Astronomie

Quelle doit être la masse d'une étoile de la séquence principale pour devenir une supernova de type 1 ?

Quelle doit être la masse d'une étoile de la séquence principale pour devenir une supernova de type 1 ?

Nous connaissons la masse que doit avoir une naine blanche. C'est bien défini par la limite de Chandrasekhar, mais avant qu'une étoile de la séquence principale ne se transforme en naine blanche, elle a tendance à perdre une bonne partie de sa matière dans une nébuleuse stellaire.

Selon ce site, la naine blanche qui reste représente environ la moitié de la masse de l'étoile de la séquence principale, les étoiles plus grosses perdant un peu plus.

Donc, la question : est-il correct de dire qu'une étoile d'une masse d'environ trois masses solaires finira par devenir une supernova, similaire à une supernova de type 1, même si elle ne fait pas partie d'un système binaire ? Ce genre de supernova a-t-il déjà été observé ?

Ou quelque chose d'autre se passe-t-il comme dans les étapes finales de cette étoile ? Continue-t-elle malgré les cycles d'effondrement et d'expansion, perdant suffisamment de masse pour que, lorsqu'elle devient finalement une naine blanche, sa masse soit inférieure à la limite de Chandrasekhar ?

La plupart du temps, ce que j'ai lu sur les supernovae dit que les supernovae de type 1 se produisent lorsqu'une naine blanche accumule de la matière supplémentaire et atteint la limite et que les supernovae de type 2 sont beaucoup plus grandes et nécessitent environ 8 à 11 masses solaires pour générer le noyau de fer qui déclenche la supernova . Que se passe-t-il avec la mort de l'étoile entre trois masses solaires et huit masses solaires ?


C'est un terrain qui est probablement dupliqué dans une variété de questions ici et sur Physics SE, donc je serai bref. Vous avez également mélangé plusieurs questions différentes.

La masse de Chandrasekhar a très peu à voir avec la détermination de la masse initiale de l'objet qui deviendra quel type particulier de vestige stellaire (ou trou noir).

Le fait qu'une étoile finisse par exploser en tant que supernova dépend principalement de sa masse initiale, mais aussi de sa présence ou non de compagnons binaires. Il y a (essentiellement) deux voies vers la supernova.

  1. Si l'étoile est plus massive qu'environ $8M_{odot}$, elle passera par plusieurs étapes de combustion nucléaire. Le noyau de l'étoile ne dégénère pas et continue à devenir plus dense et plus chaud à chaque étape de combustion. Il finit sous forme de fer. Une fois que la masse du noyau de fer dépasse environ 1,2 M$_{odot}$ (ce qui est la masse de Chandrasekhar pour une composition en fer), puis il s'effondre et on obtient une supernova de type II (cœur-effondrement).

Sur cette route, une étoile de 3 M$_{odot}$ est loin d'être capable de devenir une supernova. Il brûlera de l'hydrogène et de l'hélium, produira un dégénérer noyau de carbone et d'oxygène. Ce noyau dégénéré peut se refroidir tout en maintenant la même pression. Les couches externes sont éliminées par des pulsations thermiques et un vent stellaire dense dans la phase de branche géante asymptotique, laissant derrière elle une naine blanche. La relation entre la masse initiale de l'ancêtre et la masse finale de la naine blanche n'est pas une fraction simple. C'est probablement environ 50% pour une étoile comme le Soleil, mais la fraction est plutôt de 15% pour une masse initiale de $7M_{odot}$. La masse maximale d'une naine blanche formée de cette manière est probablement d'environ 1,1 à 1,2 M$_{odot}$ et bien inférieure à la limite de Chandrasekhar pour une naine blanche C/O ($simeq 1.39M_{odot}$).

Le paragraphe précédent est plus ou moins ce qui devrait arriver pour toutes les étoiles entre environ $0.6 M_{odot}$ (sauf qu'elles n'ont pas encore eu le temps de le faire) et $8M_{odot}$, sauf qu'il y a une petite "zone grise" à l'extrémité supérieure de la masse (7-9M_{odot}$) où vous pourriez produire légèrement naines blanches O/Ne plus massives.

  1. Une fois qu'une naine blanche s'est formée et si c'est dans un système binaire, alors la naine blanche pourrait fusionner ou accumuler plus de masse. À un certain point près de la limite de Chandrasekhar, il s'enflamme. Cela provoque une explosion de supernova de type Ia (détonation ou déflagration) (ou du moins c'est le modèle principal de son fonctionnement). C'est vraiment la seule voie par laquelle une étoile avec une masse initiale de $<8M_{odot}$ pourrait finir par devenir une supernova.

