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L’ETOILE

Est une boule de plasma avec un diamètre de plusieurs centaines de milliers de kilomètres

capture23-7.jpgLa densité est telle que la région centrale le cœur atteint la température nécessaire (de l'ordre du million de kelvins au minimum) à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire.

Une étoile génère donc un rayonnement dans le spectre visible, au contraire de la plupart des planètes (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.

a3.jpg Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de radiation pour les étoiles massives) due aux réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à faire exploser l'astre. Le Soleil est lui-même une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.

Il existe donc des objets astrophysiques très chauds (les étoiles), mais le rayonnement ambiant dans lequel baigne l’univers est très faible. Cela provient du fait que la densité d’étoiles est extrêmement faible dans l’univers : la distance moyenne d’un point quelconque de l’univers à l’étoile la plus proche est immense. L’observation astronomique nous apprend de plus que les étoiles ont existé très tôt dans l’histoire de l’univers : moins d’un milliard d’années après le Big Bang, étoiles et galaxies existaient déjà en nombre.

Certaine étoiles sont tellement énorme que leur diamètre est de la taille de la rotation de Jupiter autour de notre soleil

Les étoile sont des machines à créer les atomes et a les assemblé. Sans eux aucune vie ne serait possible nulle part dans l’univers connue. Notre soleil est notre parent à tous

La première étoile proche de nous à 4,2 années lumière est en faite un groupe d’étoiles dit tertiaire « Proxima et Alpha A et B Centauris »

capture18-9.jpgIl existe différente groupe d’étoile de taille et de luminosité dissemblable elles sont cataloguées et référencées cela vas des géantes rouge au naines blanche

Plus une étoile est lumineuse et grande plus sa vie seras courte car elle dépense énormément d’énergie

Les étoiles sont classifier et répertorier

La classification de Harvard est celle qui attribue un type spectral à une étoile, et correspond globalement à une échelle de température. La classification de Yerkes est celle qui attribue une classe de luminosité à une étoile, et correspond globalement à une échelle de rayon (voir loi de Stefan-Boltzmann) pour une température donnée.

La classification de Harvard est fondée sur des raies d'absorption qui sont surtout sensibles à la température plutôt qu'à la gravité de surface. Les différentes classes et leur température sont les suivantes :

Classe

température

couleur

raies d'absorption

O

> 25 000 K

bleue

azote, carbone, hélium et oxygène

B

10 000 - 25 000 K

bleue-blanche

hélium, hydrogène

A

7 500 - 10 000 K

blanche

hydrogène

F

6 000 - 7 500 K

jaune-blanche

métaux : fer, titane, calcium, strontium et magnésium

G

5 000 - 6 000 K

jaune (comme le Soleil)

calcium, hélium, hydrogène et métaux

K

3 500 - 5 000 K

jaune-orange

métaux et monoxyde de titane

M

< 3 500 K

rouge

métaux et monoxyde de titane

f4.jpgReprésentation de la classification de Harvar

Type O

Les étoiles de type O les super géantes bleu sont très chaudes (température de surface : 35 000 K) et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple, Naos, dans la constellation de la Poupe, brille près d'un million de fois plus fort que le Soleil. Ces étoiles possèdent des raies d'héliums intenses et des raies d'hydrogène assez faibles, elles émettent principalement dans l'ultraviolet. Ces étoiles sont si énergétiques qu'elles développent un fort vent stellaire

Type B

Les étoiles de type B les géantes bleu sont aussi très lumineuses et chaudes (température de surface : 13 000 K) ; Rigel, dans la constellation d'Orion, est une géante bleue de classe B. Leur Les étoiles de type O et B sont si puissantes qu'elles ne vivent que fort peu de temps. Elles ne s'écartent donc que peu de l'endroit où elles se sont formées. Ainsi, elles ont tendance à s'assembler en ce qu'on appelle des associations OB1 qui regroupent ces étoiles au sein d'un immense nuage moléculaire. L'association OB1 d'Orion forme un bras entier de la Voie lactée et contient toute la constellation d'Orion. C'est la présence d'étoiles très brillantes et non leur nombre qui font que les bras des galaxies paraissent plus brillants. On peut rajouter que parmi les cent étoiles les plus brillantes, un tiers sont des étoiles de type B

Type A

Les étoiles de type A appelées étoiles blanches sont parmi les plus communes visibles à l'œil nu. Deneb, dans la constellation du Cygne, et Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel dans le visible, sont deux étoiles de classe A. Comme toutes celles de ce type, elles sont blanches, Certaines d'entre elles présentent des caractéristiques remarquables notées Am ou Ap. Elles font partie des étoiles à fort champ magnétique (taches) ou présentant de fortes concentration de certains métaux.

