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Soleil

Le Soleil, notre étoile

   Catégorie : étoiles
Mise à jour 01 juin 2013

Le Soleil est une étoile variable, c'est à dire une grosse boule de gaz incandescent qui évolue dans le temps. Cette naine jaune est une boule infernale, secouée en permanence par des explosions colossales qui envoient dans l'espace des quantités gigantesques de matière. Le flux de photons qu'il envoie dans l'espace varie dans le temps, de façon aléatoire et aussi périodiquement selon des cycles de 11 ans, de 90 ans et même de 200 ans. De plus la température du centre du Soleil croit lentement dans le temps.
Il est situé au 2/3 du centre de notre galaxie, vers le bord à une distance approximative de 25 000 années-lumière du centre. Le Soleil se déplace à une vitesse de 217 km/s autour de ce centre galactique pendant sa révolution qu'il effectue en 226 millions d'années, depuis sa naissance, il a fait 18 fois le tour de la voie lactée. Autour du système solaire gravitent les planètes, les astéroïdes, les comètes et la poussière résiduelle.
Notre réacteur thermonucléaire tire son énergie de réactions de fusions nucléaires qui transforment, dans son noyau, à une température de 15 millions de degrés, l'hydrogène en hélium, depuis 4,57 milliards  d'années. La consommation c'est à dire la perte de masse du Soleil est de 4 millions de tonnes d'hydrogène par seconde, en effet il transforme 564 millions de tonnes d'hydrogène en 560 millions de tonnes d'hélium. Cette centrale thermonucléaire est vraiment monstrueuse, elle produit une énorme source de chaleur et d'énergie de 380 milliards de milliards de mégawatts.

 

Cette énergie produite en son cœur, à une température de 15 millions de degrés, est isolée de l'espace interplanétaire par 700 000 km de matière (rayon du Soleil). En l'espace d'une seconde le Soleil dégage plus d'énergie que n'a produit le civilisation humaine depuis sa naissance et cela dure depuis 4 milliards d'années. Le Soleil éjecte, non seulement des photons, mais aussi des protons et des électrons extrêmement énergétiques qui constituent le vent solaire. Ce vent émerge des couches superficielles, et se propage dans l'espace. Soumises à ces bourrasques, les comètes s'ornent d'une queue montrant la direction du vent solaire.
La Terre n'est pas totalement abritée par son paravent magnétique, le vent solaire, à la vitesse de 400 km/s, s'infiltre par des fentes polaires, pour nous montrer de magnifiques aurores boréales et australes, aux lueurs blanches, vertes et rouges.
Dans le système solaire, le Soleil a capté 99,86% de la masse totale de la poussière et du gaz de la nébuleuse originelle. Jupiter, la plus grosse planète du système, a capté 71% du restant. Les autres planètes se sont partagées le résidu de cette évolution gravitationnelle. Le Soleil est composé principalement d'hydrogène (74%) et d'hélium (24%), le reste de matière est constitué d'oxygène (0,77%), de carbone (0,29%), de fer (0,16%), de néon (0,12%) d'azote (0,09%), de silicium (0,07%), de magnésium (0,05%) et de soufre (0,04%). Sa matière est si chaude qu'elle reste à l'état de plasma, les électrons sont séparés des noyaux.

 

Sun

characteristics
  
Diameter mean 1 392 684 km
Obliquity7.25°
Mass1.9891x1030 kg
Rotation velocity7189 km/h
Escape velocity617.54 km/s
Density center162 200 kg/m3
Velocity around center of the galaxy220 km/s
Temperature surface5 778 k
Temperature center15.7 million k
Sidereal rotation period25.05 days
Galactic period 226×106 years
Visual brightness26.74
Absolute magnitude 4.83
Mean distance from Milky Way27200 light-years
Distance from the line of ice≈5 ua
Distance from the Kuiper cliff≈50 ua
Distance from terminal shock≈80 ua
Distance of the heliopause≈120 ua
Distance from the Hill sphere≈1 à 2 al

