- Comment se forme une étoile
- Le scintillement des étoiles
- Type, couleurs et températures des étoiles
- La magnitude des étoiles
- Les 10 étoiles les plus lumineuses
- Comment meurt une étoile
Comment se forme une étoile
Haut de PageUne étoile se forme dans un immense nuage de gaz et de poussières chauds appelé nébuleuse, composée majoritairement d’atomes d’hydrogène. Suite à un évènement externe, comme l’explosion d’une étoile qui provoque une onde de choc déformant l’espace-temps : une onde gravitationnelle ; ou alors un passage dans une partie plus dense de la galaxie, les particules de gaz et de poussières commencent à se rassembler. Les atomes d’hydrogène se heurtent alors les uns aux autres et la température au sein de cet amas de poussières augmente petit à petit. A mesure que la température augmente, la protoétoile émet un rayonnement micro-onde puis infrarouge. La Nuage de gaz et de poussières pouvant souvent peser plusieurs millions d'unités de masse solaire. Une différence est établie entre les nébuleuses sombres, les nébuleuses par réflexion et les nébuleuses à émissionnébuleuse continue à se contracter sous l’effet de la gravité, la En astronomie : mesure de la masse à l'intérieur d'un espace défini. Unité de mesure : g/cm3densité de la protoétoile augmente ainsi que sa température.
Lorsque celle-ci atteint la température de 1 millions de degrés Les noyaux d’hydrogène commencent à fusionner en deutérium.Cette fusion libère de l’énergie sous forme thermique essentiellement, permettant une deuxième fusion en tritium. Enfin, une troisième fusion transforme le tritium en hélium. La transformation de l’hydrogène en hélium produit de l’énergie qui s’échappe du noyau vers l’extérieur de l’'étoile : c’est la radiation de l’étoile. Cette force s’oppose à la Cette notion définie la force d'attraction mutuelle de deux corps ainsi que la distance qui les sépare. Isaac Newton fut le premier à décrire cet effet comme la résultante des masses rapportée au carré de la distance des objets. Au XXe siècle, cette théorie fut modifiée par Einstein et sa théorie de la Relativitégravitation ; tant que ces deux forces ne se compensent pas, l’étoile n’est pas stable, elle se contracte et grossit tour à tour.
Nébuleuse de la rosette. Crédit : CFHT. CNRS.
Le scintillement des étoiles
Haut de PageAvez vous sûrement remarquez, quand vous regardez le ciel certaines étoiles scintillent. Pourquoi ? Eh bien cela est du au turbulence de l'atmosphère. Sous l'effet des mouvement en désordre des différentes couches d'air. Les rayon lumineux provenant des étoiles parviennent à l'oeil, mais pas tous en même temps ni sous le même angle. Le phénomène s'accentue car les rayons lumineux doivent traversé une tranche d'atmosphère beaucoup plus grande que si elle se situé au Point se situant exactement au-dessus de l'observateur.zénith
Type, couleurs et températures des étoiles
Haut de PageLes étoiles sont plus ou moins chaudes et lumineuses. Des catégories d'étoiles ont été formé :
- les naines blanches
- les naines rouges
- la séquence principale
- les géantes rouges
- les super géantes
Les naines blanches sont des étoiles ayant une masse qui varie de 0.8 à 10 fois celle du Soleil. Au termes de leur existence nucléaire, après le stade de géante rouge et d'étoile centrale de Nuage de gaz et de poussières pouvant souvent peser plusieurs millions d'unités de masse solaire. Une différence est établie entre les nébuleuses sombres, les nébuleuses par réflexion et les nébuleuses à émissionnébuleuse planétaire. Désormais débarrassées de l'essentiel de leur enveloppe, ce ne sont plus que des étoiles réduites en un noyau compact, enveloppé d'une fine couche d'hydrogène ou d'hélium.
Les naines rouges sont les étoiles les moins massives (entre 0.3 et 0.8 fois la masse du Soleil). Du fait de leur faible température (et de leur petite masse), les naine rouges ne passent jamais au stade où les étoiles commencent la fusion de l'hélium et deviennent par la suite des géantes rouges. Les naines rouges ont une durée de vie très longue grâce à leur petite masse, car elles consument très lentement leur hydrogène et peuvent donc vivre ~quelques dizaines à 10 000 milliards d'années.
Les étoiles de la séquence principale sont des étoiles standard comme le Soleil qui brule de l'hydrogène dans des réactions nucléaires pour produire de l'énergie. Selon leur masse, les étoiles finissent en Supernovæ (elles passeront d'abord en Géante rouge, Super géante puis Supernovæ) ou en naine blanche (Géante rouge, étoile centrale d'une nébuleuse Appartenant à un système planétaireplanétaire et pour finir en Naine Blanche.