Contenu

Au début du 20e siècle, les informations sur les types et les distances des étoiles sont devenues plus facilement disponibles. Les spectres d'étoiles se sont avérés avoir des caractéristiques distinctives, ce qui a permis de les catégoriser. Annie Jump Cannon et Edward C. Pickering du Harvard College Observatory ont développé une méthode de catégorisation connue sous le nom de Harvard Classification Scheme, publiée dans le Annales de Harvard en 1901. [2]

A Potsdam en 1906, l'astronome danois Ejnar Hertzsprung a remarqué que les étoiles les plus rouges – classées K et M dans le schéma de Harvard – pouvaient être divisées en deux groupes distincts. Ces étoiles sont soit beaucoup plus brillantes que le Soleil, soit beaucoup plus faibles. Pour distinguer ces groupes, il les a appelés étoiles « géantes » et « naines ». L'année suivante, il a commencé à étudier les amas d'étoiles, de grands groupes d'étoiles co-localisées à peu près à la même distance. Il a publié les premiers tracés de couleur en fonction de la luminosité de ces étoiles. Ces tracés montraient une séquence d'étoiles proéminente et continue, qu'il nomma la séquence principale. [3]

À l'Université de Princeton, Henry Norris Russell suivait un cours de recherche similaire. Il étudiait la relation entre la classification spectrale des étoiles et leur luminosité réelle corrigée de la distance, leur magnitude absolue. À cette fin, il a utilisé un ensemble d'étoiles qui avaient des parallaxes fiables et dont beaucoup avaient été classées à Harvard. Lorsqu'il a tracé les types spectraux de ces étoiles par rapport à leur magnitude absolue, il a découvert que les étoiles naines suivaient une relation distincte. Cela a permis de prédire la luminosité réelle d'une étoile naine avec une précision raisonnable. [4]

Parmi les étoiles rouges observées par Hertzsprung, les étoiles naines ont également suivi la relation spectre-luminosité découverte par Russell. Cependant, les étoiles géantes sont beaucoup plus brillantes que les naines et ne suivent donc pas la même relation. Russell a proposé que « les étoiles géantes doivent avoir une faible densité ou une grande luminosité de surface, et l'inverse est vrai des étoiles naines ». La même courbe montrait aussi qu'il y avait très peu d'étoiles blanches pâles. [4]

En 1933, Bengt Strömgren a introduit le terme diagramme de Hertzsprung-Russell pour désigner un diagramme de classes de luminosité spectrale. [5] Ce nom reflétait le développement parallèle de cette technique tant par Hertzsprung que Russell plus tôt dans le siècle. [3]

Au fur et à mesure que des modèles évolutifs d'étoiles ont été développés au cours des années 1930, il a été montré que, pour les étoiles de composition chimique uniforme, une relation existe entre la masse d'une étoile et sa luminosité et son rayon. Autrement dit, pour une masse et une composition données, il existe une solution unique pour déterminer le rayon et la luminosité de l'étoile. Cela est devenu connu comme le théorème de Vogt-Russell nommé d'après Heinrich Vogt et Henry Norris Russell. D'après ce théorème, lorsque la composition chimique d'une étoile et sa position sur la séquence principale sont connues, la masse et le rayon de l'étoile le sont également. (Cependant, il a été découvert par la suite que le théorème se décompose quelque peu pour les étoiles de composition non uniforme.) [6]

Un schéma raffiné de classification stellaire a été publié en 1943 par William Wilson Morgan et Philip Childs Keenan. [7] La ​​classification MK attribuait à chaque étoile un type spectral – basé sur la classification de Harvard – et une classe de luminosité. La classification de Harvard avait été développée en attribuant une lettre différente à chaque étoile en fonction de la force de la raie spectrale de l'hydrogène, avant que la relation entre les spectres et la température ne soit connue. Lorsqu'ils étaient classés par température et lorsque les classes en double étaient supprimées, les types spectraux d'étoiles suivaient, par ordre de température décroissante avec des couleurs allant du bleu au rouge, la séquence O, B, A, F, G, K et M. (Un populaire mnémonique pour mémoriser cette séquence de classes stellaires est "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me".) La classe de luminosité allait de I à V, par ordre de luminosité décroissante. Les étoiles de classe de luminosité V appartenaient à la séquence principale. [8]