Distance Terre Soleil

    

A cause de l'ellipticité de l'orbite de la Terre, la distance Terre - Soleil varie de 3,3 %. La perception du changement du diamètre apparent du Soleil entre le périhélie et l’aphélie ne se remarque pas à l'œil nu. On croit souvent que c’est pendant l'hiver de l'hémisphère nord, que le Soleil est le plus loin de la Terre. En réalité la Terre est au plus près du Soleil (périhélie : 147 095 271 km), le 4 janvier et au plus loin (aphélie : 152 091 174 km) le 4 juillet. Les températures saisonnières sont essentiellement influencées par la hauteur du Soleil dans le ciel. Les saisons sont en effet dues à l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre et non à la variation de sa distance au Soleil. Durant l’hiver de l’hémisphère nord, l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre fait que le Soleil ne s’élève jamais bien haut. Le demi-grand axe de l’orbite de la Terre autour du Soleil est de 149 597 870 km, c'est la définition originale de l’unité astronomique (UA (symbol : ua ou au) Créée en 1958, c’est l'unité de distance utilisée pour mesurer les distances des objets du système solaire, cette distance est égale à la distance de la Terre au Soleil. La valeur de l'unité astronomique représente exactement 149 597 870 700 m, lors de son assemblée générale tenue à Pékin, du 20 au 31 août 2012, l'Union astronomique internationale (UAI) a adopté une nouvelle définition de l'unité astronomique, unité de longueur utilisée par les astronomes du monde entier pour exprimer les dimensions du Système solaire et de l’Univers. On retiendra environ 150 millions de kilomètres. Une année-lumière vaut approximativement 63 242 ua. Mercure : 0,38 ua, Vénus : 0,72 ua, Terre : 1,00 ua, Mars : 1,52 ua, Ceinture d’astéroïdes : 2 à 3,5 ua, Jupiter : 5,21 ua, Saturne : 9,54 ua, Uranus : 19,18 ua, Neptune : 30,11 ua, Ceinture de Kuiper : 30 à 55 ua, Nuage d’Oort : 50 000 ua.).
8 minutes et une vingtaine de secondes est le temps que met la lumière du Soleil à nous parvenir.

 

La vitesse de déplacement du Soleil (217 km/s), lui permet de parcourir une année-lumière tous les 1400 ans environ, et une unité astronomique (UA (symbol : ua ou au) Créée en 1958, c’est l'unité de distance utilisée pour mesurer les distances des objets du système solaire, cette distance est égale à la distance de la Terre au Soleil. La valeur de l'unité astronomique représente exactement 149 597 870 700 m, lors de son assemblée générale tenue à Pékin, du 20 au 31 août 2012, l'Union astronomique internationale (UAI) a adopté une nouvelle définition de l'unité astronomique, unité de longueur utilisée par les astronomes du monde entier pour exprimer les dimensions du Système solaire et de l’Univers. On retiendra environ 150 millions de kilomètres. Une année-lumière vaut approximativement 63 242 ua. Mercure : 0,38 ua, Vénus : 0,72 ua, Terre : 1,00 ua, Mars : 1,52 ua, Ceinture d’astéroïdes : 2 à 3,5 ua, Jupiter : 5,21 ua, Saturne : 9,54 ua, Uranus : 19,18 ua, Neptune : 30,11 ua, Ceinture de Kuiper : 30 à 55 ua, Nuage d’Oort : 50 000 ua.) tous les 8 jours.
Cette image permet de comparer la taille relative du Soleil lorsqu’il est au plus près de la Terre, en janvier (à gauche), à celle qu’il présente lorsqu’il est au plus loin, en juillet (à droite). La taille angulaire du Soleil est notablement plus faible en juillet, lorsqu’il est au plus loin. Si l’orbite de notre planète autour du soleil était parfaitement circulaire, notre étoile semblerait avoir toujours la même taille.

