie du trou noir

3) Caractéristiques des trous noirs

Conclusion

Bibliographie

Introduction

        Le fait de parler de la vie et de la mort d'une étoile est une notion très récente en astrophysique : c'est depuis que Edwin Hubble, qui travaillait sur l’expansion de l’Univers, a eu l’idée d’appliquer la théorie sur la nébuleuse du Crabe. En se basant sur la vitesse d’expansion de la nébuleuse, il parvient à déterminer que toute la matière du nuage se trouvait rassemblée en un point environ 900 ans plus tôt… Date qui correspondrait à « l’apparition d’une nouvelle étoile dans le ciel », selon les astronomes Chinois de l’époque, nouvelle étoile d’une clarté si intense qu’elle fut visible en plein jour… Puis qui disparut au bout de plusieurs semaines. Ils pensaient avoir assisté à la naissance d’une étoile, ils ont donc reporté la nouvelle venue sur les cartes du ciel de l’époque. Curieusement, ce qui se trouve en lieu et place de cette mystérieuse étoile 900 ans plus tard est la nébuleuse du Crabe.

[pic 1]

Ainsi, en 1927, on comprit la nature de cette « nouvelle étoile » et on fit une découverte majeure dans le domaine de l’astrophysique : les Chinois avaient assisté non pas à la naissance mais à la mort d’une étoile sous forme de supernova. Depuis cette époque, on comprit que les étoiles avaient un cycle de vie : elles se forment, vivent et finissent par mourir.

Nous allons étudier dans ce mémoire les différents types de résidus que laissent les étoiles en mourant, en fonction de leur masse.

Pour cela nous allons introduire très brièvement quelques notions (dont certaines devront être admises car elles ne sont pas le sujet principal du mémoire) :

-        une étoile naît d’un nuage de poussière (nébuleuse) qui subit une perturbation et qui commence à tournoyer sur lui-même, entraînant une augmentation de température. Le nuage commence à se rassembler, l’augmentation de la gravité entraine un effondrement qui va provoquer l’allumage de l’étoile : des réactions de fusion commencent. L’étoile est née. Globalement, la réaction peut s’écrire :
4 protons 🡪  hélium 4 + 2 positons + 2 neutrinos + 2 photons + 26,7 MeV.

(1MeV=1,60 × 10-13 joules)

Pendant sa « vie », une étoile va passer le plus clair de son temps à fusionner de l’hydrogène en hélium. C’est la « séquence principale », pendant laquelle une étoile passe 90% de sa vie.  Le cycle de fusion s'apelle le cycle « proton-proton »

cycle proton-proton[pic 2]

Il y a une autre réaction qui peut permettre la fusion de l'hydrogène en hélium, en passant par l'intermédiaire de noyaux plus lourds, dans des étoiles plus massives : c'est le cycle CNO (carbonne – azote – oxygène);

        -        Il existe une relation entre la taille et la luminosité des étoiles, s’exprimant

L = 4π R2 σT4   

avec L la luminosité de l'étoile en luminosité solaire (Lsoleil=1), R le rayon de l'étoile en mètres,  σ = 5.7x10-8 W/m2.K4 constante de Stefan et T température absolue de l'étoile en Kelvin.

-        On peut aussi mettre en relation la température d'un objet avec sa  luminosité : lorsque sa température augmentera, sa courbe de luminosité va subir un décalage vers les courtes longueurs d'ondes. Ainsi un objet froid apparaîtra rouge, tandis qu'un objet chaud apparaitra bleu .

Le diagramme de Hertzsprund-Russel (DHR)  fait apparaître les différents types d’étoiles en montrant leur luminosité en fonction de leur température :

[pic 3]

-        On peut définir une dernière relation, qui va lier la luminosité des étoiles à leur masse :

LαM4

On peut donc classer les étoiles en trois grands types distincts :

        -        celles ayant une luminosité inférieure ou égale à 100 fois celle du Soleil pendant leur séquence principale, ce qui correspond à une étoile ayant une masse inférieure à environ 3 masses solaires (Msolaire = M☉ = 1,9891 x 1030 kg) et supérieure à 0,08 masses solaires (masse minimale nécéssaire à la formation d'une étoile).

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