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Flashcards in supernovaes, étoiles à neutron et trous noirs Deck (57)
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1

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

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2

phase absente pour étoiles massiques par rapport aux étoiles massives:

flash de l'hélium

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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 !

4

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.

5

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 !
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).

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...

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.

7

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.

8

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.

9

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.

10

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.

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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.

12

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.

13

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.

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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.

15

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.

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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.

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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.

18

les systèmes binaires
La matière passe d’une étoile à l’autre et forme...

un disque d'accrétion

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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.

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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.

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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.

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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.

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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.

24

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.

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.

novae récurrente

26

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.

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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.

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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.

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les supernovæ de type Ia explosent
lorsque...

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

30

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.