Construction des modèles d’évolution stellaires
La naissance de l’étoile se fait sur la séquence principale. Son évolution dépend ensuite (selon le théorème de Vogt-Russel) de la masse de l’étoile, de sa composition chimique.
Nous avons vu que la température au cœur de l’étoile dépend de la masse de l’étoile: plus l’étoile est massive et plus la température centrale est élevée. Plus la température est élevée, plus la « combustion » de l’hydrogène est rapide. Donc, plus l’étoile est massive, plus sa durée de vie sera courte.
Le second paramètre est la composition chimique: la métallicité
I- Evolution d’une étoile de type solaire
Intérêt du Soleil: on connait son âge indépendamment du modèle de son évolution: c’est une manière de valider les modèles d’étoiles.
Le modèle permet de calculer la pression et la température centrale. On en déduit le fonctionnement interne: fusion de l’hydrogène. On calcule son âge en fonction de sa masse de sa composition chimique initiale et on vérifie le résultat avec:
La luminosité
La température de surface
Et, pour le Soleil l’âge déjà connu
Le modèle ainsi vérifié pour le Soleil peut être appliqué aux autres étoiles.
On ne connait pas la composition en Hélium du Soleil et la part de la convection dans l’évacuation de l’énergie produite au cœur.
On connait la masse, le rayon, la luminosité, le rapport Z/X (métaux sur hydrogène) et l’âge
On en déduit: l’abondance initiale en Hélium (Y) et la longueur de mélange de la convection.
Comment fait-on ?
On rentre dans le modèle les données connues. On estime les valeurs de Y et la longueur de mélange (convection). On fait « tourner » le modèle jusqu’à ce que l’âge soit de 4,55 milliards d’années.
On observe alors la variation du rayon et de la luminosité:
Soit ce sont celles observées aujourd’hui et le modèle est validé et donc Y et la longueur de mélange
Soit elles ne correspondent pas: on fait varier les paramètres initiaux et on fait tourner le modèle. Ceci jusqu’à ce que les valeurs introduites aboutissent aux bons résultats pour les valeurs du rayon et de la luminosité.
Validations
Pour le Soleil on dispose de deux autres méthodes d’étude: les neutrinos et l’hélio-sismologie.
Les neutrinos valident les mécanismes de fusion de l’hydrogène au cœur du Soleil.
Méthodes:
Le perchloréthylène 37 Cl + n à 37Ar qui se désintègre (Dakota)
L’eau pure avec l’accélération d’un électron par les neutrinos (Kamioka au Japon)
Le 71Ga + n 71Ge (Oural, Abruzzes)
Résultats:
Initialement on observe moins de neutrinos détectés que le nombre estimé.
Aujourd’hui on connait les oscillations des neutrinos (changement de saveur) qui expliquent cette discordance.
Le modèle de fusion thermonucléaire est validé.
L’hélio-sismologie.
Des ondes sonores progressent dans le Soleil. Elles permettent de connaître les couches de matière et en particulier de déterminer l’épaisseur de la zone convective.
Aujourd’hui on sait le faire pour les étoiles: astéro-sismologie.
Le modèle solaire
Les données:
Masse : 1,9891 1030 kg
Rayon: 6,96 108 m
Luminosité: 3,844 1026 Watts
Composition chimique: Z/X = 0,024 . Imprécision pour C, N, O.
Âge: 4,47 +- 0,02 milliards d’années (météorites)
Les résultats du modèle sont conformes aux observations aux pourcentages d’erreur près.
Evolution du Soleil
Rappel: l’âge zéro correspond au moment de l’allumage des réactions de fusion de l’hydrogène en hélium.
L’hélium produit se concentre au cœur du Soleil
Des phases se succèdent
Le point de départ, la fin de la proto-étoile coïncide avec le début de la fusion; 1
Phases 1 à 3: fusion de l’hydrogène selon la chaine proton-proton, baisse de pression centrale, pression des couches externes qui augmentent la densité et la température à augmentation des réactions de fusion d’où augmentation de la luminosité et du rayon.
Le système est auto-régulé.
Les mécanismes restent identiques dans cette phase: l’étoile est sur la S.P.
Le Soleil est actuellement en phase 3.
Phases 3 et 4: l’hydrogène fusionne dans une couche périphérique mais cette couche diminue ainsi que sa température.
L’étoile augmente de diamètre, ses couches externes se refroidissent: la température de surface diminue (l’étoile rougit)
Premières étapes: évolution lente
Phases 5 et 6: la température a baissé, la fusion a diminué: il y a alors une nouvelle contraction du noyau qui augmente la température et permet au reste d’hydrogène de fusionner selon la réaction du cycle CNO.
Très forte dilatation des couches externes de l’étoile d’où augmentation de la luminosité (proportionnelle au rayon) mais diminution de la température effective: l’étoile et une géante rouge.
Phase de géante rouge: en 1 milliard d’années
L’hélium fusionne en C et O
L’hydrogène périphérique fusionne en hélium
Arrêt de la combustion d’hydrogène et diminution de la fusion de l’Hélium:
Les régions centrales se contractent
Les électrons deviennent dégénérés: la pression devient indépendante de la température. La température atteint 100 106 K.
Comme le noyau est en tout point isotherme, l’hélium se met à fusionner dans la totalité du noyau; c’est le flash d’hélium; durée de quelques centaines d’années.
L’énergie se transporte par convection qui amène en surface les produits de la fusion (C et O).
L’allumage des réactions augmente la température: le gaz cesse d’être dégénéré.
La fusion de l’hélium et de l’hydrogène restant se poursuit et l’étoile de dilate: sa température de surface diminue.
Arrêt de la fusion de l’hélium au centre à contraction gravitationnelle re-augmentation de la température redémarrage de la fusion en périphérie du noyau; l’étoile augmente de diamètre et redevient une géante rouge. Le cœur de l’étoile est formé d’Hélium au repos. Seule une couche périphérique fusionne.
A partir de cette phase le diamètre de l’étoile oscille: étoile variable. Durée 30 000 ans.
Puis les parties périphériques de l’étoile sont progressivement éjectées
L’étoile perd 10-9 à 10-5 masses solaires par an pendant environ 100 millions d’années.
Les parties périphériques forment la nébuleuse planétaire.
L’étoile devient une naine blanche.
En somme
Les étoiles commencent leur vie d’étoile lorsqu’elles allument leurs réactions de fusion nucléaire.
Elles sont un certain temps sur la séquence principale du diagramme H-R. Elles sont nombreuses dans cette zone car elles y restent longtemps.
Leur vitesse d’évolution et leur destinée dépendent de:
Leur masse à l’arrivée sur la SP
Leur composition chimique