supernovaes, étoiles à neutron et trous noirs Flashcards
nombre de masses solaires différenciant étoiles massives des étoiles non massives:
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phase absente pour étoiles massiques par rapport aux étoiles massives:
flash de l’hélium
La catastrophe du fer:
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 !
structure interne d’une étoile massive:
en pelure d’oignon. au centre, noyau fusion d’atomes un peu moins lourds que le fer et extérieur fusion de l’hydrogène.
mort d’une étoile massive:
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 !
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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).
suite mort d’une étoile massive:
Les supernovæ de type II
ce qui se passe, les atomes qui sont formés, ce qui en reste…
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.
Nomenclature des supernovæ:
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.
nombre annés lumiere zone dangeureuse pour une supernovae:
I Il est estimé que la « zone dangeureuse » s’étend de 25 à
30 années-lumière autour de la supernovæ.
scénario catastrophe…
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.
Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles
Âge = 0:
Les étoiles prennent place sur la séquence principale.
Les étoiles massives s’y installent plus rapidement.
Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles
Âge = 10 millions d’années:
Les étoiles les plus massives (type
O) quittent la séquence principale avant même que les moins
chaudes ne s’y installent.
Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles
Âge = 100 millions d’années:
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.
Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles
Âge = 1 milliard d’années:
Les étoiles B les + massives sont
devenues des supernovæ, tandis que d’autres sont des
supergéantes. Les A quittent la série principale.
Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles
Âge = 5 milliards d’années:
Au tour des étoiles G à quitter la
série principale. Les étoiles géantes les plus massives ont
commencé à devenir des naines blanches.
Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles
Âge = 10 milliards d’années:
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.
Détermination de l’âge d’un amas d’étoiles
ce que nous indique le point de virage?…
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.
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?
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.
les systèmes binaires
La matière passe d’une étoile à l’autre et forme…
un disque d’accrétion
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…
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.
un lobe de roche, c’est quoi?
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.
système binaire contact, c’est quoi?
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.
les naines blanches, c’est quoi?
les naines blanches sont des coeurs
d’étoiles dont la fusion s’est arrêtée au carbone
et à l’oxygène.
Les novæ:
ce que peuvent faire les naines blanches…
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.
différence de luminosité entre les novae et les supernovaes:
I La luminosité d’une nova est inférieure à celle
d’une supernova : 106Ls au lieu de 1010Ls.
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.
novae récurrente
nova récurrente, c’est quoi?
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.
Les supernovæ de type Ia: explication
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.
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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.
les 2 différences entre les supernovæ de type Ia et les supernovaes de type II:
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.
les supernovæ de type Ia explosent
lorsque…
la masse de la naine blanche entourée de H atteint la limite de
Chandrasekhar (1,4 Ms),
pk les supernovæ de type Ia ont la mm luminosité lors de leur explosion?
Puisque les supernovæ de type Ia explosent
lorsque la masse atteint la limite de
Chandrasekhar (1,4 Ms), ils ont une luminosité
très semblables.
I /I0 = r a la−2/r a la−2 0 ou?…
r = distance et I = intensité
Bien que les astronomes classifient les supernovæ
par leur… 1) , nous allons les classer plutôt par leur…2) :
3) deux mécanismes créationnels
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)
deuxième scénario apocalyptique…
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.
Étoiles à neutrons formées par…
I Les supernovæ de type II
Le coeur d’une supernovae de type II dépouillée de ses couches externes=
Étoiles à neutrons
Étoiles à neutrons rayon moyen,densité (si je men rappelle ok), tepérature et émet dans le…
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.
Les pulsars
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 !
Les pulsars, c’est quoi?
une étoile à eutrons nouvellement formée (moins de quelques dizaines de millions d’années) en rotation sur elle-même.
Les pulsars
pk ils ont cette rotation?
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 !
Ce qui a de particulier avec les pulsars…
c’est quoi le lien avec la rotation de la Terre et le champ magnétique?
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.
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 ?
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.
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?
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.
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…
1) un pulsar binaire
2) un pulsar double
il arrive quoi si deux étoiles à neutrons entrent en collision?
énergie libérée sous forme…?
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.
masse étoile à neutrons:
I On pense que toutes les étoiles à neutrons ont une
masse supérieure à 1,4 Ms (c’est la même limite
de Chandrasekhar).
Les trous noirs
il faut que l’étoile initiale ait une masse de quoi et que son cadavre stellaire ait une masse de?…
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.
Les trous noirs formés par? 2)
1)étoile massive ou collision entre deux étoiles à neutrons
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
le rayon de
Schwarzschild, RS, qui ne fait que quelques
kilomètres
révision: Explosion d’étoile peu massive=
=nébuleuse planétaire = naine blanche.
I Pour s’appliquer(la loi de Schwarzchild),…?
l’astre doit être complètement à l’intérieur du trou noir, comcentré au mm endroit
noyau d’un trou noir=
singularité
pk on ne peut comprendre les trous noirs?
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.
et si on sapprochait dun trou noirre
problème…
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!
deux seules manieres de voir un trou noirre?
- lentille gravitationnelle
2. disque d’accrétion
pk disque d’accrétion est si lumineux?
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 !
un truc qui est mal compris des trous noires?
les jets de matières à leurs ectrémités
ce qui est provoqué par la collision de deux trous noirs?
ondes gravitationelles