En avril 2018, des astronomes ont signalé la détection de l'étoile "ordinaire" (c'est-à-dire de la séquence principale) la plus éloignée, nommée Icarus (anciennement MACS J1149 Lensed Star 1), à 9 milliards d'années-lumière de la Terre. [9] [10]

Lorsqu'une protoétoile se forme à partir de l'effondrement d'un nuage moléculaire géant de gaz et de poussière dans le milieu interstellaire local, la composition initiale est homogène dans l'ensemble, composée d'environ 70 % d'hydrogène, 28 % d'hélium et de traces d'autres éléments, en masse. [11] La masse initiale de l'étoile dépend des conditions locales au sein du nuage. (La distribution de masse des étoiles nouvellement formées est décrite empiriquement par la fonction de masse initiale.) [12] Pendant l'effondrement initial, cette étoile pré-séquence principale génère de l'énergie par contraction gravitationnelle. Une fois suffisamment denses, les étoiles commencent à convertir l'hydrogène en hélium et à dégager de l'énergie par un processus de fusion nucléaire exothermique. [8]


Séquence principale

Les étoiles de la séquence principale fusionnent l'hydrogène en hélium. Les étoiles vivent la majorité (environ 90 %) de leur vie à ce stade de leur évolution. On pense que notre Soleil a environ 5 milliards d'années dans sa durée de vie de séquence principale de 10 milliards d'années.

Dans une étoile de séquence principale, la force gravitationnelle vers l'intérieur (due à la masse de l'étoile) est équilibrée par la pression de gaz vers l'extérieur (due aux réactions de fusion nucléaire dans le noyau). Cet équilibre est appelé équilibre hydrostatique.

Figure 1 : Équilibre hydrostatique.
Crédit : Brian Woodahl (http://woodahl.physics.iupui.edu/Astro105/)

Si l'étoile commence à libérer moins d'énergie du noyau, les forces ne sont plus équilibrées. La force gravitationnelle provoquera la contraction de l'étoile. Cette contraction augmente la température et la pression au plus profond de l'étoile. Ces conditions permettent au noyau de libérer plus d'énergie, ce qui augmente la pression du gaz vers l'extérieur. L'étoile revient à l'équilibre, mais peut avoir un rayon légèrement différent.

La masse d'une étoile contrôle le temps qu'une étoile passe dans l'étape de la séquence principale. Les étoiles plus massives consomment leur carburant plus rapidement que les moins massives. Lorsque les étoiles manquent de carburant, elles ne peuvent pas équilibrer les forces gravitationnelles et de pression du gaz. Il en résulte qu'une étoile s'étend et évolue pour devenir soit une géante rouge, soit une étoile supergéante.


La séquence principale

Cette phase est la plus longue du cycle de vie d'une étoile massive, se prolongeant souvent pendant des millions voire des milliards d'années. A ce stade, l'attraction gravitationnelle vers l'intérieur de la masse de l'étoile est équilibrée par la poussée vers l'extérieur du noyau de fusion. L'équilibre entre la force intérieure et extérieure maintient l'étoile stable et brillante pendant des éons.

L'étoile s'appelle maintenant l'étoile de la séquence principale et elle donne de la lumière et de la chaleur de manière stable. Tout l'hydrogène est fusionné et de l'hélium est produit. Le soleil a une séquence principale de près de 10 milliards d'années ! Mais les étoiles massives ont moins de période, certaines même quelques millions d'années.


La séquence principale

Outre les petites étoiles rouges, les étoiles moyennes blanches et les grandes étoiles bleues, il y a bien sûr toutes les étoiles intermédiaires, et certaines étranges qui sont à la fois grandes et rouges. Il y a cent ans, lorsque les astronomes ont catalogué les étoiles pour la première fois, c'était un gâchis absolument déroutant, sans apparemment ni rime ni raison entre la couleur d'une étoile et sa luminosité et sa taille.

La solution est venue avec ce que nous appelons maintenant le Diagramme de Hertzsprung-Russell, qui est l'épine dorsale de la compréhension de la façon dont les étoiles vivent encore aujourd'hui. Le diagramme de Hertzsprung-Russell Russell est un tracé de la température d'une étoile (que nous pouvons obtenir à partir de sa couleur) et de sa luminosité.

Si vous prenez tout un tas d'étoiles et que vous tracez leur température et leur luminosité, avec un point pour chaque étoile sur le diagramme, vous trouvez quelque chose de surprenant. Il s'avère que les étoiles n'ont pas toutes sortes de combinaisons de couleurs et de luminosité. Au lieu de cela, il y a une bande en diagonale sur laquelle vivent la grande majorité des étoiles. Cette bande s'étend de l'extrémité rouge sombre à l'extrémité bleue brillante.

