supernovaes, étoiles à neutron et trous noirs

Question 1

nombre de masses solaires différenciant étoiles massives des étoiles non massives:

Answer 1

8

Question 2

phase absente pour étoiles massiques par rapport aux étoiles massives:

Answer 2

flash de l’hélium

Question 3

La catastrophe du fer:

Answer 3

I Du carbone s’accumule donc dans le coeur de
l’étoile massive.
I Puis la fusion du carbone en silicium commence
dès qu’il y en a suffisamment. . .
I puis la fusion du silicium en fer.
I Toutes les fusions opèrent en même temps !

Question 4

structure interne d’une étoile massive:

Answer 4

en pelure d’oignon. au centre, noyau fusion d’atomes un peu moins lourds que le fer et extérieur fusion de l’hydrogène.

Question 5

mort d’une étoile massive:

Answer 5

I Le fer du coeur ne fusionne pas (la fusion du
fer demande de l’énergie, ce qui stoppe net le
processus, peu importe la température).
I La force qui s’oppose à la gravité faiblit, et le
coeur se contracte sous l’effet de la gravité.
I À un certain moment, le noyau devient si dense
que les électrons sont forcés de fusionner. . .
avec les protons !
I Le produit est un neutron (conservation de la
charge), et tout le coeur de l’étoile y passe en
moins de 0,1 seconde !
7
I N’ayant plus d’orbitales électroniques qui se
repoussent les unes les autres, le coeur de
l’étoile se transforme en matière neutronique
ininterrompu dans tout le volume.
I La densité fait un bond à 1017 kg/m3, soit un
milliard de tonne par cm3 (la densité de notre
Soleil n’est que de 105 kg/m3, soit mille
milliards de fois moindre).

Question 6

suite mort d’une étoile massive:
Les supernovæ de type II
ce qui se passe, les atomes qui sont formés, ce qui en reste…

Answer 6

I Le coeur implose à une
vitesse vertigineuse, et
la pression au centre
devient
momentanément
beaucoup trop
importante pour la
matière neutronique.
I Il y a rebond, et un
onde de choc très
intense expulse les
couches externes de
l’étoile dans une
explosion titanesque :
une supernova à
effondrement de
coeur !
I La luminosité des supernovæ peut atteindre
10 milliards de fois celle de notre Soleil, soit
autant qu’une galaxie moyenne entière.
I C’est lors des supernovæ que sont formés les
atomes plus lourds que le fer, tel l’uranium.
I Ce qui reste de l’étoile massive n’est plus que le
coeur : l’étoile à neutrons.

Question 7

Nomenclature des supernovæ:

Answer 7

Exemple : SN1994D
I SN : supernova
I 1994 : année de la première observation
I D : la 4e observée dans l’année. Si >26, on
double les lettres. Par exemple, AC = 29ème
de l’année.

Question 8

nombre annés lumiere zone dangeureuse pour une supernovae:

Answer 8

I Il est estimé que la « zone dangeureuse » s’étend de 25 à

30 années-lumière autour de la supernovæ.

Question 9

scénario catastrophe…

Answer 9

I Une étoile massive de notre entourage explose en une
supernova, libérant dans l’espace plus d’énergie en une
fraction de seconde que notre Soleil en un milliard
d’année.
I La Terre est bombardée d’éléments radioactifs,
détruisant la couche d’ozone et exposant les êtres
vivants à de multiples mutations génétiques.
I Une supernova à quelques centaines d’a.l. n’aurait pas
d’effets importants sur la Terre, mais ses effets seraient
peut-être perceptibles.
Heureusement. . .
I les étoiles candidates pour une supernova de
type II (effrondrement de coeur) sont des
étoiles très massives.
I Ces étoiles ont une vie brève, de quelques
millions d’années.
I Notre région immédiate est plus âgée (notre
Soleil fait 5 milliards d’années).
I Les candidates à supernova de type II sont
éloignées à plusieurs centaines d’années
lumières.
I Ce serait un beau spectacle innofensif.

Question 10

Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles

Âge = 0:

Answer 10

Les étoiles prennent place sur la séquence principale.

Les étoiles massives s’y installent plus rapidement.

Question 11

Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles

Âge = 10 millions d’années:

Answer 11

Les étoiles les plus massives (type
O) quittent la séquence principale avant même que les moins
chaudes ne s’y installent.

Question 12

Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles

Âge = 100 millions d’années:

Answer 12

Voyez le point de virage. Les
étoiles de type O sont déjà devenue des supernovæ. Les étoiles
de type B quittent la série principales. Les autres fusionnent
tranquillement de l’H en He.

Question 13

Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles

Âge = 1 milliard d’années:

Answer 13

Les étoiles B les + massives sont
devenues des supernovæ, tandis que d’autres sont des
supergéantes. Les A quittent la série principale.