Image : Ces deux images du Soleil ont été prises depuis l’Espagne en 2006. Le 4 janvier le soleil (à gauche) est au périhélie, 147 095 271 km de la Terre.
Le 4 juillet le Soleil (à droite), est à l'aphélie à 152 091 174 km de la Terre. source image Superspace

 Soleil de janvier et de juillet

Protubérances solaires

    

Les protubérances solaires sont des filaments de matière du soleil projetés au dessus de sa surface et qui caractérisent l'activité du Soleil. Ce sont des éjections de masses coronales (CME). Cette activité semble varier d'un maximum à l'autre, à l'intérieur d'un cycle. Dans l'absolu, l'activité solaire est réglée par un cycle d'une période moyenne de 11,2 ans mais la durée peut varier entre 8 et 15 ans. Les protubérances éruptives du Soleil sont d'énormes geysers de matière solaire qui ont lieu sur la chromosphère et qui s'élancent à des centaines de milliers de kilomètres dans l'espace. Le satellite spatial Soho Lancé en 1995, le programme Soho contribue aux programmes scientifiques internationaux de l'étude des relations Terre-Soleil. Soho est mené en collaboration avec la Nasa, en charge du lancement du satellite, de son contrôle et de la réalisation de plusieurs instruments. Le satellite a été construit à Toulouse par un consortium industriel européen mené par la société Astrium, les instruments ont été fournis par la communauté scientifique. Plus de 500 chercheurs de 20 pays différents sont ainsi impliqués dans ce programme. La France a ainsi conçu les instruments EIT, Swan et Golf, et a fortement contribué à la réalisation des expériences Sumer, CDS et Lasco. Bien qu’il n’ait pas été conçu dans cet objectif, Soho est devenu le découvreur de comètes le plus prolifique de l’histoire de l’astronomie.  a détecté des courants gazeux complexes circulant sous la surface solaire mais aussi des ondes de choc et des explosions permanentes dans l’atmosphère solaire.
Fort de ce succès, la mission de 1996, d’une durée initiale de 2 ans, s'est prolongée jusqu’en 2007 pour permettre à l’observatoire d’étudier la totalité d'un cycle solaire. Depuis le 30 janvier 2009, les plus belles images de protubérances solaires, nous parviennent de la sonde russe Koronas-Photon et de son télescope TESIS. Koronas-I, fut opérationnelle de 1994 à 2001.
Koronas-F, a cessé de fonctionner en décembre 2005. Elle évoluait sur une orbite circulaire de 500 km d'altitude (inclinaison 82,5 degrés). La sonde est dotée de l'observatoire solaire Tesis, destiné à obtenir des images dans une gamme de rayonnements X et UV, d'un télescope à électrons et à protons STEP-F, d'un spectro-polarimètre des rayons X PENGUIN-M et d'autres appareils scientifiques.

 protubérance solaire

Image : les éjections de masses coronales (CME).
Les protubérances éruptives du Soleil sont d'énormes geysers de matière solaire qui ont lieu sur la chromosphère.

 protubérance du Soleil

Image : Gaz extrêmement chaud d'un spicule solaire se déplaçant à la vitesse de 50 000 km/h dans un tube de champ magnétique. Ils sont particulièrement nets autour de la tache visible en bas à gauche de l’image. Les spicules ont une durée de vie d’environ 5 minutes, commençant sous la forme de longs tubes de gaz se soulevant rapidement, puis retombant vers le Soleil.
Crédit: K. Reardon (Osservatorio Astrofisico di Arcetri, INAF) IBIS, DST, NSO

L'activité solaire

    