Cette bande est connue sous le nom la séquence principale, et les étoiles qui brûlent de l'hydrogène dans leur cœur (la principale source de carburant pour la grande majorité de la vie d'une étoile) vivront quelque part sur cette bande. À mesure que les étoiles vieillissent, elles remontent lentement et doucement la piste le long de la séquence principale, devenant de plus en plus brillantes et bleues au fil des éons.

Combien de temps ils vivent sur cette piste, brûlant de l'hydrogène dans leurs noyaux, dépend de leur masse. Une naine rouge de faible masse peut passer des milliers de milliards d'années sur la séquence principale, tandis qu'une étoile géante plus grosse que notre soleil ne peut durer au mieux que quelques millions d'années.

Une fois que la fusion de l'hydrogène se termine à l'intérieur du cœur d'une étoile, elle s'éloigne de la séquence principale et évolue dans différentes directions. Les grandes étoiles deviennent géantes rouges, qui occupent leurs propres positions sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. D'autres étoiles pourraient zigzaguer d'avant en arrière, alternant entre bleu et rouge alors que des éléments lourds tentent de fusionner au plus profond de leur cœur.


De la protostar à la séquence principale :

--- après l'effondrement initial, la protoétoile est probablement encore entourée par les restes du nuage à partir duquel elle s'est formée (besoin d'observer à de grandes longueurs d'onde pour voir à travers la poussière)

  • -- on observe fréquemment que les protoétoiles ont des disques circumstellaires (sont-ils là où les planètes se forment ?) et des « jets » ou des sorties de leurs pôles

  • -- finalement l'étoile achève son effondrement et commence à brûler H, souffle la matière environnante et elle est alors observée comme une étoile de séquence principale normale

Que se passe-t-il si le nuage qui s'effondre est trop grand ?

Si la masse du nuage dépasse environ 100 M, il s'effondrera et se réchauffera très rapidement. Les réactions nucléaires se produisent si rapidement que l'étoile devient très lumineuse et se désagrège - soit de manière catastrophique, soit plus doucement en ne soufflant que les couches externes.


Contenu

Le système Yerkes Atlas révisé (Johnson & Morgan 1953) [4] a répertorié une grille dense d'étoiles standard spectrales naines de type F, mais toutes n'ont pas survécu à ce jour en tant que normes. le points d'ancrage du système de classification spectrale MK parmi les étoiles naines de la séquence principale de type F, c'est-à-dire les étoiles standard qui sont restées inchangées au fil des années et peuvent être utilisées pour définir le système, sont considérées comme étant 78 Ursae Majoris (F2 V) et pi3 Orionis (F6V). [5] En plus de ces deux standards, Morgan & Keenan (1973) [6] considéraient les étoiles suivantes comme étant dague normes : HR 1279 (F3 V), HD 27524 (F5 V), HD 27808 (F8 V), HD 27383 (F9 V) et Beta Virginis (F9 V). Les autres étoiles standard MK primaires incluent HD 23585 (F0 V), HD 26015 (F3 V) et HD 27534 (F5 V). [7] Notez que deux membres Hyades avec des noms HD presque identiques (HD 27524 et HD 27534) sont tous deux considérés comme des étoiles standard F5 V fortes, et en effet ils partagent des couleurs et des magnitudes presque identiques. Gray & Garrison (1989) [8] fournissent une table moderne des normes naines pour les étoiles de type F les plus chaudes. Les étoiles des normes naines F1 et F7 sont rarement répertoriées, mais ont légèrement changé au fil des ans parmi les classificateurs experts. Les étoiles standard souvent utilisées incluent 37 Ursae Majoris (F1 V) et Iota Piscium (F7 V). Aucune étoile standard F4 V n'a été publiée. Malheureusement, F9 V définit la frontière entre les étoiles chaudes classées par Morgan et les étoiles plus froides classées par Keenan, et il existe des divergences dans la littérature sur les étoiles définissant la frontière naine F/G. Morgan & Keenan (1973) [6] a répertorié Beta Virginis et HD 27383 comme normes F9 V, mais Keenan & McNeil (1989) [9] a répertorié HD 10647 comme norme F9 V. Eta Cassiopeiae A devrait probablement être évitée comme étoile standard car elle était souvent considérée comme F9 V dans les publications de Keenan, [9] mais G0 V dans les publications de Morgan. [7]

Certaines des étoiles de type F les plus proches connues pour avoir des planètes incluent Upsilon Andromedae, Tau Boötis, HD 10647, HD 33564, HD 142, HD 60532 et KOI-3010.

