Les étoiles (astronomie)

« luminosité de l'étoile (de 1 000 à 10000 fois) et une baisse de la température de sa surface.

~étoile est devenue une géante rouge .

À titre d'exemple, lorsque le Soleil atteindra ce stade, dans 5 milliards d'années environ, son diamètre englobera l'orbite de la planète Mars .

Lors de la contraction interne de l'étoile , la température atteint 100 millions de degrés.

La fusion de l'hélium du noyau , produit en partie par celle de l'hydrogène , s'enclenche et conduit à la formation d'atomes de carbone et d'oxygène .

Cette phase de l'évo lution stellaire est marquée par des périodes de variabilité de l'étoile .

La luminosité varie au gré des contractions de l'enveloppe externe.

~étoile « pulse >> à un rythme plus ou moins rapide et plus ou moins régulier selon la famille d'étoiles variables à laquelle elle appartient (Céphéides, Mira Ceti, R Lyrae ...

) .

Après quelques centaines de millions d'années , l'hélium vient à manquer et plus rien ne s'oppose à la gravitation.

La géante rouge s'effondre sur elle­ même et éjecte son enveloppe extérieure.

Les nébuleuses planétaires sont le résultat de cet ultime stade évolutif des étoiles de 0,8 à 8 Mu.

Elles restent observables 30 000 ans environ avant que le gaz ne se dilue dans le milieu interstellaire .

LES NAINES BLANCHES Au centre de la nébuleuse planétaire , seul le cadavre de l'étoile , la naine blanche, subsiste.

La naine blanche est une étoile très chaude en surface et très petite .

Les réactions de fusion de l'hélium ont conduit à la formation d'un noyau carboné.

Ce cœur constitue l a naine blanche , objet très dense de 0,6 à 1,4 M u pour une taille comparable à la Terre.

La matière y est si comprimée qu'aucun effondrement gravitationnel n'est possible.

Dans ces conditions, la naine blanche se refroidit très lentement et disparaît peu à peu.

LES SUPERGÉANTES ROUGES ET LES SUPERNOVAE LA SUPER~EANTE ROU~E Après leur passage sur la séquence principale, les étoiles de plus de 8 Mu évoluent en supergéantes , astres encore plus froid et encore plus lumineux que les géantes rouges .

Comme pour ces dernières, le stade de la fusion de l'hydrogène est suivi par celui de l'hélium .

La masse importante de ces étoiles permet la fusion d'éléments plus lourds que l'hélium (néon, magnésium ...

).

Ces réactions en chaîne s'opèrent toujours selon le même principe : lorsque la fusion d 'un élément s'arrête faute de réserve , le noyau se contracte.

La température augmente alors et permet l'enclenchement de la réaction suivante.

Au fur et à mesure , l'étoile est de plus en plus grande et de plus en plus rouge.

Ainsi , entre 500 et 800 millions de degrés, la fusion du carbone se déclenche , vers 1 milliard de degrés vient celle de l'oxygène .

Eventuellement, une nouvelle réaction conduit à la formation de fer.

Le cœur de l'étoile a alors une structure dite en «pe lure d'oignon» :l'hydrogène situé en périphérie entoure l 'hélium ...

jusqu 'au fer confiné au cœur du noyau.

LA SUPERNOVA Le noyau central de fer, très compact, peut atteindre la masse du Soleil pour des dimen sions voisines de celles de la Terre.

La fusion du fer ne peut s'opérer: jusqu 'à cet élément la fusion produit de l'énergie (réaction dite exothermique), au-delà elle en consomme (réaction dite endothermique).

Ains i, aucune réaction ne peut désormais s'opposer à la gravitation.

En un très cours instant, le noyau de l'étoile s'effondre ...

~étoile explose, c'est la supe rnova.

~énergie libérée lors d 'une telle explosion est tout à fait remarquable .

Elle est comparable à celle émise par le Soleil au terme de ses 10 milliards d'années d'évolution.

Cette libération d'énergie crée une onde de choc qui est la source quasi unique des éléments situé au-delà du fer dans la classification périodique des éléments.

Les restes de supernova distillent dans le milieu interstellaire les éléments qui composaient l'étoile , et en particulier tous ceux qui ont été synthétisés lors des réactions de fusion .

On considère qu'il y a une à deux supernovae par siècle et par galaxie.

La dernière "belle » supernova a été observée en 1987 dans la galaxie du Grand nuage de Magellan .

Elle a permis de suivre presque en direct l'évo lution de l'astre et a fourni une mine de renseignements aux scien tifiques .

Les reste d 'une supernova, visible en plein jour en 1024 , sont visibles dans la constellation du Taureau , c'est la fameuse nébuleu se du Crabe .

LES CADAVRES DES ÉTOILES MASSIVES Stade final d'une étoile d'au moins 8 Mu, l'étoile à neutron est parmi les objets les plus denses de l'univers.

Sa masse , typiquement de 1.4 à 2 ou 3 Mù, est concentrée dans un diamètre d'une dizaine de kilomètres.