L'observatoire TESIS a été conçu par le Laboratoire de l'astronomie X du Soleil de l'Institut Lebedev.
Il est destiné à étudier l'activité solaire et la météo spatiale, le réchauffement de la couronne du Soleil, le mécanisme des éruptions et le cycle solaire.
TESIS devrait prendre un million de photos du Soleil.
La sonde Koronas-Photon d'un poids de 1.920 kg (charge utile de 600 kg) a été lancée le 30 janvier 2009 depuis le cosmodrome russe de Plessetsk, dans la région d'Arkhangelsk. Il s'agit de la troisième sonde de type KORONAS (initiales russes pour Observations spatiales orbitales circumterrestres de l'activité du Soleil). Deux missions, Solar Orbiter, de l'Agence spatiale européenne, et Solar Probe Plus, de l'Agence spatiale américaine devraient se rapprocher du Soleil, respectivement à environ 35 et 7 millions de kilomètres, d'ici 2015-2017. Nous pourrons voir de beaucoup plus près, les filaments et les éjections de masses coronales (CME), appelées, protubérances solaires. Entre 2015 et 2017 l'activité solaire correspondra au milieu du cycle solaire n° 24.

nota : Les filaments allongés de matière solaire sont des nuages de gaz refroidis et suspendus au-dessus de la surface du Soleil par les forces magnétiques.

 

Vidéo : Un très long filament solaire qui serpentait dans la couronne solaire a finalement explosé, le 6 décembre 2010. Le SDO (Solar Dynamics Observatory) de la NASA a filmé cette explosion dans la lumière ultraviolette de l'hélium. Ce filament mesurait presque un million de km de long. Le SDO a eu le temps de filmer cet évènement avant que la rotation du Soleil ne nous cache la vue.
Crédit: NASA's GSFC, SDO AIA Team

 protubérances solaires koronas-photon

Image : Cette photo montre la gigantesque protubérance prise par TESIS, imaginez la taille de cette protubérance comparée à la taille de la Terre représentée par le petit point bleu, en haut à droite de l'image.

La puissance solaire reçue par la Terre

    

La température moyenne actuelle de la Terre est liée à la puissance solaire moyenne reçue sur Terre et à la distance Terre/Soleil.
Le calcul de la puissance reçue sur Terre en watt par mètre carré, (ci-contre) est donné par :
Pr = L/4ΠR2 x Πr2.
Le calcul de la puissance absorbée par la Terre  (ci-contre) est donné par : Pa = Pr (1-A)
L/4ΠR2 est la constante solaire, elle est égale à 1368 wm2. La valeur moyenne (il n'y a qu'un hémisphère qui reçoit le rayonnement), est de 342 wm2, compte tenu de l'albédo elle est de 239 wm2. Mais la Terre réémet de la lumière dans l'espace.
La Terre est en équilibre thermodynamique c'est à dire que la puissance absorbée est égale à la puissance réémise. Le calcul de la température moyenne de la Terre donne 255 K, mais l'effet de serre produit par la présence de vapeur d'eau et de dioxyde de carbone dans l'atmosphère de la Terre, augmente la température de 33 K, elle est donc de 288 K soit environ 15°C.

 puissance solaire reçue par la Terre

Image : Calcul de la puissance moyenne reçue par la Terre, Université Pierre et Marie Curie, Paris VI

 température de la Terre

Image : Calcul de la température moyenne de la Terre, Université Pierre et Marie Curie, Paris VI

Le cycle du Soleil

    

L'observation aisée des taches solaires permet de constater non seulement que la rotation du soleil sur lui-même, à l'équateur, se fait en 27 jours mais aussi que l'activité des zones chaudes et froides du Soleil respectent un cycle. Le cycle solaire est la période pendant laquelle l'activité du Soleil varie d'un maximum à l'autre. Dans l'absolu, l'activité solaire est réglée par un cycle d'une période moyenne de 11,2 ans mais la durée peut varier entre 8 et 15 ans.
Le cycle de 11 ans a été déterminé pour la première fois par l'astronome allemand Heinrich Schwabe vers 1843. En 1849, l'astronome suisse Johann Rudolf Wolf (1816-1893) établit une méthode de calcul de l'activité solaire basée sur le nombre de taches.
Les cycles de Schwabe sont numérotés à partir du maximum de 1761. En 2003, le cycle n°23 est sur le déclin, le cycle n°24 commencera en 2012.
Les variations de l'activité solaire se traduisent sur Terre, par des fluctuations de la propagation des ondes radio. La gamme de fréquences la plus touchée couvre les ondes dites décamétriques ou ondes courtes qui se propagent à longue distance.
Pendant ces orages magnétiques, la très forte ionisation des couches hautes de l'atmosphère peut perturber les communications avec les satellites avec les conséquences que l'ont peut imaginer pour les télécommunications.

