Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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22 L’astrophysique et l’exploration de l’Univers V838 Monocerotis supergéante rouge de la constellation de la Licorne, photographiée par le télescope spatial Hubble, est située à environ 20 000 années-lumière. Le 6 janvier 2002, elle a produit un éclat très intense qui a illuminé le cocon de poussière l'entourant. La compréhension de la formation des étoiles – constituants élémentaires de notre Univers – de leur évolution dynamique et de leur fin de vie est une des briques de base de l’astrophysique moderne. V CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 L’origine des éléments lourds La plupart des éléments présents dans l'Univers ont été créés par synthèse nucléaire au cœur des étoiles, puis dispersés à la mort de celles-ci… avant de contribuer à la formation des générations ultérieures d'astres. L'évolution des étoiles est donc un élément clé de celle de l'Univers, à toutes les échelles. éritables réacteurs thermonucléaires, les étoiles fabriquent des noyaux lourds à partir des éléments primordiaux créés au moment du big bang : hydrogène, hélium et deutérium.Lorsque l'astre arrive en fin de vie, ces éléments enrichissent les couches externes puis le milieu interstellaire. Cela modifie la composition chimique des galaxies et donc les sites potentiels de formation des générations ultérieures d'étoiles. Pour comprendre comment ce qui était à l'origine essentiellement une boule d'hydrogène peut, à la fin de son existence, disperser des éléments lourds dans l'espace, il faut remonter le « film » de cette évolution. Quand une étoile a achevé sa phase de formation (voir Voyage dans les nurseries stellaires, p.17), elle entre dans sa séquence principale, très longue période durant NASA and The Hubble Heritage Team (AURA/STScI)
(adapté de André Maeder, 2009) laquelle la fusion de l'hydrogène produit au moins 99% de l'énergie rayonnée. Durant cette phase, la luminosité (ou puissance rayonnée) et la température effective de surface changent relativement peu. Dans les étoiles de masse inférieure à 1,3 fois celle du Soleil, la fusion de l'hydrogène pour former de l'hélium s'effectue par interaction de protons (réactions p-p). Dans les astres plus massifs, à la température centrale plus élevée qui permet de franchir la barrière coulombienne, le processus suit le cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Pendant toute cette séquence, les réactions nucléaires sont régulées par l’équilibre hydrostatique entre le gradient de la pression du gaz et la gravitation. Si les réactions s’emballent, l’étoile se dilate. Par contre, lorsque le combustible s'épuise, le cœur se contracte et sa température augmente, allumant ainsi les réactions, jusqu'à ce que l'hydrogène resté intact dans les couches supérieures puisse aussi se transformer en hélium. Cette combustion « en couche » s'accompagne de la dilatation des régions externes, qui de ce fait sont de moins en moins retenues par la gravité. À la fin de cette évolution, l'étoile devenue une géante rouge perd une partie de son enveloppe. Comment les étoiles ensemencent l'espace La suite de l'histoire dépend alors de la masse initiale de l'étoile. Les astres de faible masse (entre 0,07 et 0,5 fois la masse solaire) terminent leur vie comme des naines blanches formées d'hélium. Au-delà de la moitié de la masse solaire, au contraire, l'hélium fusionne pour donner du carbone et de l'oxygène. L'évolution s'accélère et l'hélium est rapidement consommé. Les astres de moins de 8 fois la masse solaire donnent ainsi naissance à des naines blanches, mais cette fois-ci composées de carbone et d'oxygène. Toutes les naines blanches sont des astres compacts dégénérés, d'une densité d'environ une tonne par centimètre cube. Ces « restes d'étoiles », de masse généralement inférieure à celle du Soleil du fait de = 160 95% 1 masse solaire M = 1,4 g/cm 3 enveloppe convective la dispersion des couches externes,peuvent accumuler de la matière par accrétion.Certains atteignent alors une masse critique, dite de Chandrasekhar, et explosent en une supernova thermonucléaire (voir L'explosion des supernovae, p.26). Les étoiles massives (de 9 à 120 fois la masse solaire) évoluent différemment. Leur température centrale étant plus élevée, les réactions de fusion peuvent aller au-delà de la création de carbone et d'oxygène, synthétisant successivement le néon, le silicium et ainsi de suite jusqu'au fer, qui est l'élément le plus stable. L'étoile est alors à court de combustible nucléaire et elle s'effondre en libérant une quantité énorme d'énergie sous forme de photons et de neutrinos. En quelques minutes, elle devient un milliard de fois plus lumineuse : c'est l'explosion d'une supernova gravitationnelle (voir L'explosion des supernovae, p.26). Les couches externes sont alors éjectées et enrichissent le milieu interstellaire en éléments lourds. Le cadavre stellaire qui en résulte est un objet extrêmement compact d'une dizaine de kilomètres de rayon, constitué de neutrons, d'une densité de plus d'un million de tonnes par centimètre cube, qui s'effondre en un trou noir stellaire lorsque sa masse dépasse trois fois celle du Soleil. Le milieu interstellaire est donc constamment enrichi en éléments lourds en provenance d'anciennes étoiles (on dit que sa métallicité augmente), qui entreront à leur tour dans la composition des astres futurs. Cependant, si ce scénario régi par l'équilibre hydrostatique et la physique microscopique explique les grandes lignes de l'évolution des étoiles, il ne prend pas en compte les processus dynamiques internes, ni les interactions des astres avec leur environnement. Des astres très agités Les étoiles sont en effet des objets dynamiques en rotation, dotés d'un champ magnétique, où divers types d'ondes se manifestent (voir Les enseignements du Soleil, p.10 et Du Soleil aux étoiles, p.16). De plus, zone radiative enveloppe radiative cœur convectif 99% 99,7% 9 masses solaires M = 0,26 g/cm 3 R = 0 180 000 539 000 696 000 km R = 0 553 000 1 500 000 2 540 000 km (0,52 MSoleil) (0,98 MSoleil) (0,97 Métoile) T6 = 15,5 7,5 1,5 T = 5 800 K T6 = 30,5 21 5,3 T = 24 000 K 19 0,09 g/cm 3 = 10,1 5,4 0,08 g/cm 3 Figure 1. Structures d'une étoile de même masse que le Soleil (à gauche) et d'une étoile neuf fois plus massive (à droite). Les rayons R, les températures T (en K) ou T 6 (en millions de K) ainsi que les densités sont indiqués pour le centre et les limites des régions radiatives et convectives. M représente la densité moyenne de l’étoile. Les pourcentages correspondent à la fraction de l'énergie totale produite. CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 23



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