Certaines études montrent qu'il est possible que la vie se développe également sur des planètes en orbite autour d'une étoile de type F. [10] On estime que la zone habitable d'une étoile F0 relativement chaude s'étendrait d'environ 2,0 UA à 3,7 UA et entre 1,1 et 2,2 UA pour une étoile F8 relativement froide. [10] Cependant, par rapport à une étoile de type G, les principaux problèmes pour une forme de vie hypothétique dans ce scénario particulier seraient la lumière plus intense et la durée de vie stellaire plus courte de l'étoile d'origine. [dix]

Les étoiles de type F sont connues pour émettre des formes de lumière beaucoup plus énergétiques, telles que le rayonnement UV, qui à long terme peuvent avoir un effet profondément négatif sur les molécules d'ADN. [10] Des études ont montré que, pour une planète hypothétique positionnée à une distance habitable équivalente d'une étoile de type F comme la Terre est du Soleil (c'est plus éloigné de l'étoile de type F, à l'intérieur de la zone habitable), et avec une atmosphère similaire, la vie à sa surface subirait environ 2,5 à 7,1 fois plus de dommages causés par les rayons UV que sur Terre. [11] Ainsi, pour que ses formes de vie natives survivent, la planète hypothétique aurait besoin d'un blindage atmosphérique suffisant, comme une couche d'ozone dans la haute atmosphère. [10] Sans une couche d'ozone robuste, la vie pourrait théoriquement se développer à la surface de la planète, mais elle serait très probablement confinée aux régions sous-marines ou souterraines. [dix]


Quelle est la différence entre une supernova de type I et de type II ?

Une supernova de type I est causée par une naine blanche et une supernova de type II est causée par une étoile massive.

Explication:

Les deux types de supernova sont causés par l'effondrement du noyau d'une étoile sous l'effet de la gravité. Lorsque cela se produit, les températures et les pressions augmentent jusqu'au point où de nouvelles réactions de fusion commencent. Ces réactions de fusion peuvent consommer d'énormes quantités de matière en peu de temps, ce qui fait exploser violemment l'étoile.

Une supernova de type I se produit dans des systèmes binaires fermés où deux étoiles moyennes gravitent l'une autour de l'autre assez étroitement. Lorsqu'une des étoiles épuisera son hydrogène, elle entrera dans le stade de la géante rouge puis s'effondrera en une naine blanche.

Lorsque la deuxième étoile devient une géante rouge, si les étoiles sont proches les unes des autres, la naine blanche accumulera (= capturera) la matière de la géante rouge augmentant sa masse. Lorsque la masse de la naine blanche atteint la limite de Chandrasekhar de 1,44 masse solaire, son noyau s'effondre. L'effondrement augmente la température et la pression au point où la fusion du carbone commence. Une grande quantité de la matière de la naine blanche fusionne en un court laps de temps, l'étoile explose.

Une supernova de type II se produit dans les étoiles plus grandes d'environ 10 masses solaires. Après avoir quitté la séquence principale, il commence à fusionner des éléments de plus en plus lourds dans des coques autour du noyau. À un moment donné, l'énergie produite par le processus de fusion dans le noyau n'est pas suffisante pour vaincre la gravité et le noyau s'effondre. Si l'étoile a encore une enveloppe extérieure d'hydrogène, l'effondrement du noyau déclenchera un processus de fusion dans la couche d'hydrogène qui déclenchera l'explosion de la supernova.


Pulsars

Les astronomes soupçonnent que toutes les étoiles à neutrons tournent et le font assez rapidement. En conséquence, certaines observations d'étoiles à neutrons donnent une signature d'émission « pulsée ». Ainsi, les étoiles à neutrons sont souvent appelées étoiles PULSating (ou PULSARS), mais diffèrent des autres étoiles à émission variable. La pulsation des étoiles à neutrons est due à leur rotation, alors que d'autres étoiles qui pulsent (telles que les étoiles céphidés) pulsent lorsque l'étoile se dilate et se contracte.

Les étoiles à neutrons, les pulsars et les trous noirs sont parmi les objets stellaires les plus exotiques de l'univers. Les comprendre n'est qu'une partie de l'apprentissage de la physique des étoiles géantes et de la façon dont elles naissent, vivent et meurent.