Classe F

Les étoiles de classe F sont encore très lumineuses (température de surface : 7 200 K à 6 000 K), et sont en général des étoiles comme upsilon Andromedae A dans la constellation d'Andromède, Canopus, l'Étoile polaire, ou encore Procyon A.

Type G

Les étoiles de classe G les naines jaune sont les mieux connues, pour la seule raison que le Soleil appartient à cette classe. Elles doivent d'ailleurs leur nom « G » à la molécule CH. Alpha Centauri A est une étoile de classe G.

Classe K

Les étoiles de classe K les naines orange sont des étoiles de couleur orange, légèrement moins chaudes que le Soleil (température de surface : 4 000 K). Certaines, comme Antarès, sont des géantes rouges ou aussi alpha Centauri B

Classe M

Les étoiles de classe M les naines rouge sont les plus nombreuses et possèdent une température de surface de 2 500 à 3 900 K. Soit 90 % des étoiles existantes, sont de ce type, comme par exemple Proxima Centauri. Bételgeuse,

Classe L

Les astres de la nouvelle classe L sont de couleur rouge très foncé et illuminent surtout dans l'infrarouge. Leurs gaz sont assez froids pour que les hydrures de métaux et les métaux alcalins prédominent dans leur spectre.

Classe T

Les astres de classe T se trouvent à l'extrémité de l'échelle. Ce sont soit des étoiles à peine assez massives pour pouvoir effectuer des réactions de fusion nucléaire, soit des naines brunes (quasi-étoiles dépourvues de fusion nucléaire). Elles émettent peu ou pas de lumière visible, mais seulement des infrarouges. Leur température de surface peut être aussi basse que 600 °C, ce qui permet la formation de molécules complexes

Classe R, N, S et C

Les étoiles de classe R, N, S et C sont les étoiles carbonées, des étoiles géantes ayant une forte proportion en carbone. Elles correspondent à une classification en parallèle avec les étoiles de classe G à M et ont été récemment unifiées en une unique classe C. Les étoiles de classe S se situent à mi-chemin entre les étoiles carbonées et celles de classe M. Elles ont une abondance en oxygène et carbone presque identique, les deux éléments se trouvant presque exclusivement sous forme de monoxyde de carbone CO. Quand une étoile est assez froide pour que du CO puisse se former, celle-ci consomme un maximum d'oxygène et de carbone.

Classe

T° max (K)

T° min

couleur

raies d'absorption

R

3 000

 

rouge

composés carboniques

N

2 000

 

rouge

composés carboniques

S

3 000

2 000

rouge

oxyde de zirconium

f46.jpg   Voir aussi le dossier sur le soleil

UNE NOVA

Est une étoile qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut être de l'ordre de 10 magnitudes. Cette vive luminosité ne dure que quelques jours, et l'étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial.

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UNE SUPER NOVA

Est l'ensemble des phénomènes conséquents à l'explosion d'une étoile, qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité. Vue depuis la Terre, une supernova apparait donc souvent comme une étoile nouvelle, alors qu'elle correspond en réalité à la disparition d'une étoile.

Elles ont eu et jouent encore un rôle essentiel dans l'histoire de l'Univers, car c'est lors de son explosion en supernova que l'étoile libère les éléments chimiques qu'elle a synthétisés au cours de son existence et pendant l'explosion même, pour être diffusés dans le milieu interstellaire. De plus, l'onde de choc de la supernova favorise la formation de nouvelles étoiles en initiant ou en accélérant la contraction de régions du milieu interstellaire.

