Etoiles |
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| Définition |
catégorie : étoiles |
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| Une étoile est un astre semblable au Soleil, qui brille grâce à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant, scintillant du fait de la turbulence atmosphérique, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Toutes les étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que le Soleil. L'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, est située à environ quatre | années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil. Une étoile classique ressemble au Soleil. Sa masse est de l'ordre de quelques 1030 kilogrammes, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 1026 watts. Les étoiles se forment suite à la contraction d'une nébuleuse de gaz et de poussières sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement de la matière est suffisant, cela déclenche le cycle des | réactions nucléaires au cœur de la nébuleuse. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 1022 et 1023. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour. Le nombre d'étoiles observables la nuit à l'œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation. | |||||||
| Structure d'une étoile |
catégorie : étoiles |
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| La structure d'une étoile comporte différentes zones : le cœur, la zone radiative, la zone convective, la photosphère et la couronne. Le cœur est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires fournissant l'énergie nécessaire à sa stabilité. Le cœur est donc la zone la plus chaude, atteignant pour le Soleil, une température de 15,7 millions de kelvinsLa température de 0 kelvin (K) est égale à -273,15°C et correspond au zéro absolu, une variation de température de 1 K est équivalente à une variation de 1°C.. L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. C'est la zone radiative qui récupère d'abord cette énergie. La zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans cette zone convective, la chaleur se transmet par des mouvements macroscopiques de |
matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle de convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une super géante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile. Ensuite vient la photosphère. C'est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques |
centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres. La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au XIXe siècle que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence de l'hélium, gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Helios). |
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| Sirius, la plus brillante | Proxima centauri, la plus proche | Etoile de Barnard, naine rouge | |||||||
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| Caractéristiques |
catégorie : étoiles |
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| L'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations. Les étoiles d'une constellation n'ont rien en commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste | normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes. Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires, au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la | matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Comparativement à notre planète (environ 12 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles comme Antarès ou Bételgeuse ont un diamètre 800 fois supérieur à à notre Soleil. La recherche stellaire quant à elle utilise plutôt la grandeur du rayon plutôt que le diamètre qui reste une notion à deux dimensions. | |||||||
| La magnitude est une échelle logarithmique du flux radiatif de l'étoile. On distingue la magnitude apparente qui dépend de la distance entre l'étoile et l'observateur, et la magnitude absolue, qui est la magnitude de l'étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsec de l'observateur. La magnitude absolue est bien sûr directement liée à la luminosité de l'étoile. Cette dernière grandeur est utilisée par les modèles d'évolution stellaires, tandis que la magnitude est plutôt utilisée pour les observations, | puisque l'œil possède une sensibilité également logarithmique. La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Le fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud | vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M . Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. Pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil , les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, et enfin les étoiles M sont rouges. | |||||||
| Catégories d'étoiles |
catégorie : étoiles |
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| - Les naines brunes ne sont pas des étoiles ou plutôt ce sont des étoiles ratées. Leur masse se situe entre celles des petites étoiles et celle des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives mais elles rayonnent un peu chaleur, cette chaleur émise n'est plus que le résidu de sa formation. Il est possible qu'au début de leur formation elles aient démarré une fusion thermonucléaire mais elles ont fini par s'éteindre. Les naines brunes n'ont jamais atteint la masse critique (13 fois la masse de Jupiter ou 0,08 fois la masse du Soleil) pour s'enflammer et maintenir un état durable. On qualifie une naine brune de froide à 1000°C, et de chaude à partir de 2000°C. Les naines brunes sont difficilement observables, puisqu'elles n'émettent qu'un faible rayonnement dans l'infrarouge. |
- Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. Ces astres parmi les plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. A cause de leur petite masse, les naines rouges consument très lentement leur hydrogène et possèdent donc une durée de vie très longue, estimée entre quelques dizaines et 1000 milliards d'années. Elles se contractent et s'échauffent lentement jusqu'à ce que tout leur hydrogène soit consommé. Les naines rouges sont probablement les étoiles les plus nombreuses de l'univers. Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche de nous est une naine rouge, de même qu'une vingtaine d'autres parmi les trente étoiles les plus proches. |
- Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Le Soleil est une naine jaune typique. La phase géante rouge annonce la fin de vie 'une naine jaune. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse alors de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche de la taille d'une planète. |
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| - Les géantes bleues et super géantes rouges sont très chaudes et brillantes. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Les géantes bleues sont extrêmement lumineuses, de magnitude absolue -5, -6 et plus. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène et leur durée de vie est très courte de l'ordre de 10 à 100 millions d'années, donc très rares. Lorsque l'hydrogène dans son cœur a été consumé, la géante bleue fusionne alors l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse jusqu'à devenir une super géante rouge. L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir. |
- Les naines blanches sont des résidus d'étoiles éteintes. C'est l’avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,3 et 1,4 fois celle du Soleil. La densité d'une naine blanche est très élevée : une naine blanche d'une masse solaire a un rayon de l'ordre de celui de la Terre. La forte densité de la matière fait que les phénomènes quantiques deviennent peu à peu prépondérants et on dit que la matière est dans un état de dégénérescence. Le diamètre de la naine blanche ne dépend plus de sa température, mais dépend principalement de sa masse : plus sa masse est élevée, plus son diamètre est faible. Toutefois, il existe une valeur au-dessus de laquelle une naine blanche ne peut exister, c'est la limite de Chandrasekhar. Au-delà de cette masse, la pression due aux électrons est insuffisante pour compenser la gravité et l'étoile continue sa contraction jusqu'à devenir une étoile à neutrons. |
- Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires. Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (magnétar). Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. |
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| - Les trous noirs. Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu'à former cet objet astronomique qu'est le trou noir. Envisagée dès le XVIIIème siècle, la théorie soutenant l'existence des trous noirs stipule qu'il s'agit d'objets si denses que leur vitesse de libération est supérieure à la vitesse de la lumière – c'est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle de |
surface, et reste prisonnière. De cette caractéristique inquiétante proviennent les qualificatifs « noir » et « obscur, » mais le terme le plus exact serait sûrement « invisible, » car il s'agit bien là d'une absence totale de luminosité. La théorie définit également avec précision l'intensité du champ gravitationnel d'un trou noir. Elle est telle qu'aucune particule franchissant son horizon, frontière théorique, ne peut s'en échapper. | 
Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories,
il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change
de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre. |
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Sujets connexes |
catégorie : étoiles |
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Astronomie - 15 Oct 2007 |
