fr en es pt
astronomie
 
 
 
 
 
 
      rss astronoo   à propos   google+     
 

Etoiles

Qu'est-ce qu'une étoile ?

   Catégorie : étoiles
Mise à jour 01 juin 2013

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 4 années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil.
La masse d'une étoile est de l'ordre de quelques 1030 kg, 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 pour former une étoile. 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.

Image : Naissance d'une étoile : image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange). A environ 4000 années-lumière de la Terre se trouve RCW 108, une région de la Voie lactée où la formation d'étoiles est active d'où la présence d'amas de jeunes étoiles en bleu sur l'image.
Celle que l'on voit naitre, en jaune au centre de l'image est profondément ancrée dans un nuage d'hydrogène moléculaire. D'après les données provenant de différents télescopes, les astronomes ont déterminé que la naissance des étoiles dans cette région est déclenchée par l'effet de proximité des jeunes étoiles massives.

 étoiles dans RCW108

Structure d'une étoile

    

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 kelvins Le kelvin (symbole K, du nom de William Thomson, Lord Kelvin) est l'unité SI de température thermodynamique. La température de 0 kelvin (K) est égale à -273,15°C et correspond au zéro absolu, le kelvin n'est jamais précédé du mot « degré » ni du symbole « ° », contrairement aux degrés Celsius ou Fahrenheit. Les températures en kelvins ne sont jamais négatives, une variation de température de 1 K est équivalente à une variation de 1°C.
Conversion vers les autres unités :
K = °C + 273,15
°C = K - 273,15
K = (°F + 459,67) / 1,8
°F = K × 1,8 − 459,67
. 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 gigantesques de matière chauffée à la base de cette couche. La température dans la zone de convection descend en dessous du million de kelvins Le kelvin (symbole K, du nom de William Thomson, Lord Kelvin) est l'unité SI de température thermodynamique. La température de 0 kelvin (K) est égale à -273,15°C et correspond au zéro absolu, le kelvin n'est jamais précédé du mot « degré » ni du symbole « ° », contrairement aux degrés Celsius ou Fahrenheit. Les températures en kelvins ne sont jamais négatives, une variation de température de 1 K est équivalente à une variation de 1°C.
Conversion vers les autres unités :
K = °C + 273,15
°C = K - 273,15
K = (°F + 459,67) / 1,8
°F = K × 1,8 − 459,67
. La matière qui 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, la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible.
La photosphère 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 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 19ème siècle que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence de l'hélium, gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios).

 

Vidéo : Vidéo Youtube (il faut le flash player pour IE).
le télescope Herschel fournit des images avec une résolution inégalée dans les domaines spectraux de l’infrarouge et submillimétrique, une gamme de lumière privilégiée pour observer la naissance des étoiles.
La formation des étoiles sur le site Du Big Bang au Vivant. © Groupe ECP, Du Big Bang au Vivant

Sirius, la plus brillante

   

 Proxima centauri, la plus proche

étoiles sirius  

Image : Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel nocturne. Sirius est 20 fois plus lumineuse que notre soleil et plus de deux fois plus massive. Sirius est à 8,7 années-lumière de distance. Sirius est appelé Dog Star à cause de son importance dans la constellation de Canis Majoris (Grand Chien). En 1862, on a découvert un compagnon à Sirius ce qui en fait un système d'étoiles binaire, Sirius B est 10 000 fois plus lumineux que Sirius A. Le système Sirius est capturé sur l'image de gauche, dans les rayons X.

Image : Alpha Centauri, comme la majorité des étoiles est une naine rouge. C'est l'étoile la plus proche de nous, à 4,22 al de notre Soleil, elle fait partie d'un système d'étoiles triple (capturée au centre de l'image). Alpha Centauri est assez similaire à notre Soleil.

 étoiles proxima centauri

Caractéristiques d'une étoile

    

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 150 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile. En 2010, une équipe d’astronomes dirigée par Paul Crowther, Professeur d’astrophysique à l’Université de Sheffield, a découvert l’étoile la plus massive avec une masse supérieure à 300 fois la masse de notre Soleil, soit deux fois les 150 masses solaires considérées comme la masse maximale pour une étoile. L’étoile R136a1, trouvée dans l’amas R136, est l’étoile observée la plus massive avec une masse d’environ 265 masses solaires et une masse calculée à la naissance de 320 fois la masse du Soleil. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite. Les étoiles très massives produisent des vents très puissants.
"Étant âgée d’un peu plus d’un million d’années, l’étoile la plus extrême, R136a1, est déjà à la moitié de sa vie et a déjà subi un intense régime amaigrissant, perdant un cinquième de sa masse initiale pendant cette période, ce qui correspond à plus de cinquante masses solaires." dit Paul Crowther.
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 12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ 1,5 million de km 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 apparente 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 les étoiles, nous pouvons y remarquer une couleur : 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 et 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 chaleur est élevée et 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, les étoiles M sont rouges.