Les supernovas sont des évènements rares à l'échelle humaine : leur taux est estimé à environ une à trois par siècle dans notre Voie lactée

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UNE ETOILE A NEUTRONS

Est le nom donné à un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur d'une étoile massive quand celle-ci a épuisé son combustible nucléaire, d'où leur nom. capture03-6-1.jpgUne étoile neutron est une étoile plus massive que le Soleil arrivée au terme de sa vie et qui s'est effondrée sur elle-même par un simple effet gravitationnel suite à l'arrêt des réactions nucléaires de fusion qui assuraient jusqu'ici un juste équilibre entre les forces antagonistes.  Au cours de l'implosion la pression électronique est tellement élevée que les électrons franchissent les barrières du noyau atomique, jusqu'à ce qu'ils soient arrêtés par les forces nucléaires intra-atomiques de l'interaction forte. Les électrons libérés de leur orbite s'annihilent avec les protons des noyaux. Leur charge à présent neutre transforme le noyau de l'étoile en une sorte de nucléon aux proportions astronomiques et aux propriétés très étranges que nous ne connaissons pas sur Terre. Une étoile neutron de quelques masses solaires présente un diamètre de 10 à 30 km seulement et sa densité équivaut à des milliards de fois celle du plomb : un centimètre cube de cette matière peut peser un milliard de tonnes sur Terre. Sa surface présente encore une température de plusieurs milliers de degrés

Cet effondrement s'accompagne d'une explosion des couches externes de l'étoile, qui sont complètement disloquées et rendues au milieu interstellaire, phénomène appelé supernova. Le résidu compact n'a d'étoile que le nom : il n'est plus le siège de réactions nucléaires, et sa structure est radicalement différente de celle d'une étoile ordinaire. En effet sa masse volumique y est extraordinairement élevée, de l'ordre de 1015 par grammes (soit un milliard de tonnes) par centimètre cube, et sa masse restreinte à une fourchette très étroite autour de 1,4 fois la masse du Soleil, correspondant à ce que l'on appelle la masse de Chandrasekhar.

Une masse aussi dense occupe un volume très restreint, d'un rayon d'environ 10 kilomètres à 20 kilomètres seulement. À leur naissance, les étoiles à neutrons sont dotées d'une vitesse de rotation très élevée, de plusieurs dizaines de tours par seconde. Elles possèdent également un champ magnétique très intense, allant jusqu'à 1011 teslas. L'intérieur d'une étoile à neutrons est également très atypique, étant principalement composé de neutrons dans un état superfluide. Y coexiste également une portion plus modeste de protons et d'électrons supraconducteurs. La région la plus centrale d'une étoile à neutrons est mal connue du fait de sa densité trop élevée pour être déduite des connaissances actuelles. Elle peut être composée de neutrons, ou de formes de matière plus exotiques.

Selon les circonstances, une étoile à neutrons peut se manifester sous divers aspects. Si elle tourne rapidement sur elle-même et qu'elle possède un puissant champ magnétique, elle projette alors le long de son axe magnétique un mince pinceau de radiations, et un observateur placé approximativement dans la direction de cet axe observera une émission pulsée par un effet de phare, appelée pour cette raison pulsar

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UN PULSAR

Est le nom donné à une étoile à neutrons, tournant très rapidement sur elle-même (période typique de l'ordre de la seconde, voire beaucoup moins pour les pulsars milliseconde et émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique.

capture04-7-1.jpg Le nom de pulsar vient de ce que lors de leur découverte, ces objets ont dans un premier temps été interprétés comme étant des étoiles variables sujettes à des pulsations très rapides. Pulsar est l'abréviation de « pulsating radio source » (source radio pulsante). Cette hypothèse s'est rapidement révélée incorrecte, mais le nom est resté.

a26.jpg                                                                                                                                                                                                                                                                                                                    Les astronomes ont découverts durant leurs recherches d'exo planètes, deux planètes tournant autour d’un Pulsar 

MAGNETAR

Un magnétar est une étoile à neutrons disposant d'un champ magnétique hyperpuissant, qui émet des radiations électromagnétiques de haute énergie, comme les rayons X et gamma. Robert Duncan et Christopher Thompson postulèrent leur existence en 1992, et dans la décennie qui suivit elle fut acceptée comme explication plausible pour les sur sauteurs gamma mous et les pulsars X anormaux.

capture06-7-1.jpgLorsqu'une supernova devient une étoile à neutrons, l'intensité de son champ magnétique croît. Duncan et Thompson calculèrent que celui-ci, normalement déjà de 108 teslas, pouvait dépasser dans certaines conditions 1011 teslas. Une telle étoile magnétique est alors nommée magnétar.