 

Les taches solaires apparaissent en groupe dans la photosphère chaude (5800 K) comme une zone sombre, plus froide (4500 K) entourée d'une région plus claire (4500 K à 5800 K) et sont dues à une augmentation locale du champ magnétique. Ces taches peuvent atteindre des dimensions de plusieurs dizaines de milliers de km. Au début du cycle solaire, les taches apparaissent de préférence à haute latitude dans les deux hémisphères (nord et sud). Tout au long du cycle, les taches vont se rapprocher de l'équateur jusqu'au début du cycle suivant.
La sonde Ulysse survole pour la première fois successivement les régions des pôles Sud (1994) et Nord (1995) du Soleil, invisible depuis la Terre.
Son but était de sortir du plan de l'écliptique (plan dans lequel tournent les planètes autour du Soleil), en utilisant l'énorme champ gravitationnel de Jupiter, pour observer les pôles du Soleil.
Une des énigmes non résolue du premier passage polaire en 1994 et 1995 concerne la température des pôles du Soleil. Lors de ses passages au-dessus du pôle Sud puis au-dessus du pôle Nord, dans une période de minimum solaire, la sonde avait mesuré les températures des grands trous polaires. Étonnamment, la température du trou polaire Nord était à peu près 7 à 8 pour cent plus basse que celle de trou polaire sud (source : Solar Wind Ion Composition Spectrometer).

 sonde Ulysse

Image : La sonde Ulysses, lancée le 6 octobre 1990 par la navette spatiale Discovery. La mission s'est arrêtée le 1 juillet 2008 suite à la dégradation de la source d'énergie de la sonde. Ce vaisseau fut le premier et le seul à survoler les pôles du Soleil pour étudier l’héliosphère, cette vaste bulle qui entoure notre étoile. Conçue pour une durée de 5 ans, sa longévité a été exceptionnelle, un record de 6822 jours d'exploitation (18 ans 246 jours).

Températures des pôles nord et sud

    

Image : Ci-contre, les mesures prises par la sonde Ulysses, de la température des pôles nord et sud du Soleil en milliers de kelvin.
La prolongation de la mission a été décidée en raison du pic d’activité du Soleil, les pôles ont été de nouveau survolés, en 2000 et 2001, soit la période d’activité maximale. Les derniers survols sont intervenus entre novembre 2006 et avril 2007 (pôle sud) et entre novembre 2007 et mars 2008 (pôle sud).
Bien que la sonde fonctionnait encore, la mission s'est arrêtée le 1 juillet 2008.

 températures du Soleil

Les différentes couches du Soleil

    

Le noyau du Soleil est la zone où se produit les réactions nucléaires (fusion des atomes d'hydrogène). Au centre du Soleil la température atteint environ 15 millions de degrés et la pression 22 100 milliards de pascals (Pa).
Par comparaison la pression de l'atmosphère terrestre varie autour de 100 000 Pa.
La zone radiative est une région ionisée de gaz denses, bombardée par les rayons gamma issus de la fusion des protons du noyau. Ces rayons rebondissent sur les gaz, sont absorbés puis réémis sous forme de rayons X et de rayonnement U.V.
La zone convective transporte l'énergie du cœur vers la surface par convection. Les gaz amènent l'énergie à la surface du Soleil et retourne vers le fond après avoir perdu leur énergie.

 

La photosphère de 160 km d'épaisseur seulement est responsable de l'émission d'énergie qui baigne les planètes, elle est tachetée de granules.
La chromosphère est une couche semi-transparente visible lors d'éclipses. C’est là que se forment les protubérances. Les spicules sont ces longs jets de matière projetée.
La couronne est l'atmosphère externe du soleil. Elle ondule et change de forme lors des émissions de jets de gaz. C’est la partie visible extérieure du Soleil.