class   temperature (K) Spectral lines
     
O > 25000 helium, carbon, azote, and oxygen
B 10500-25000 hydrogen, helium
A 7500-10000 hydrogen
F 6000-7500 metals: magnesium, calcium, titanium, iron, strontium
G 5000-6000 hydrogen, calcium, helium
and metals
K 3500 -5000 metals and titanium oxide
M < 3500 metals and titanium oxide
 amas d'étoiles vu par le télescope spatial hubble

Image : amas globulaire d’Omega du Centaure, prise par le télescope spatial Hubble avec la Wide Field Camera 3 (WFC3), en 2009. crédit : NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team.
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 et sont classés par les lettres O B A F G K M .
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, les étoiles M sont rouges.

Catégories d'étoiles

    

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 protoétoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives mais elles rayonnent un peu de chaleur, 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 1 000°C, et de chaude à partir de 2 000°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 1  000 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 6 000°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 d'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, et 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.

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 : calcium, titane, chrome, fer, cobalt, nickel, ... 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, appelés magnétars, possèdent des champs magnétiques très intenses. Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.

Les trous noirs sont des objets massifs dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. Les trous noirs sont décrits par la théorie générale de la relativité. Lorsque 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 18ème 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 donc prisonnière.
De cette caractéristique inquiétante proviennent les qualificatifs « noir » et « obscur, » mais le terme le plus exact serait surement « 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.

Vidéo : Les images infrarouges présentées par des scientifiques sud-coréens montrent un trou noir qui engloutit une étoile (19 sept. 2011).

 

Supernova

    

Une géante qui explose en supernova, c'est ce que l'on peut observer sur cette image qui associe des données obtenues dans différentes longueurs d’onde grâce aux télescopes spatiaux Chandra et Hubble.
Cette supernova est connue sous la référence E0102-72, elle se trouve à environ 190 000 années-lumière dans le Petit Nuage de Magellan. E0102 a été observée par l’observatoire Chandra en rayons X en 1999.
Une analyse de toutes ces données indique que la forme générale de E0102 n’est probablement pas celle d’une sphère mais celle d’un cylindre vu par une de ses extrémités. L’intriguant résultat implique que l’explosion de l’étoile massive a produit une forme similaire à ce qui est observé dans certaines nébuleuses planétaires associées à des étoiles de plus faible masse. Une forte source de rayons-X, a permis à Chandra de la repérer.

 

Image : Supernovae  E0102-72 on voit sur cette image de Chandra, le nuage de matière en expansion qui a suivi l’explosion d’une étoile géante en supernova.
Crédit: Rayons-X - NASA / CXC / MIT / D.Dewey et al., NASA / CXC / SAO / J.DePasquale;

 supernova E0102-72

Quelle est la taille d'une étoile ?

    

C’est grâce à la loi de Stefan-Boltzmann, que les astronomes peuvent aisément calculer les rayons des étoiles (voir nota ci-contre). En 1879, le physicien autrichien Josef Stefan, qui s'intéresse au rayonnement des corps chauds, découvre que l'énergie totale émise par un objet est proportionnelle à la puissance 4 de sa température absolue. Les plus grosses étoiles découvertes, sont kW sagitarii, V354 Cephei et KY Cygni, elles sont environ 1 500 fois plus grande que notre Soleil.
Notre Soleil a un diamètre de 1 392 000 km.
Bételgeuse est une super géante rouge, l'une des plus grandes étoiles connues.  Son rayon est estimé à environ 900 fois celui du Soleil, si Bételgeuse était au centre de notre système solaire elle s'étendrait entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter.
Antares
la super géante rouge la plus proche de nous a un diamètre d'environ 700 fois celui du Soleil, soit près de 1 milliard de kilomètres.
Aldébaran est une géante rouge de magnitude 0,86 et de type spectral K5 III, ce qui signifie qu'elle est orangée, grande et qu'elle a quitté la séquence principale après avoir utilisé tout son hydrogène. Elle brule essentiellement de l'hélium et a atteint un diamètre environ 45 fois celui du Soleil.

 

Rigel est une super géante bleue, 55 000 fois plus lumineuse que le Soleil. Avec un diamètre de près de 116 000  000 km, environ 35 fois celui du Soleil, Rigel s'étendrait jusqu'à l'orbite de Vénus dans notre système solaire.
Arcturus est 20 fois plus grosse que le soleil, sa magnitude est de -0,04 et sa distance au soleil est de ≈37 années-lumière.
Pollux
est environ 8 fois plus grosse que le soleil, sa magnitude est de 1,09 et sa distance au soleil est de ≈33,7 années-lumière.