Les géantes rouges sont des étoiles ayant brulé entre 10% et 20% de leurs hydrogène. Leur cœur va donc se trouver à court de carburant. L'étoile entre dans sa fin de vie. Autour du coeur lui-même, une coquille d'hydrogène va se contracter, et voir ainsi la température augmenter, ce qui va permettre de déclencher de nouvelles réactions de fusion. Le cœur, va ainsi continuer à se contracter sous l'effet de la Cette notion définie la force d'attraction mutuelle de deux corps ainsi que la distance qui les sépare. Isaac Newton fut le premier à décrire cet effet comme la résultante des masses rapportée au carré de la distance des objets. Au XXe siècle, cette théorie fut modifiée par Einstein et sa théorie de la Relativitégravitation et transférer son énergie à la surface de l'étoile qui va amplifier son gonflement tout en se refroidissant. Le diamètre de l'étoile peut être multiplié par un facteur 200, tandis que la baisse de température va se traduire par un décalage du rayonnement vers le rouge : l'étoile devient ce que l'on appelle une géante rouge.
Les super géantes sont des étoiles en fin de vie qui ont pour destin de se transformé en supernovæ puis en Pulsar (étoile à neutron) ou en trou noir. Leur masse varie entre 10 et 70 fois la masse du Soleil et leur luminosité augmente de 30 000 à plusieurs centaines de milliers de fois la lumière du Soleil. Les super géantes existent dans tout les type spectraux depuis les jeunes super géantes bleues de classe O au super géantes rouges de classe M, fortement évoluées.
La plupart des étoiles nous paraissent blanches à l'œil nu, mais en réalité, leur couleur sont très variées. La surface d'une étoile se comporte plus ou moins comme un corps noir, c'est à dire, qu'il absorbe la lumière environnante (d'où le terme de noir), et qui émet sa propre lumière (Attention : il peut être très lumineux !). Donc, une fois le corps noir chauffé à une certaine température, le corps noir émet un Lumière blanche décomposé dans les couleurs qui la composent : le violet, le bleu, le vert, le jaune, l'orange et le rouge. Il est possible de reconnaître les lignes d'absorption de Fraunhofer. A l'intérieur de ces couleurs. En fonction de l'intensité du rayonnement émis par l'objet observé, on parle de spectre continu, de spectre en absorption ou de spectre en émission. L'étude du spectre d'un corps céleste permet de déterminer sa composition chimiquespectre continu (les sept couleurs de l'arc-en-ciel). Mais chacune des couleurs n'est pas émise avec la même intensité, ou la même densité.
À faible température, l'émission de la Composant du spectre ondulatoire électromagnétiquelumière rouge est très intense, mais celle du bleu est très faible, au contraire, à température très élevée, l'émission de la Composant du spectre ondulatoire électromagnétiquelumière bleu est très intense, mais celle du rouge est très faible.
Donc lorsqu'une étoile nous apparaît rouge, c'est que la température de sa surface ne dépasse pas les 3 500° C. Une étoile orange jaune a une température moyenne de 5 000° C, une étoile blanche de 15 000° C, et une étoile très chaude, donc bleu peut atteindre jusqu'à 30 000° C !
Diagramme de Hertzsprung-Russel ; La température des étoiles sur l' Ligne droite imaginaire autour de laquelle un corps tourne (un corps céleste, par exemple)axe des abscisses et leur luminosité sur l' Ligne droite imaginaire autour de laquelle un corps tourne (un corps céleste, par exemple)axe des ordonnées.
Les magnitudes des étoiles
Haut de PageQu'est-ce que la magnitude ? La magnitude n'est qu'autre que la luminosité apparente d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste. Le Soleil, lui à une magnitude apparente de -26, la pleine Lune peut atteindre -13, Vénus -4 et Jupiter -3. L'origine de la classification des étoiles en grandeur, explique que la valeur de la magnitude diminue quand la luminosité augmente. Chaque écart de magnitude correspond à 2.5 fois plus de luminosité. C'est à dire que, Sirius (qui a une magnitude de -1) par rapport à la Vénus(-4), est donc ~15 fois moins brillante que Vénus (Calcule : Vénus à 3 magnitudes de moins que Sirius donc 2.5 x 2.5 x 2.5 = ~15).