Il s'agit d'une étoile essentiellement composée de neutrons , particules neutre s formée s lors de l'exp losion du noyau des étoiles Structure en « pelure d'oignon » du cœur de l'étoile 1 (noyau)- Fe 2- Si, S --> Fe 3- 0 -->Si , S 4- C -->Ne, Mg 5- He--> C , 0 6- H-->He (Fe= fer ; Si = silicium ; S = so ufr e ; 0 = oxygène ; C = ca rbone ; Ne = néon ; M g = m a gnésium ; H e = h élium) massives .

Un champ magnétique intense et une rotation très rapide caractérisent ces étoiles, qui sont observées sous la forme d'étoile s pulsantes, les pulsars .

Un faisceau d'ondes électromagnétiques est émis depuis les pôles magnétiques .

Lorsque ce faisceau est dans l'axe de la Terre , on reçoit un signal.

Puis l'étoile tourne sur elle-même et le faisceau n'est plus orienté vers la Terre.

La période d'un pulsar est comprise entre quelques millisecondes et quelques secondes.

Au-delà de 2-3 masses solaires, le cadavre d'une étoile est un trou noir .

CAS DES ETOILES DE MOINS DE 0,8 Mu LES NAINES ROU~ES On pense aujourd'hui que la plupart des étoiles sont des naines rouges.

Ces étoiles très peu lumineuses, dont la masse est inférieure à environ 0,8 masse solaire, brûlent leur hydrogène pendant des centaines de milliards d'années.

Cela signifie que depuis le Big Bang , il ne s'est pas encore assez écoulé de temps pour que les naines rouge s aient quitté la séquence principale du diagramme HR.

LES NAINES BRUNES ET LES ÉTOILES DE MOINS DE 0,08 Mu Pour que la fusion de l'hydrogène puisse s'enclencher, il faut que la température dépasse 3 millions de degrés .

Ce n'est le cas que pour les objets dont la masse est supérieure à 75 fois la masse de Jupiter (soit 8 o/o de la masse du Soleil).

Les objets qui ne peuvent engendrer des réactions de fusion , telle Gliese 229 B, sont des naines brunes.

Ces objets ne brillent dans l'infrarouge que du fait de la contraction gravitationnelle.

DUREE DE VIE DES ÉTOILES La masse de l'étoile est le facteur déterminant de son évolution.

C'est aussi cette masse qui détermine la durée d'évo lution d 'une étoile.

Plus la masse est importante , plus le combustible est consommé rapidement.

Les étoiles les plus massives ont donc une« durée de vie» beaucoup plus courte : - 3 millions d'années pour une étoile de25M u; -500 millions d'années pour une étoile de3 Mu; -10 milliards d'années pour une étoile comme le Soleil ( 1 Mu) ; - 200 milliards d'années pour une étoile de 0.4 Mu (soit bien plus que l'âge actuel de l'univers qui est estimé à 15 milliard s d'années).

LA SYNTHÈSE DES ÉLÉMENTS CHIMIQUES LES POPULATIONS D'ÉTOILE Il existe ainsi deux populations d'étoile.

Les étoiles les plus anciennes (plus de LE TYPE SPECTRAL ~analyse de la lumière des étoiles par spectrométrie conduit à la classificat ion des ces astres en sept types spectraux : 0, B , A, F, G, K, M.

Le spectre d'absorption des étoiles d 'un même type présente des similitudes.

Ainsi, les étoiles de type 0 émettent principalement dans le domaine de l'ultraviolet et leur spectre présente des raies intenses d'hélium et des raies faibles d'hydrogène .

Dix sous-catégories, notées de o à 9, permettent d'affiner la classification.

Le soleil est par exemple une étoile de type spectral G7 caractérisé par des raies de l'hydrogène peu marquées et des raies des métaux importantes.

Le type spectral permet de déterminer la température de surface de l'étoile: 0 > 25000 degrés B 11 000 à 25 000 degrés A 7 500 à 11 000 degrés 6 000 à 7 500 degrés G 5 000 à 6 000 degrés K 3 500 à 6 000 degrés M < 3 500 degrés 10 milliards d'années) , situées en bordure des galaxies, sont dite de population Il.

Elles sont presque exclusivement composées d'hydrogène et d'hélium, et donc très pauvres en métaux (tous les autres éléments que l'hydrogène et l'hélium ).

Les étoiles des amas globulaires sont de ce type.

Les étoiles de population 1 sont plus diverses.

Situées pour la plupart dans les régio ns internes des galaxies, ces étoiles sont plus jeunes (moins de 10 milliards d'années) et plus riches en métaux .

Le Soleil est une étoile de population 1.

La popul ation Ill désigne auss i parfois les étoiles les plus anciennes.

Ces étoiles furent les premières à se former , elles n'éta ient composées que des éléments de l'Univers primordial, donc d 'hydrog ène et d'hélium .

Comme ces étoiles n'existent plus , aucune n'a pu être observée.

L'ENRICHISSEMENT DE L'UNIVERS EN ÉLÉMENTS CHIMIQUES Les étoiles contribuent très largement à la synthèse d'éléments chimiques.

À partir de l'hydrogène et de l'hélium compris dans leur noyau , les étoiles permettent la synthèse de tous les éléments chimiques (en fonction de leur mas se initiale).

Lors des explosions ultimes , les étoiles libèrent leur enveloppe et répandent dans le milieu interstell aire les nouveaux éléments synthétisés.

Les étoiles qui sont amenées à se former après d e tels événements seront donc de plus en plus riche s en éléments lourd s .... »