VI. L`évolution stellaire (un aperçu)

VI. L’évolution stellaire (un aperçu)
1.
2.
Les polytropes
L’initialisation de la formation stellaire
a.
b.
3.
La contraction pré-Séquence Principale (PMS)
a.
b.
4.
T. Guillot 2004-2005
La ZAMS
Evolution chimique & chemin évolutif
L’évolution post-séquence principale
a.
b.
c.
6.
Chemin évolutif de Hayashi
La différence étoiles/naines brunes
La séquence principale
a.
b.
5.
La masse de Jeans
Le support des nuages moléculaires
Les étoiles massives
Les étoiles de faible masse
La phase AGB
Les phases ultimes
VI- L'évolution stellaire
1
1. Polytropes
2. L’initialisation de la formation
stellaire
T. Guillot 2004-2005
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4
La masse de Jeans
+ EOS isotherme: P=Cs2ρ
T. Guillot 2004-2005
VI- L'évolution stellaire
5
Le problème du support des nuages moléculaires
•
•
•
La masse de gaz de densité >103 cm-3 dans la Galaxie: ~109 M
Temps de chute libre: ~2x106 ans
Il en résulte un taux de formation d’étoiles:
– ~500 M/an! Plus de ~100 fois le taux observé
• Conclusion: le gaz ne s’effondre pas en un temps de chute libre
• Quelle est la nature du support? 2 Hypothèses proposées:
– Le champ magnétique
– La turbulence
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T. Guillot 2004-2005
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3. L’évolution pré-Séquence
Principale
Les chemins évolutifs de Hayashi
• Avant l’amorçage des réactions de
fusion de H
• L’étoile est entièrement convective
– Structure homogène
• Le chemin d’évolution est dit
« chemin de Hayashi » (d’après
Hayashi (1961)
• La zone à droite du chemin de
Hayashi dans un diagramme HR
classique est une zone interdite à
masse et composition donnée
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Les chemins évolutifs de Hayashi
Etoile entièrement convective + ~GP => polytrope n~3/2
3
1
⇒ log P = cte − log R − log M + (1+ n)logT
2
2
Lien avec la condition limite atmosphérique (T0=Teff; P0=2/3 g/κ):
 M −b 1/(a +1)
κ = κ 0 P T ⇒ P0 = cte 2 Teff 
R

a
€
⇒ log P0 = cte −
b
2
1
b
log R −
log M −
logTeff
a +1
a +1
a +1
€
En utilisant la définition de la luminosité
=> logR=cte+1/2 logL -2logTeff
€ les deux expressions P(T)
Et en égalant
pour P=P0 et T=Teff, on trouve:
logTeff = A˜ log L + B˜ log M + cte
3 4 a −1 4
1 2a + 3 2
; B˜ =
(4 + n)a + b + n
(4 + n)a + b + n
n ≈ 3/2,a ≈ 1,b ≈ 3 ⇒ A˜ ≈ 0.05; B˜ ≈ 0.2
A˜ =
€
€
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Les naines brunes
• Pas de séquence
principale de fusion
de l’hydrogène
• Evolution similaire à
une PMS stellaire
• M< 0.075 M
• Noter la fusion du
deutérium pour
M>0.013 M
Burrows et al. 1997
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Les naines brunes
• Pas de séquence
principale de fusion
de l’hydrogène
• Evolution similaire à
une PMS stellaire
• M< 0.075 M
• Noter la fusion du
deutérium pour
M>0.013 M
Chabrier & Baraffe 2000
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4. La Séquence Principale
La « ZAMS »
Lorsque la fusion de l’hydrogène apparaît:
∂S
∂t
>> τ KH
ε˙ >> −T
τ nuc
D’où les modèles de ZAMS (Zero Age Main Sequence)
– composition homogène
– pas d’évolution temporelle
€
R∝M0.6 M≤ M
R∝M0.8 M≥ M
L∝M3.2 M≤ 20 M
L∝M M≥ 20 M
Note importante:
– Pour M<1.2 M: CNO<PP => coeur radiatif
– Pour M>1.2 M: CNO>PP => coeur convectif
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Evolution chimique & chemin évolutif
• Conséquence de la fusion de l’hydrogène: le coeur central devient
plus dense
étoile de masse solaire
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étoile de plusieurs masses solaires
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Evolution chimique & chemin évolutif
1M
5M
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Evolution chimique & chemin évolutif
1M
5M
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5. L’évolution postSéquence Principale
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Les étoiles massives
• H brûle en couches
– Coeur d’He isotherme
– Equilibre coeur isotherme/enveloppe
radiative => limite de SchoenbergChandrasekhar
– Contraction du coeur d’He
• Expansion de l’enveloppe
• réactions He->C au centre
• He brûle en couches
– L => étoile convective
• Ascension du diagramme HR le
long du chemin de Hayashi
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Les étoiles massives
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Les étoiles de faible masse (<2.3 M)
•
•
•
1.
2.
3.
4.
H brûle en couches => coeur d’He isotherme
Contraction du coeur Tc , Mc  => T(enveloppe)  => L’enveloppe devient
convective
Ascension de la branche des géantes
Quand la zone convective atteint la couche de fusion
•
•
5.
Premier dragage convectif
µ, L (temporaire)
Flash(s) de l’hélium: Mc~0.45M, Tc~108 K
•
•
•
6.
7.
SP: Coeur convectif absent ou petit
Electrons dégénérés au centre
Séquence principale proche du chemin de Hayashi
Dégénérescence => Tc , ρc~cte
Emballement thermique:
L~1011L !!! pour quelques secondes
Branche asymptotique des géantes
Pulses thermiques
•
=> NAINE BLANCHE
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ρCP
dT
T
≅ ρε − K 2 > 0
dt
Rc
€
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Les étoiles de faible masse: le premier dragage
T. Guillot 2004-2005
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Les étoiles de faible masse: le flash de l’hélium
T. Guillot 2004-2005
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Les étoiles de faible masse:
l’effondrement du coeur
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La phase AGB
•
Arrivée sur l’AGB:
– après un second dragage convectif
(« dredge-up ») (M>4M)
– après le flash de l’hélium & la branche
horizontale (M<4M)
•
•
He brûle en couche; haute luminosité =>
expansion de l’enveloppe
Deux couches de fusion de H et He
deviennent très proches
– Situation instables
– Pulses thermiques
– La luminosité de fusion de l’hélium
peut atteindre qqs 105 L
• La perte de masse devient
importante
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La phase AGB
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La phase AGB
T. Guillot 2004-2005
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La phase AGB
T. Guillot 2004-2005
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6. Les phases ultimes
Phases ultimes
Réactions nucléaires
chauffage du coeur
épuisement du carburant
contraction du coeur
(<4-10 M)
nébuleuse planétaire
(>4-10 M)
supernovae (type II)
naine blanche
étoile à neutrons
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trou noir
(>~25 M)
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Phases ultimes
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Supernovae de type II: une simulation
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VI- L'évolution stellaire
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T. Guillot 2004-2005
VI- L'évolution stellaire
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Références
• Quelques unes des animations ont été empruntées à
– http://www.cantanout.com/
• Voir aussi
– Hansen, Kawaler, Trimble « Stellar Interiors » (1994, 2004)
– Kippenhahn, Weigert « Stellar evolution » (1992)
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VI- L'évolution stellaire
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