Les 10 Étoiles les plus lumineuse
Haut de Page| Nom | Constellation | Magnitude | Couleur |
| Sirius | Grand chien | -1.44* | Bleue |
| Canopus | Carène | -0.62 | Jaune |
| Arcturus | Bouvier | -0.05 | Orange |
| Toliman | Centaure | -0.1 | Jaune |
| Véga | Lyre | 0.3 | Blanche |
| Capella | Cocher | 0.06* | Jaune |
| Rigel | Orion | 0.18* | Bleue |
| Procyon | Poisson Austral | 0.40* | Jaune |
| Achernar | Eridan | 0.45 | Blanche |
| Bételgeuse | Orion | 0.45** | Rouge |
** étoile variable, la valeur est la magnitude moyenne
Constellation d'Orion. Bételgeuse est une super Lorsque le cœur d'une étoile a épuisé sa réserve d'énergie et que la zone de combustion de l'hydrogène se déplace vers l'extérieur, l'étoile tend à gonfler. La température à la surface diminue et l'étoile prend une coloration rouge. Dans environ cinq milliards d'années, notre Soleil devrait lui aussi devenir une géante rouge et engloutir successivement Mercure, Vénus, et la Terregéante rouge (visible en haut à droite) et Rigel, une super géantes bleue dont la température dépasse les 10 000°C à la surface (en bas à gauche). Les trois étoiles alignés au milieu de l'image forme le "baudrier" d'Orion. Crédit : Matthew Spinelli
Comment meure une étoile
Haut de PageLa durée de vie et la température au cœur d’une étoile dépend de la quantité d’hydrogène accumulée lors de sa formation.
Les étoiles, comme le Soleil, après avoir épuisé l'hydrogène de leur noyaux, commencent à consommer l'hydrogène en couche autour du noyau riche en hélium. Le rayon de l'étoile va alors considérablement augmenter (il peut atteindre un rayon 1000 fois supérieur à celui du soleil). De ce fait, les couches externes considérablement éloignés, n'ont plus qu'une température de 3 000° C. L'étoile s'est alors transformé en Géante rouge.
Lorsque la plupart des atomes d’hydrogène ont été consommés, la température diminue brutalement : la force radiative devient insuffisante face à la Cette notion définie la force d'attraction mutuelle de deux corps ainsi que la distance qui les sépare. Isaac Newton fut le premier à décrire cet effet comme la résultante des masses rapportée au carré de la distance des objets. Au XXe siècle, cette théorie fut modifiée par Einstein et sa théorie de la Relativitégravitation et le cœur de l’étoile commence à se contracter. Cette contraction fait augmenter la température du noyau, ce qui permet aux atomes d’hélium de fusionner pour donner du carbone (réaction triple alpha). Cette fusion libère de l’énergie, les couches externes de l’étoile vont gonfler et l’étoile se refroidit, émettant un rayonnement de plus en plus rouge.
Si l'étoile n'est pas assez massive (moins de 0.8 La masse d'un corps décrit son comportement vis-à-vis de la modification du mouvement et de la force d'attraction. La masse est indépendante du poids d'un corps (qui est une force et est normalement indiquée en Newton), son unité est le gramme ou le kilogramme. La masse inerte est la mesure de la résistance qu'un corps oppose à une modification du mouvement. La masse grave (ou pesante) est la mesure de la force d'un corps, par exemple sous la forme du poids d'un corps sur la Terre ou sous la forme de force de gravitation entre les planètesmasse solaire), la température ne permet pas ces réactions. Elle s'éteint lentement pour devenir une naine blanche.
Si l'étoile à une masse de ~0,8 à 8 masse solaire, elle se transformera en étoile centrale de nébuleuse Appartenant à un système planétaireplanétaire puis en naine blanche. Elle pourra après plusieurs dizaines de milliards d'années après se transformée en naine noire
Si l'étoile est trop massive (plus de 8 Mo), la température permet la fusion des éléments jusqu'au fer, dont la photo désintégration brutale déclenche l'effondrement en étoile à neutrons, et l'explosion violente en Explosion stellaire entraînant une augmentation de la brillance de plusieurs millier de fois supérieur à celle d'une novae. La brillance de l'étoile est alors identique à celle d'une galaxie. On distingue des supernovae de type I et de type II. Ce dernier représente la détonation d'une étoile géante. Les supernovae de type I apparaissent lors d'un effondrement gravitationnel d'une naine blanchesupernova (et donc formation d'une Nuage de gaz et de poussières pouvant souvent peser plusieurs millions d'unités de masse solaire. Une différence est établie entre les nébuleuses sombres, les nébuleuses par réflexion et les nébuleuses à émissionnébuleuse (autre que planétaire).
Il arrive que les étoiles à neutrons soient si massives que, du fait de leur gravitation, même les photons lumineux ne peuvent plus s'en échapper. À la place de l'étoile brillante n'existe plus qu'un Lors d'un effondrement d'une étoile ayant une forte masse apparaît un ensemble instable ou ne peut plus se créer un équilibre entre la pression de sa propre masse et la force de gravitation. L'objet devrait théoriquement s'effondrer sur lui-même et devenir un trou noir. Celui-ci aurait alors une telle masse que même la lumière ne parviendrait plus à échapper à la force d'attraction. Un trou noir est donc invisible et ne peut être perçu qu'indirectementtrou noir donc la présence ne peut être décelée que lorsqu'un autre objet céleste, passant dans son champs gravitationnel, est alors "happé" par lui.
Espace membres