capture07-5-1.jpgDes tensions provoquant des tremblements d'étoile se produisent parfois dans les couches externes des magnétars, constituées de plasma d'éléments lourds (principalement de fer). Ces vibrations très énergétiques produisent des bouffées de rayons X et gamma. Une telle étoile est nommée soft gamma repeater (SGR), soit sur sauteur gamma mou.capture05-3-5.jpg Il est estimé qu'une supernova sur dix donne naissance à un magnétar plutôt qu'à une étoile à neutrons ou à un pulsar. Les prérequis sont une rotation rapide et un champ magnétique intense avant explosion. Ce champ magnétique serait créé par un générateur électrique utilisant la convection de matière nucléaire durant les dix premières secondes environ de la vie d'une étoile à neutrons. Si cette dernière tourne suffisamment rapidement, les courants de convection deviennent globaux et transfèrent leur énergie au champ magnétique. Lorsque la rotation est trop lente, les courants de convection ne se forment que dans des régions locales.

Les magnétars ont un champ magnétique bien supérieur à 10 gigateslas. Cette puissance est suffisante pour démagnétiser (et donc rendre inutilisable) toutes les cartes de crédit de la Terre depuis une distance égale à la moitié de celle de la Lune, et est fatale à une distance de 1000 km. En comparaison, le champ magnétique naturel de la Terre est de 50 microteslas.

NAINE BRUNE

Une naine brune est un objet insuffisamment massif pour être considéré comme une étoile mais plus massif qu'une planète géante.

capture04-15.jpg Gliese 229B (au milieu des deux vues), à gauche : vue de l'observatoire du Mont Palomar, à droite : Télescope spatial Hubble (NASA).

Il y un a accord sur la limite supérieure en deçà de laquelle une naine brune ne peut entretenir la réaction de fusion nucléaire de l'hydrogène : moins de 0,07 masse solaire pour une composition chimique solaire. La limite inférieure quant à elle ne fait pas unanimité; un critère couramment retenu est la capacité à brûler le deutérium, soit environ 13 masses joviennes.

La classification spectrale des naines brunes a motivé une extension de celle des étoiles : elles ont pour type spectral M, L et T.

L'énergie lumineuse d'une naine brune est quasi-exclusivement tirée de l'énergie potentielle gravitationnelle, transformée en énergie interne par contraction, contrairement à une étoile de la séquence principale qui tire son énergie des réactions nucléaires. La contraction s'achève lorsque se produit la dégénérescence de la matière, la naine brune a alors un diamètre de l'ordre de celui de la planète Jupiter. En l'absence d'autre source d'énergie, une naine brune se refroidit au cours de son existence, et parcourt les types spectraux M, L et T ; ceci diffère d'une étoile de la séquence principale dont la température effective et le type spectral restent sensiblement constants.

Bien que leur existence fût postulée dès les années 1960, c'est seulement depuis le milieu des années 1990 qu'on a pu établir leur existence.

Histoire

Dès les années 60, on postule l'existence de corps de masse trop faible pour soutenir le brûlage stable de l'hydrogène (Kumar 1963). Plusieurs termes sont alors utilisés pour désigner ces objets (par exemple planetar ou substar, diminutif du terme général objet substellaire). Le terme naine brune a été inventé en 1975, par Jill Tarter.

Puisque les naines brunes n'émettent qu'un faible rayonnement, principalement dans l'infrarouge (un domaine de longueur d'onde pour lequel les détecteurs sont restés longtemps très peu sensibles), elles n'ont pas été détectées avant de nombreuses années.

C'est en 1995 qu'on a observé pour la première fois des naines brunes. D'abord, Teide 1, un objet de 40-60 fois la masse de Jupiter a été découvert dans les Pléiades. Quelques mois plus tard, la découverte de Gliese 229B, une naine brune de 20-50 fois la masse de Jupiter, est annoncée. Cette dernière se trouve en orbite autour d'une étoile de faible masse, Gliese 229.

Caractéristiques

capture05-15.jpgLa naine brune 2M1207, (au centre), et une exo planète orbitant autour (à gauche).