Image : Tailles comparées de certaines étoiles super géantes comme Antares, Bételgeuse, Rigel, Aldébaran et certaines naines blanches comme Arcturus, Pollux, Sirius ou le Soleil. © astronoo.com

nota : Grâce à la loi de Stefan-Boltzmann, les astronomes peuvent calculer les rayons des étoiles.
La luminosité L d'une étoile s'écrit:
L = 4πσR2T4 L est la luminosité, σ est la constante de Stefan-Boltzmann, R le rayon de l'étoile et T sa température.
 taille des étoiles géantes par rapport au soleil

Les taches de Bételgeuse ou Alpha Orionis

    

Bételgeuse  (α Orionis) est une super géante rouge froide,  l'une des plus grandes étoiles connues, située à 640 années-lumière dans la constellation d’Orion. Son rayon est estimé à environ 900 fois celui du Soleil, si Bételgeuse était au centre de notre système solaire elle s'étendrait entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter. Bételgeuse est à 600 al du système solaire et en dépit de son énorme diamètre, elle brille dans notre ciel sous la forme d’un simple point lumineux, même dans les plus puissants télescopes. Cependant en utilisant une technique d’observation appelée interférométrie (reconstitution virtuelle d’un télescope géant à partir de plusieurs grands télescopes mis en réseau) dans la longueur d’onde infrarouge, des astronomes de l’Observatoire de Paris sont parvenus à résoudre la surface de Bételgeuse et à produire cette image de la supergéante rouge. Cette étonnante image révèle la présence de deux immenses taches brillantes comme deux gigantesques bulles convectives surgissant des profondeurs de la supergéante.

 

Contrairement aux taches que l’on peut observer sur notre Soleil, celles-ci sont brillantes car elles sont plus chaudes que le reste de la surface, mais plus froides que la surface de notre Soleil. Également désignée sous le nom d’Alpha Orionis, Bételgeuse est à quelque 600 années-lumière de la voie lactée.

Image : Bételgeuse est une étoile en fin de vie qui a une magnitude absolue -5,3 à -5,0.
Sa température est de 3 600 K. Elle forme l'un des angles du triangle d'hiver avec Sirius (α Canis Majoris) de la constellation du Grand Chien et Procyon (α Canis Minoris) de la constellation du Petit Chien.
Bételgeuse est vouée à exploser en supernova, elle sera alors facilement visible depuis la Terre.
Crédit: Xavier Haubois (Observatoire de Paris) et al.

nota: mas = millième de seconde d'angle.
 bételgeuse ou alpha orionis
Il est plus juste de dire "théorie générale de la relativité" que "théorie de la relativité générale", c'est la théorie qui est générale et non la relativité. La théorie générale étend la théorie restreinte de la relativité, à la gravitation.
Pour les puristes, la théorie générale de la relativité est une théorie relativiste de la gravitation élaborée entre 1907 et 1915 principalement par Albert Einstein. Marcel Grossmann et David Hilbert sont également associés à cette réalisation pour avoir aidé Einstein à franchir les difficultés mathématiques de la théorie. La théorie générale de la relativité énonce que la gravitation est la manifestation de la courbure de l'espace-temps, produite par la distribution de la matière et de l'énergie. La mesure de la courbure moyenne de l'espace-temps est égale à la mesure de la densité d'énergie (Gij = χ Tij) Gij est le tenseur d'Einstein qui représente la courbure de l'espace-temps en un point, Tij est le tenseur énergie-impulsion qui représente la contribution de toute la matière et énergie à la densité d'énergie en ce point du champ gravitationnel. χ est un simple facteur dimensionnel, permettant d'exprimer l'équation dans les unités usuelles et de faire correspondre l'équation à la réalité physique et à la valeur observée de la constante gravitationnelle.

Voir aussi

     
      
      
Le cœur du système...
 
 
Terre Lune, tailles et distance sont à l'échelle
1997-2013 © Astronoo.com - Astronomie, Astrophysique, Évolution et Sciences de la Terre.
Directrice Artistique & Créative : Mylène Simoes
Nous contacter    Mentions légales
Nébuleuse Mérope IC 349 et vents stellaires
Vents stellaires de
la nébuleuse Mérope...
 
La ceinture de Gould
La ceinture de Gould, un
feu d'artifice stellaire...
 
fission nucléaire
 Fusion nucléaire, source d'énergie naturelle...
 
protubérances solaires et spicules
Spicules du Soleil bleu...
 
protubérances solaires 2010
Éjections de masses coronales (CME)...
 
la gravité selon Einstein
Image de la gravité
depuis Einstein...
 
Les étoiles les plus brillantes du ciel
Les étoiles les plus
brillantes du ciel...
 
les géantes bleues et rouges...
Géantes bleues et rouges...
 
pulsar
Le pulsar à la main tendue...
 
lentille gravitationnelle
Le mirage des lentilles
gravitationnelles...
 
anneau de feu vu par SDO
L'anneau de feu...
 
forêt Lyman
La matière noire
existe-t-elle ?
 
conditions d'apparition de la vie
Conditions d'apparition
de la vie...