Étoiles

Nous expliquons ce que les étoiles, leurs caractéristiques, comment elles se forment, le cycle de vie, la structure et les exemples d'étoiles sont

Les Pléiades, dans la constellation du Taureau, visibles pendant l'hiver nord, constituent un groupe d'environ 3000 étoiles à 400 années-lumière. Source: Wikimedia Commons.

Quelles sont les étoiles?

Ongle Etoile Il s'agit d'un objet astronomique composé de gaz, principalement de l'hydrogène et de l'hélium, et maintenu en équilibre grâce à la force de gravité, qui a tendance à la comprimer et à la pression de gaz, qui l'étend. 

Dans ce processus, une étoile produit d'immenses quantités d'énergie, à partir de son noyau, dans lequel il existe un réacteur de fusion qui synthétise l'hélio et d'autres éléments de l'hydrogène.

Dans ces réactions de fusion, la pâte n'est pas entièrement préservée, mais une petite partie devient de l'énergie. Et puisque la masse d'une étoile est énorme, même lorsqu'elle est la plus petite, il en va de même pour la quantité d'énergie qu'elle dégage par seconde.

Caractéristiques des étoiles

Les principales caractéristiques d'une étoile sont:

-Masse: très variable, pouvoir devenir d'une petite fraction de la masse du soleil aux étoiles supermassives, avec des masses plusieurs fois la masse solaire.

-Température: C'est aussi un montant variable. Dans la photosphère, qui est la surface légère de l'étoile, la température est dans la plage de 50000-3000 K. Tandis que dans son centre, il atteint des millions de kelvin. 

-Couleur: étroitement lié à la température et à la masse. Plus une étoile est chaude, plus sa couleur est bleue et au contraire, plus elle est froide, plus elle tend vers le rouge. 

-Luminosité: Cela dépend de la puissance rayonnée par l'étoile, qui n'est généralement pas uniforme. Les étoiles les plus chaudes et les plus grandes sont les plus brillantes.

-Ordre de grandeur: C'est la luminosité apparente qu'ils ont quand ils sont vus de la Terre.

-Mouvement: Les étoiles ont des mouvements relatifs en ce qui concerne leur champ, ainsi que le mouvement de rotation.

-Âge: Les étoiles peuvent être aussi anciennes que l'univers - comme 13.800 millions d'années - et aussi jeune que 1000 millions d'années.

Comment se forment les étoiles?

Le soleil, l'une des millions d'étoiles de la route Lacta.

Les étoiles sont formées à partir de l'effondrement gravitationnel d'énormes nuages ​​de gaz et de poussière cosmiques, dont la densité éprouve des fluctuations continues. Le matériau principal de ces nuages ​​est l'hydrogène moléculaire et l'hélium, ainsi que des traces de tous les éléments connus sur Terre.

Le mouvement des particules qui composent cette énorme quantité de pâte dans l'espace est aléatoire. Mais de temps en temps, la densité augmente légèrement en un point, produisant une compression.

La pression du gaz a tendance à annuler cette compression, mais la force gravitationnelle, qui attire les molécules à se rencontrer, est un peu plus élevée, car les particules sont plus proches puis contrecarrent cet effet. 

De plus, la gravité est responsable de l'augmentation de la masse encore plus. Et comme cela se produit, la température augmente progressivement. 

Imaginons maintenant ce grand processus de condensation à l'échelle avec tout le temps disponible. La force de la gravité est radiale et le nuage de matière ainsi formé aura une symétrie sphérique. On l'appelle Protoestrella.

De plus, ce nuage de matière n'est pas statique, mais entre une rotation rapide à mesure que le matériel se contracte. 

Au fil du temps, un noyau sera formé à la température élevée et à une pression énorme, qui deviendra le réacteur de fusion de l'étoile. Pour cela, une masse critique est nécessaire, mais quand elle se produit, l'étoile atteint l'équilibre et commence ainsi, pour la mettre d'une manière ou d'une autre, sa vie adulte.

La masse et l'évolution subséquente des étoiles

Le type de réactions qui peuvent se produire dans le noyau dépendra de la masse qui a initialement dépend de la masse, et avec elle l'évolution ultérieure de l'étoile. 