Les naines brunes ont une masse qui se situe entre les planètes les plus massives et les étoiles les moins massives. En raison de cette masse trop faible, la température et la pression du cœur ne sont pas suffisantes pour maintenir les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène. Une naine brune peut, à une certaine époque, avoir réussi à démarrer des réactions de fusion, mais n'avoir jamais atteint un état stable et avoir fini par « s'éteindre ». C'est en quelque sorte une étoile avortée. Mais contrairement aux planètes, une naine brune rayonne un peu de sa propre chaleur, qui vient de son effondrement gravitationnel.

En général, on considère qu'une naine brune doit avoir une masse supérieure à 13 fois celle de Jupiter, ce qui est la masse inférieure à laquelle un astre peut brûler du deutérium, et inférieure à 0,07 masse solaire, masse au-dessus de laquelle les réactions de fusion peuvent s'enclencher durablement.

Alternativement, il a été proposé qu'une naine brune se distingue d'une planète géante gazeuse par son mode de formation. En effet, la plupart des naines brunes flottent seules dans l'espace. Cela confirme qu'elles se forment comme des étoiles, c'est-à-dire de la fragmentation d'un nuage moléculaire, et non comme des planètes, qui naissent plutôt dans l'effondrement local d'un disque présent autour d'une étoile.

La découverte d'une naine brune entourée d'un disque protoplanétaire laisse à supposer que la formation des planètes, sous-produits naturels de la formation stellaire, est possible aussi autour des naines brunes.

On qualifie une naine brune de froide à 1 000 °C, et de chaude à partir de 2 000 °C. La chaleur émise par une naine brune étant le résidu de sa formation, une jeune naine brune sera plutôt chaude, puis se refroidira lentement au cours de son existence. D'ailleurs, les jeunes naines brunes ont des températures de surface semblables à celles des étoiles peu massives et plus âgées et en sont presque indifférenciables. Ce n'est qu'après quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années (dépendant de la masse de la naine brune) que celles-ci atteignent les températures des étoiles les plus froides (environ 1 800 K). Quand les naines brunes atteignent des âges de plusieurs milliards d'années, elles ont des températures de surface allant de 400 K à 1 000 K.

Exoplanète

En 2004, il est découvert la première exoplanète orbitant autour d'une naine brune à environ 170 années-lumière. Il s'agit de la planète 2M1207b orbitant autour de 2M1207. La masse de ce corps est estimée entre 3 et 10 masses de Jupiter.

Les différents types de naines brunes

Les naines brunes se subdivisent en plusieurs types spectraux :

  • Naines M : Type spectral des naines brunes les plus chaudes et des étoiles de très faible masse, les naines rouges.
  • Naines L : On connait quelques centaines de naines L, celles-ci présentent des signatures spectroscopiques de grains de poussière dans leur atmosphère et semblent y avoir un cycle de la pluie avec leurs grains de poussière (oxydes métalliques).

 capture06-17.jpgVue d'artiste d'une naine brune de type « L ».

  • Naines T : Leurs températures de surface sont inférieures à 1 200 K. On connait environ 60 naines T (novembre 2005) dont la plupart sont dans le voisinage immédiat du Soleil. Les naines T possèdent de fortes signatures spectroscopiques du méthane et du monoxyde de carbone. La plus froide naine T connue a une température de 750 K.
  • capture07-15.jpgVue d'artiste d'une naine brune de type « T »
  • Naines Y : Celles-ci présentent une température (de surface) de l'ordre de 500 K (~230 °C) et les signatures spectroscopiques de l'ammoniac. La première naine Y (CFBDS0059) a été observée en 2008 à l'aide du télescope Canada-France-Hawaï (CFHT). La naine brune Y la plus froide ayant été découverte, WISE 1828+2650, possède une température de surface d'environ 300 K.
  • capture08-16.jpg Vue d'artiste d'une naine brune de type « Y ».

Naines brunes remarquables

  • Teide 1, la première naine brune observée en 1995.
  • Gliese 229 B, beaucoup moins massive, qui a été découverte peu de temps après, en 1995.
  • 2M1207, qui a une planète en orbite.
  • Gliese 22 C
  • HR 5568 D
  • CFBDSIR 1458+10A et CFBDSIR 1458+10B : situées à 75 années-lumière de notre système, découvertes par le travail d'astronomes internationaux sur les télescopes Keck, CFHT et le Very Large Telescope (VLT), l'une des deux possède une température très basse : 100 °C.

VOIR AUSSI LE CHAPITRE SUR NOTRE SOLEIL

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