Question 14

Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles

Âge = 5 milliards d’années:

Answer 14

Au tour des étoiles G à quitter la
série principale. Les étoiles géantes les plus massives ont
commencé à devenir des naines blanches.

Question 15

Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles

Âge = 10 milliards d’années:

Answer 15

Il n’y a plus d’étoiles OBAFG sur
la série principale. La branche des géantes rouges est remplie
et il y a beaucoup de naines blanches.

Question 16

Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles

ce que nous indique le point de virage?…

Answer 16

I La position du point de virage sur la série
principale nous indique l’âge de l’amas de
l’étoile.
Ainsi, toutes les étoiles de l’amas contribuent,
ce qui est beaucoup plus fiable.

Question 17

Systèmes binaires rapproché
I Les étoiles sont souvent formées en amas.
I Il arrive que deux étoiles soient formées à
courte distance l’une de l’autre (< 5 u.a.).
I Les systèmes composés de deux étoiles sont
stables, et les étoiles tournent autour l’une de
l’autre.
I Les étoiles n’ont généralement pas la même
masse, la plus massive devenant une géante ou
une supergéante avant l’autre.
que peut-il se passer dans un tel système?

Answer 17

Si les étoiles sont suffisamment proches (50%
des cas), les couches externes de l’étoile
devenue géante tombent sur l’autre.
I Ces systèmes, appelés systèmes binaires
rapprochés, ont une évolution très différente,
due à l’échange de masse entre les étoiles.

Question 18

les systèmes binaires

La matière passe d’une étoile à l’autre et forme…

Answer 18

un disque d’accrétion

Question 19

les systèmes binaires
La matière passe d’une étoile à l’autre. cet échange de matière ne dépend pas de…1)
2)… cela fait en sorte que l’autre étoile…

Answer 19

Pas besoin d’être massif
pour profiter du voisin. . .
I Une étoile moins massive
peut aspirer l’atmosphère
de sa voisine lorsque cette
dernière devient géante.
I L’étoile moins massive
acquiert donc de la masse,
et elle peut changer de
type.

Question 20

un lobe de roche, c’est quoi?

Answer 20

I Si les deux étoiles sont toutes deux en phase
géante, elles peuvent remplir leur lobe de
Roche respectif.
I Un lobe de Roche est la taille maximale qu’une
étoile peut atteindre avant de se « déverser »
sur sa voisine.

Question 21

système binaire contact, c’est quoi?

Answer 21

I Il y a donc un pont de matière (de l’hydrogène)
ininterrompu entre les deux étoiles, et on parle
alors d’étoile binaire à contact (notez le
singulier), ou encore un système binaire
contact.

Question 22

les naines blanches, c’est quoi?

Answer 22

les naines blanches sont des coeurs
d’étoiles dont la fusion s’est arrêtée au carbone
et à l’oxygène.

Question 23

Les novæ:

ce que peuvent faire les naines blanches…

Answer 23

Si la petite étoile est déjà une naine blanche,
elle peut accumuler une couche de d’hydrogène
à sa surface.
Cet hydrogène s’accumule jusqu’à ce que la
température et la pression soient suffisantes
pour amorcer la réaction de fusion.
I Une réaction similaire au flash de l’hélium se
produit et la couche d’hydrogène à la surface
s’embrase (d’où sa grande visibilité) pendant
quelques jours, puis s’arrête.

Question 24

différence de luminosité entre les novae et les supernovaes:

Answer 24

I La luminosité d’une nova est inférieure à celle

d’une supernova : 106Ls au lieu de 1010Ls.

Question 25

I De la matière est
éjectée à la suite de
l’explosion.
I Une étoile peut
passer plusieurs fois
par cette phase, en
fonction de sa voisine
géante qui la nourrit.

Answer 25

novae récurrente

Question 26

nova récurrente, c’est quoi?

Answer 26

I De la matière est
éjectée à la suite de
l’explosion.
I Une étoile peut
passer plusieurs fois
par cette phase, en
fonction de sa voisine
géante qui la nourrit.
I C’est une nova
récurrente.

Question 27

Les supernovæ de type Ia: explication

Answer 27

I Les novæ récurrentes expulsent de la matière
avec chaque explosion, mais n’expulsent pas
tout.
I Ces naines blanches augmentent donc de masse
et de température, tranquillement mais
sûrement.
I Lorsque la masse atteint la limite théorique de
1,4 Ms (limite de Chandrasekhar), la
température est telle que les fusions reprennent
de plus belle, fusionnant jusqu’au silicium.
35
I La production d’énergie est telle par rapport à
la petitesse de l’étoile que l’étoile entière
explose littéralement : ce sont les supernovæ
de type Ia.