 Couches du Soleil

Image : Own work, autor Kelvinsong

La couronne solaire

    

La couronne solaire est la partie de l'atmosphère du Soleil située au-delà de la chromosphère, elle s'étend sur plusieurs millions de kilomètres et se dilue dans l'espace. La couronne du Soleil, n’est observable dans le spectre du visible qu'avec un coronographe ou lors d’une éclipse totale car elle est noyée dans l’intense éclat du disque solaire.
La couronne est la « chevelure » de la vaste atmosphère solaire. Si la couronne solaire est difficile à photographier, elle offre sur cette magnifique image une bonne représentation. Cette image a nécessité plusieurs prises de vue et un traitement numérique permettant de révéler des détails de la couronne tels qu’ils apparaissaient lors de l’éclipse totale de Soleil d'aout 2008 en Mongolie.

 

On y distingue nettement le détail des structures « en pelure d’ognon » de la couronne ainsi que les reflets de l'agitation permanente des gaz chauds et des lignes de champs magnétiques.
On aperçoit sur cette image, les brillantes protubérances qui apparaissent en rose juste au-dessus du limbe solaire.

Image : Les détails de la couronne solaire photographiée en Mongolie, le 1er aout 2008 lors de l'éclipse totale.
Crédit & Copyright: Miloslav Druckmüller (Brno University of Technology), Martin Dietzel, Peter Aniol, Vojtech Rušin.

 couronne solaire

Le cycle proton-proton

    

Dans les étoiles de type solaire, une suite de réactions appelée "chaine proton-proton" opère en plusieurs étapes. D'abord 2 protons fusionnent en un noyau de deutérium (isotope de l'hydrogène ou hydrogène lourd, car formé d'un proton et d'un neutron) avec émission d'un positron (ou antiélectron) et de neutrinos qui emportent 2% de l'énergie globale. Le deutérium fusionne avec un proton pour donner un noyau d'hélium 3 (2 protons et 1 seul neutron) et un photon; deux de ces noyaux instables fusionnent pour conduire au béryllium 6 très instable qui se désintègre immédiatement pour donner enfin le noyau stable d'hélium 4 avec formation de 2 protons. 6 protons sont donc nécessaires pour qu'un noyau stable d'hélium puisse se former, avec restitution de 2 protons; le bilan est bien de 4 protons pour un noyau He4. Les chaines proton-proton exigent une température supérieure à 10 millions de degrés. Une petite quantité d'hélium 3 forme du béryllium 7, lequel, au cours d'autres chaines de réactions, conduit au lithium 7 ou au bore 8 donnant du béryllium 8 (avec dégagement intense de neutrinos) : tous ces noyaux, très instables, se transmutent rapidement en hélium 4.

 cycle protons protons 

Image : Le cycle proton-proton, d'abord 2 protons fusionnent en un noyau de deutérium pour créer un noyau d'hélium, au passage des photons sont libérés.
Les atomes d'hydrogène lancés les uns contre les autres par la pression énorme, vont se transformer en atomes d'hélium, ce processus de fusion génère des atomes d'une masse légèrement plus petite et ce différentiel est libéré sous forme d'énergie.
Le Soleil déverse quotidiennement sur la planète une quantité phénoménale d’énergie, elle s’évalue en milliers de milliards de tep (tonne d'équivalent pétrole).

