I-                Evolution des étoiles en fonction de leur masse

Rappels:

La « machine » étoile se met en route quand la proto-étoile arrive sur la SP.

La température et la pression centrale dépendent de la masse à cet instant.

La production d’énergie: quantité et mode sont en relation avec la Tc et la Pc

La durée de vie d’une étoile dépend de sa masse

 

Type
spectral

RayonRayon

Masse

Luminosité

Température

Exemples

   

L

K

O5

18

40

500 000

38 000

Zeta Puppis

B0

7,4

18

20 000

30 000

Phi1 Orionis

B5

3,8

6,5

800

16 400

Pi Andromedae A

A0

2,5

3,2

80

10 800

Alpha Coronae Borealis A

A5

1,7

2,1

20

8 620

Beta Pictoris

F0

1,4

1,7

6

7 240

Gamma Virginis

F5

1,2

1,29

2,5

6 540

Eta Arietis

G0

1,05

1,10

1,26

6 000

Beta Comae Berenices

G2

 1,00[

 1,00

 1,00

5 920

Soleil

G5

0,93

0,93

0,79

5 610

Alpha Mensae

K0

0,85

0,78

0,40

5 150

70 Ophiuchi A

K5

0,74

0,69

0,16

4 640[24]

61 Cygni A

M0

0,63

0,47

0,063

3 920

Gliese 185

M5

0,32

0,21

0,007 9

3 120

EZ Aquarii A

M8

0,13

0,10

0,000 8

Étoile de Van Biesbroeck

Exemple d’étoiles sur la S-P

 

M

R

Teff

Tc

rhoc

Pgrav

Pcinétique

Pdeg

Prad

Somme P

0,5

0,48

3500

8,4

52

39,56

36,25

7,2425

0,01

43,51

0,8

0,63

4800

11

58

34,127

52,95

8,6882

0,04

61,68

1

0,73

5940

13

65

29,579

70,14

10,5050

0,07

80,71

2

1,08

11460

21

62

24,697

108,07

9,7096

0,50

118,28

5

2,12

21200

27

21

10,396

47,06

1,5981

1,36

50,02

10

3,35

30100

32

9,1

6,6696

24,17

0,3966

2,68

27,25

20

4,98

40000

35

4,7

5,4629

13,65

0,1319

3,84

17,63

50

7,93

53000

40

2,4

5,3104

7,97

0,0430

6,55

14,56

 

 Rayon et masse

 

Température effective

 Calculs sur quelques étoiles

Etoile

Rayon

Masse

densité moyenne

Masse à mi-rayon

Pression centrale

N

Température centrale

En réalité

Zeta puppis

12600000000

8E+31

9,534429276

1E+31

2,0188E+12

1,1398E+28

1,28E+07

3,85E+07

alpha Co Bo

1750000000

6,4E+30

284,6965327

8E+29

3,47232E+13

3,4034E+29

7,39E+06

2,22E+07

Soleil

700000000

2E+30

1390,119788

2,5E+29

1,32459E+14

1,6618E+30

5,78E+06

1,73E+07

61 cygni

518000000

1,38E+30

2367,043053

1,725E+29

2,10306E+14

2,8297E+30

5,39E+06

1,62E+07

 

Température centrale

 

Production d’énergie des étoiles massives

A partir d’une température centrale de 18 millions de K, l’hydrogène fusionne selon le cycle CNO. Cela correspond à une étoile de plus de 1,5 masse solaire.

Conséquences du cycle CNO:

Le processus est plus sensible à la température que la chaîne p-p

La fusion est concentrée au cœur de l’étoile d’où un flux d’énergie très élevé vers la périphérie.

Le transport radiatif est insuffisant: le cœur est convectif

En conséquence ce cœur est homogène en H et He

Au-delà du cœur le transport d’énergie est radiatif

 

Zones radiatives et convectives :

 

 

Masse > 1,5 masses solaires

Masse ≤ 1,5 M sol.

Tc > 18 millions K

Tc < 18 millions K

Cycle CNO

Chaîne p-p

Energie proportionnelle température

Production moins sensible à Tc

Cœur convectif

Cœur radiatif

Enveloppe radiative

Enveloppe convective

 

 La production d’énergie et donc la vitesse de consommation de l’hydrogène augmente avec la masse.  Relation masse – luminosité : L est proportionnel à M3,8

 

Vie sur la séquence principale

Fusion de l’hydrogène en hélium

Durée de vie en fonction de la masse:

0,25 Msol : 70 milliards d’années

1 Msol: 10 Ga

15 Msol: 10 millions d’années

 

Masses

La plus grosse étoile observée a une masse de 70 Msol ; la plus petite: 0,08 Msol.

La durée de vie décroît dramatiquement avec la masse.

Dans les étoiles massives, la fusion de l’hélium se fait sans flash, au cœur puis en couronne. Ensuite on assiste à la fusion de l’hélium en Carbone, puis en Oxygène et Silicium

Les étoiles de plus de 15 masses solaires vont jusqu’au Fer (qui ne peut pas fusionner car sa fusion consomme de l’énergie et donc n’en produit pas).

 

Type de fusion

Durée

Tcentrale en Giga K

Pcentrale (kg m3)

H

7 000 000

0,06

5 000

He

500 000

0,23

700 000

C

600

0,93

2 108

Ne

1 an

1,7

4 109

O

0,5 ans

2,3

1 1010

Si

1 jour

4,4

3 1010

Production des matériaux stellaires

Production en fin de vie

Le Soleil (1 Msol)                 Carbone

3 Msol                                Oxygène

10 Msol                               Silicium

30 M sol                             Fer

 

EVOLUTION FINALE

 

Lorsque tous les matériaux disponibles ont été consommés, l’évolution finale de l’étoile dépend de deux limites :

La masse de Chandrasekhar: 1,2 à 1,4 Msol

La masse de Oppenheimer-Volkoff: 1,5 à 2 Msol.

 

-        Si la masse résiduelle de l’étoile est inférieure à la masse de Chandrasekhar, l’évolution se fait vers une naine blanche qui deviendra par refroidissement une naine noire.

-        Si la masse résiduelle de l’étoile est comprise entre la masse de Chandrasekhar et la masse de Oppenheimer-Volkoff l’évolution se fait vers une étoile à neutrons.

-        Si la masse résiduelle de l’étoile est supérieure  à la masse de Oppenheimer-Volkoff l’évolution se fait vers un trou noir.

 

Evolution finale

Le Soleil (1 Msol)              Nébuleuse planétaire      Naine blanche

3 Msol                             Nébuleuse planétaire      Naine blanche

10 Msol                           Supernova                     Etoile à neutrons

30 M sol                          Supernova                     Trou noir

 

La vérification des modèles se fait par l’étude du nombre d’étoiles en fonction de la masse dans les différentes zones du diagramme H-R, celle des variables Céphéides et les RR Lyrae et les étoiles des amas qui sont toutes formées en même temps mais ont des masses initiales différentes et donc une évolution différente.

 

 FIN.