Question 28

les 2 différences entre les supernovæ de type Ia et les supernovaes de type II:

Answer 28

On différencie ces types par l’absence de raies
de l’hydrogène pour les Ia, alors que les II en
ont.
I Si les SN de type II laissent derrière une étoile
à neutrons, rien ne reste derrière une SN de
type Ia : tout s’est volatilisé en nébuleuse.

Question 29

les supernovæ de type Ia explosent

lorsque…

Answer 29

la masse de la naine blanche entourée de H atteint la limite de
Chandrasekhar (1,4 Ms),

Question 30

pk les supernovæ de type Ia ont la mm luminosité lors de leur explosion?

Answer 30

Puisque les supernovæ de type Ia explosent
lorsque la masse atteint la limite de
Chandrasekhar (1,4 Ms), ils ont une luminosité
très semblables.

Question 31

I /I0 = r a la−2/r a la−2 0 ou?…

Answer 31

r = distance et I = intensité

Question 32

Bien que les astronomes classifient les supernovæ
par leur… 1) , nous allons les classer plutôt par leur…2) :
3) deux mécanismes créationnels

Answer 32

1) spectre
2) mécanisme physique derrière leur création
3) I supernovæ thermonucléaires (type Ia)
I supernovæ à effondrement de coeur (tous les
autres types : II, Ib, Ic)

Question 33

deuxième scénario apocalyptique…

Answer 33

I Et les dangers pour la Terre, advenant une SN
de type Ia proche ?
I Les probabilités d’avoir une (très) mauvaise
surprise sont plus grandes que pour les SN de
type II, car il y a des naines blanches à plus
faible distance.
I La candidate la plus près pour une prochaine
SN de type Ia est IK Pegasi à 150 a.l.
I IK Pegasi A est une étoile de type A, sur la
séquence principale, et sa voisine IK Pegasi B
est une naine blanche. Elles ne sont séparées
que de 0,21 ua et tournent autour l’une de
l’autre en 21,7 jours.
I Lorsque IK Pegasi A entrera dans sa phase
géante rouge, IK Pegasi B se régalera de
l’enveloppe de sa voisine.
I Heureusement, ces voisins indésirables
s’éloignent de nous et il est estimé qu’ils
devraient être suffisamment loin pour être
innofensifs lorsque IK Peg B explosera, dans 5
millions d’années.

Question 34

Étoiles à neutrons formées par…

Answer 34

I Les supernovæ de type II

Question 35

Le coeur d’une supernovae de type II dépouillée de ses couches externes=

Answer 35

Étoiles à neutrons

Question 36

Étoiles à neutrons rayon moyen,densité (si je men rappelle ok), tepérature et émet dans le…

Answer 36

I Le rayon d’une étoile à neutrons est de l’ordre
de 10 km.
I Si 1 cm3 de naine blanche a une masse de 1
tonne, 1 cm3 d’étoile à neutrons a une masse
de 100 000 000 tonnes. . .
I Une étoile à neutrons nouvellement formée a
une température de surface qui peut atteindre
1 000 000 K.
I Le rayonnement de corps noir à ces
température est concentré dans les rayons X.
Elles sont très brillantes à ces longueurs
d’onde, mais elles sont invisibles à nos yeux.

Question 37

Les pulsars

Answer 37

I En 1967, l’astrophysicienne
Jocelyn Bell Burnell découvre
une source qui émet du
rayonnement radio de façon
pulsée, avec une très grande
régularité : 1 pulsation toutes
les 1,337 301 13 secondes !

Question 38

Les pulsars, c’est quoi?

Answer 38

une étoile à eutrons
nouvellement formée (moins
de quelques dizaines de
millions d’années) en
rotation sur elle-même.

Question 39

Les pulsars

pk ils ont cette rotation?

Answer 39

Par la conservation du moment cinétique, une étoile
de la série principale qui tourne sur elle-même en un
mois (comme notre Soleil), suite à un effrondrement
gravitationnel, atteindra une période de rotation d’à
peine une seconde !

Question 40

Ce qui a de particulier avec les pulsars…

c’est quoi le lien avec la rotation de la Terre et le champ magnétique?

Answer 40

Le pulsar expulse du rayonnement le long de son axe
nord-sud magnétique, qui, comme la Terre, ne
coïncide pas avec son axe de rotation géographique.
Lorque la Terre est vis-à-vis l’axe nord-sud, elle
reçoit une impulsion d’onde radio de 1 Hz.

Question 41

Que se passe-t-il lorsqu’une étoile d’un système
binaire passe par l’étape d’une supernova de type II
et qu’une étoile à neutrons est formée ?

Answer 41

I Si l’explosion est asymétrique, l’étoile à
neutrons peut se séparer de sa voisine et errer
seule (on en a observé des solitaires filant à
1000 km/s)
I Mais habituellement, le couple reste uni et
l’étoile à neutrons tourne autour de sa voisine.