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 kilomètres.
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.
Bételgeuse est une super géante rouge, l'une des plus grandes étoiles connues. Si Bételgeuse était au centre de notre système solaire, son rayon, ≈650 fois celui du Soleil, s'étendrait entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter.
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 ≈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, ≈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 ≈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

La vie d'une étoile

    

"L'univers avait besoin de lieux plus denses que les galaxies, pour accéder à la complexité, il invente alors les étoiles" Trinh Xuan Thuan.
Poussés par la gravité, les petits nuages d'hydrogène et d'hélium de la jeune galaxie, s'effondrent et la densité s'accroit graduellement pour atteindre une masse gigantesque.
Les boules gazeuses s'allument, c’est la naissance des étoiles comme le Soleil.
L'énergie nucléaire dégagée dans ses boules, stoppe l'effondrement gravitationnel et un équilibre s'installe entre la pression du rayonnement et celle de la gravité.
Les grosses étoiles vivent quelques millions d'années, les étoiles moyennes comme notre Soleil, n'épuisent leur réserve d'hydrogène qu'au bout de 9 milliards d'années et les petites étoiles bruleront leur carburant, 20 milliards d'années durant.
Lorsque l'hydrogène est consumé, la pression gravitationnelle reprend le dessus, la densité augmente et la température atteint 100 millions de degrés.
Les noyaux d'hélium 4, produit par la combustion de l'hydrogène, se regroupent pour former des noyaux de carbone 12.

 

La pression du rayonnement reprend vigueur, la contraction s'arrête, l'étoile gonfle démesurément, se refroidit et devient une géante rouge.
300 millions d'années plus tard, la combustion de l'hélium est terminé, le cœur de la géante rouge se contracte à nouveau, faute d'un rayonnement suffisant. La température atteint alors 500 millions de degrés, et c’est maintenant au tour du carbone de se consumer pour fabriquer d'autres éléments toujours plus complexes, comme le néon, l'oxygène, le sodium, le magnésium, l'aluminium, le silicium, le phosphore, le soufre.
Ces séquences vont se répéter maintes fois en s'accélérant et vers la fin de sa vie, le cœur de l'étoile contient du fer, du cobalt et du nickel, résultat de la combustion du silicium.
Dans les étoiles, véritables fours cosmiques, vont être fabriqués, des éléments chimiques de plus en plus lourds, nécessaires à la marche en avant vers la complexité.
Les étoiles se forment au sein d'amas stellaires.
La formation des étoiles au niveau de la périphérie de certaines galaxies est très élevée (plusieurs milliers).

 étoiles dans RCW108

La mort d'une étoile

    

La mort d'une étoile peut être douce ou violente, cela dépend de sa masse.
En dessous de 1,4 fois la masse du Soleil, l'étoile s'éteint dans la sérénité, elle passera de la taille d'une géante rouge (environ 50 millions de Km de rayon), à celle de la Terre (environ 6 000 Km de rayon).
L'étoile devient alors une naine blanche.
Entre 1,4 et 5 fois la masse du Soleil, son agonie est beaucoup plus violente. Son rayon se rétrécit jusqu'à 10 Km. La densité finale est énorme, les noyaux ne peuvent résister et le cœur de l'étoile devient un gigantesque noyau de neutrons. L'effondrement provoque une explosion terrible qui va projeter les couches supérieures de l'étoile dans l'espace et l'on verra briller dans le ciel, une supernova.
Au dessus de 5 fois la masse du Soleil, l'effondrement est extrêmement violent. Celui-ci ne peut plus être arrêté. Le cœur de l'étoile devient un trou noir. La violence de l'effondrement produit une explosion gigantesque qui projette les couches supérieures de l'étoile dans l'espace.

 

Comme dans le cas précédent une supernova va s'étendre sur des centaines de milliards de Km, ensemençant le milieu interstellaire d'éléments lourds, fabriqués pendant la vie de l'étoile et au cours de l'explosion.
Ces éléments lourds sont les constituants des planètes telluriques comme notre Terre.

Image : La violence de l'effondrement d'une étoile, produit une explosion gigantesque qui projette les couches supérieures de l'étoile dans l'espace, jouant un rôle essentiel dans l'histoire de la vie. C'est lors de son explosion en supernova que l'étoile libère les éléments chimiques qu'elle a synthétisé au cours de son existence et lors de l'explosion elle-même. Ces éléments chimiques voyageront dans le milieu interstellaire pour se répandre dans l'espace.

 mort d'une étoile, Cassiopée

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