Evolution stellaire dans le diagramme HR


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Les âges dans le diagramme HR

Lorsqu'une étoile naît à partir de l'effondrement gravitationnel d'un nuage de gaz et que les premières réactions nucléaires démarrent en son coeur et fournissent son processus de rayonnement, elle se retrouve très rapidement sur la séquence principale.

On décrit alors l'étoile comme un système en équilibre entre la gravitation (force d'attraction en direction du centre de l'étoile) et la pression du gaz et du rayonnement (qui pousse vers l'extérieur). Plus l'étoile est massive, plus elle est chaude et lumineuse (en haut à gauche du diagramme), et plus elle est petite, plus elle se trouve au contraire dans la partie basse, sur la droite du diagramme.

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Tracé d'évolution dans le diagramme HR, fonction de la masse stellaire.
Crédit : ASM

Evolution des étoiles de très faible masse

Pour des étoiles de masse inférieure à la moitié de la masse du Soleil, également appelées naines froides, il n'y a pas de fusion d'éléments plus lourds après la fusion de l'hydrogène. La durée de vie de ces étoiles sur la séquence principale est supérieure à l'âge actuel de l'Univers (environ 14 milliards d'années). Les modèles d'évolution stellaire prévoient que ces étoiles finissent en naines blanches d'hélium... mais il est encore trop tôt pour en observer.

Evolution des étoiles de masse intermédiaire

Entre 0,5 et 7 masses solaires, seuls l'hydrogène puis l'hélium vont pouvoir fusionner dans l'étoile. Sur la séquence principale, il y aura d'abord fusion de l'hydrogène dans le coeur. Puis l'hydrogène va fusionner dans une couche autour du coeur d'hélium. L'enveloppe de l'étoile se dilate et refroidit : l'étoile devient une géante rouge. La diminution de la température est suffisamment compensée par l'augmentation simultanée du rayon pour faire croître la luminosité. L'étoile monte dans le diagramme HR.

La fusion de l'hélium du coeur peut alors démarrer. L'étoile se recontracte. La fusion de l'hélium va alors produire du carbone et de l'oxygène d'abord dans le coeur. L'étoile redescend dans le diagramme HR. La fusion du carbone nécessite une température centrale d'environ 10^9 {\,\mathrm{K}}, non atteinte pour ces masses intermédiaires.

L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche de carbone et d'oxygène.

Evolution des étoiles les plus massives

À partir de la séquence principale, les éléments de plus en plus massifs fusionnent au coeur de l'étoile. Les éléments moins massifs continuent de fusionner en couches, enrichissant les couches plus profondes en produits de fusion. De forts vents stellaires sont observés.

Lorsque le noyau de fer dépasse la masse limite de Chandrasekhar, il s'effondre. Le vide créé aspire la matière de l'étoile qui rebondit et crée une onde de choc qui expulse violemment toutes les couches externes : c'est une supernova de type II. Le résidu du coeur de fer effondré forme une étoile à neutrons ou un trou noir selon sa masse.

Durée de l'évolution

La rapidité de l'évolution et des différentes phases de fusion nucléaire dépend essentiellement de sa masse et de sa composition chimique initiale. Ainsi une étoile de 1 masse solaire passera environ 10 milliards d'années sur la séquence principale, contre 20 à 30 milliards d'années pour une étoile d'un dixième de masse solaire, et seulement quelques millions d'années pour une étoile très massive de 50 masses solaires.

Masse initiale (en unité de masse solaire)Fusion EvolutionStade final
<0.08 D Naine brune, et non étoileNaine brune
0.08 - 0.5H Evolution très lente, sur une durée de vie supérieure à l'âge de l'UniversNaine blanche d'hélium (?)
0.5 - 7 H, puis HeFin en nébuleuse planétaireNaine blanche C, O
8 - 25 H, puis He, puis C et 0Fusion de H sur la séquence principale puis fusion He, C, O... lors de la phase de supergéante rouge. Structure en couche avec un coeur de fer entouré d'éléments de plus en plus légers en train de fusionnerSupernova de type II, puis étoile à neutrons
25+ idem idem Supernova de type II, puis trou noir

Récapitulatif de l'évolution stellaire.


Simuler

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Tracé d'évolution

L'appliquette ci-jointe décrit les étapes de l'évolution d'une étoile en fonction de sa masse : séquence principale de l'âge 0 à la contraction du noyau d'hélium, stade géante rouge...

Le film de l'évolution

Le trajet d'évolution d'une étoile dans le diagramme HR dépend intimement de sa masse. Plusieurs cas sont représentés, pour diverses masses (unité = masse solaire) : 0.8, 1.5, 2, 4, 7, 25 M_\odot.

L'échelle de temps, adaptée à chaque cas en fonction de la rapidité de l'évolution, n'est pas linéaire. Les étoiles, sauf les plus massives, vont longtemps stationner sur la séquence principale, puis plus rapidement évoluer vers les stades ultimes lorsque la réserve d'énergie s'épuise.

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Evolution d'une étoile de 0.8 masse solaire dans le diagramme HR. Son évolution est très lente, et elle quitte à peine la séquence principale... à un âge supérieur à celui de l'Univers.
Crédit : ASM
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Evolution d'une étoile de 1.5 masse solaire dans le diagramme HR, qui évolue vers le stade de géante rouge (puis nébuleuse planétaire, non représentée sur l'animation)
Crédit : ASM
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Evolution d'une étoile de 2 masses solaires dans le diagramme HR. L'évolution est rapide (durée de vie sur la séquence principale de l'ordre du milliard d'années). En fin de vie, l'étoile brûle de l'hélium.
Crédit : ASM
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Evolution d'une étoile de 4 masses solaires dans le diagramme HR. L'évolution est très rapide (durée de vie sur la séquence principale de l'ordre de 150 millions d'années). En fin de vie, l'étoile brûle de l'hélium.
Crédit : ASM
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Evolution d'une étoile de 7 masses solaires dans le diagramme HR. Evolution très rapide, et fin de vie comme supergéante brûlant de l'hélium.
Crédit : ASM
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Evolution d'une étoile de 25 masses solaires dans le diagramme HR. Evolution extrêmement rapide. L'étoile en fin de vie, supergéante rouge, fusionne tous les éléments jusqu'au fer.
Crédit : ASM

S'évaluer

exercicePopulation stellaire

Difficulté :    Temps : 15 min

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Histogrammes des températures effectives et du champ de gravité de surface (traduit par la valeur \log g (avec g en g cm^{-2}) d'étoiles observées par CoRoT.
Crédit : CoRoT/CNES

Le satellite CoRoT observe différents champs stellaires. Une modélisation des cibles conduit aux histogrammes de leur température effective et de leur champ de gravité de surface (traduit par la valeur \log g (avec g en cm s^{-2}).

Question 1)

Rappeler comment sont déterminées observationnellement les paramètres considérés.

[2 points]

Question 2)

Identifier les 2 populations stellaires qui dominent les observations.

[2 points]

Question 3)

On s'intéresse au pic principal de la distribution. Expliquer les raisons de la décroissance aux plus faibles et plus fortes températures.

[2 points]


Réponses aux exercices

pages_evolutionstellaire/evolution-stellaire-hr-sevaluer.html

Exercice 'Population stellaire'