Question 42

que se passerait-il dans un système où il y aurait une géante rouge et une étoile à neutron?
nom de la conséquence de cela et conséquence sur le moment cinétique de l’étoile à neutrons?

Answer 42

I Comme la naine blanche, l’étoile à neutrons va
accréter l’atmosphère soufflée par sa voisine
(tout ce qui déborde du lobe de Roche).
I Ce transfert de masse va mener également à
une nova, mais en plus énergétique : un
sursaut en rayons X.
I L’ajout de matière via le disque d’accrétion
augmente le moment cinétique de l’étoile à
neutrons, qui tourne de plus en plus vite.
I La période de rotation d’une étoile à neutrons
peut atteindre la milliseconde !
I Il y a plusieurs pulsars millisecondes dans notre
galaxie.

Question 43

I Il arrive que des étoiles doubles finissent toutes
deux en étoiles à neutrons.
I Si seule une des deux étoiles à neutrons est un
pulsar, c’est… pulsar binaire.
I Si les deux étoiles sont des pulsars (et qui éclairent
la Terre tous les deux), c’est…

Answer 43

1) un pulsar binaire

2) un pulsar double

Question 44

il arrive quoi si deux étoiles à neutrons entrent en collision?
énergie libérée sous forme…?

Answer 44

ils s’unifient
I Ces collisions sont les évènements les plus
énergétiques qui se produisent dans l’univers
depuis le Big Bang :
I L’énergie libérée est sous forme de sursaut en
rayons gamma, le rayonnement le plus
énergétique du spectre, détectable à des milliards
d’années-lumière.
I On estime que l’énergie libérée en quelques
secondes est de l’ordre d’une centaine d’explosions
de supernovæ.

Question 45

masse étoile à neutrons:

Answer 45

I On pense que toutes les étoiles à neutrons ont une
masse supérieure à 1,4 Ms (c’est la même limite
de Chandrasekhar).

Question 46

Les trous noirs

il faut que l’étoile initiale ait une masse de quoi et que son cadavre stellaire ait une masse de?…

Answer 46

On pense que si la masse du cadavre stellaire
est > à 3 Ms (étoile exceptionnellement
massive, initialement plus de 10 Ms), l’objet
devient un trou noir.

Question 47

Les trous noirs formés par? 2)

Answer 47

1)étoile massive ou collision entre deux étoiles à neutrons

Question 48

Les trous noirs
Plus on s’éloigne d’un astre, moins la gravité se
fait sentir. La limite de non-retour (du moins
pour la lumière) est

Answer 48

le rayon de
Schwarzschild, RS, qui ne fait que quelques
kilomètres

Question 49

révision: Explosion d’étoile peu massive=

Answer 49

=nébuleuse planétaire = naine blanche.

Question 50

I Pour s’appliquer(la loi de Schwarzchild),…?

Answer 50

l’astre doit être complètement à l’intérieur du trou noir, comcentré au mm endroit

Question 51

noyau d’un trou noir=

Answer 51

singularité

Question 52

pk on ne peut comprendre les trous noirs?

Answer 52

I Nous avons dépassé la frontière d’applicabilité
des théories de la mécanique quantique et de
la relativité. Nous avons besoin de les unifier
afin d’aller plus loin, ce qui n’est pas fait.

Question 53

et si on sapprochait dun trou noirre

problème…

Answer 53

I L’intensité de la gravité dépend
de la distance de la masse
centrale.
I Par exemple, sur Terre, nos
pieds sont plus attirés vers le
centre de la Terre que notre
tête.
I Cette différence correspond au
poids d’une goutte d’eau. On ne
s’en rend pas compte. C’est un
effet de marée.
=shaghetification!

Question 54

deux seules manieres de voir un trou noirre?

Answer 54

1. lentille gravitationnelle

2. disque d’accrétion

Question 55

pk disque d’accrétion est si lumineux?

Answer 55

I Certains trous noirs font partie de systèmes
binaires rapprochés.
I Le transfert de matière de l’étoile en phase
géante ou supergéante vers le trou noir forme
un disque d’accrétion.
I Cette matière est emportée avec tellement de
force qu’avant de traverser le rayon de
Schwarzschild, elle s’échauffe considérablement
et émet du rayonnement de haute énergie, du
rayonnement X.
I Le trou noir, qui est l’objet le plus sombre qui
puisse exister, est alors entouré de matière
parmi la plus lumineuse qui soit !

Question 56

un truc qui est mal compris des trous noires?

Answer 56

les jets de matières à leurs ectrémités

Question 57

ce qui est provoqué par la collision de deux trous noirs?

Answer 57

ondes gravitationelles