Pour les masses moins de 0.08 fois la masse du soleil - 2 x 10 30 kg environ - l'étoile ne se formera pas, car le noyau ne s'allumera pas. L'objet ainsi formé refroidira peu à petit et la condensation s'arrêtera, donnant naissance à un Nain brun.

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D'un autre côté, si le Protoestrella est trop massif, il n'atteindra pas l'équilibre nécessaire pour devenir une star, donc il s'effondrera violemment.

La théorie de la formation stellaire par effondrement gravitationnel est due à l'astronome et cosmologiste anglais James Jeans (1877-1946), qui a également proposé la théorie de l'état stationnaire de l'univers. Aujourd'hui, cette théorie, qui soutient que la matière est créée en continu, a été rejetée en faveur de la théorie du Big Bang.

Cycle de vie des étoiles

Les étoiles sont formées grâce à un processus de condensation d'une nébuleuse en gaz cosmique et en poussière. 

Ce processus prend du temps. On estime qu'il se produit entre 10 et 15 millions d'années, tandis que la star acquiert sa stabilité finale. Une fois que la pression du gaz expansif et la force de compression sont équilibrées, l'étoile entre ce qu'on appelle le Séquence principale.

Selon sa masse, l'étoile est située dans l'une des lignes du diagramme Hertzsprung-Russell ou du diagramme H-R abrégé. Ceci est un graphique qui montre les différentes lignes d'évolution des étoiles, toutes dictées par la masse de l'étoile.

Dans ce graphique, les étoiles sont situées en fonction de leur luminosité en fonction de leur température efficace, comme indiqué ci-dessous:

Diagramme RH, créé indépendant par les astronomes Exnar Hertzsprung et Henry Russell vers 1910. Source: Wikimedia Commons. Que [cc par 4.0 (https: // CreativeCommons.Org / licences / par / 4.0)].

Lignes d'évolution des étoiles

La séquence principale est la région approximativement diagonale qui traverse le centre du diagramme. Là, à un moment donné, des étoiles nouvellement formées entrent, selon leur messe.

Les étoiles les plus chaudes, brillantes et massives sont en haut et à gauche, tandis que les plus froids et les plus petits se trouvent dans la région inférieure droite.

La masse est le paramètre qui régit l'évolution des étoiles, comme cela a été dit plusieurs fois. En effet, des étoiles très massives épuisent rapidement leur carburant, tandis que le froid et les petites étoiles, comme les nains rouges, le gèrent avec une plus grande parcimonie. 

Comparaison des tailles entre les planètes (1 et 2) et les étoiles (3,4,5 et 6). Source: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https: // dave.Autonoma.ca /) [cc by-sa 3.0 (https: // CreativeCommons.Org / licences / by-sa / 3.0)].

Pour un être humain, les nains rouges sont pratiquement éternels, aucun nain rouge, qui sait, n'est encore mort.

Adjacent à la séquence principale, les étoiles qui, en raison de leur évolution, se sont déplacées vers d'autres lignes. De cette façon, il y a les étoiles géantes et supergigentes, et en dessous des nains blancs. 

Types spectraux

Ce qui nous vient des étoiles lointaines, c'est leur lumière et son analyse est obtenue beaucoup d'informations sur la nature de l'étoile. Dans la partie inférieure du diagramme H-R, il existe une série de lettres qui désignent les types spectraux les plus fréquents: 

O b a f g k m

Les étoiles à température la plus élevée sont O et les plus froides sont la classe M. À son tour, chacune de ces catégories est divisée en dix sous-types différents, les différenciant par un nombre de 0 à 9. Par exemple F5, une étoile intermédiaire entre F0 et G0. 

La classification Morgan Keenan ajoute au type spectral la luminosité de l'étoile, avec des numéros romains de i à i. De cette façon, notre soleil est une étoile de type G2V. Il convient de noter que, compte tenu de la grande variabilité des étoiles, il y a d'autres classifications pour eux.

Chaque classe spectrale a une couleur apparente, selon le diagramme H-R. C'est la couleur approximative qu'un observateur verrait sans instruments ou dans la plupart des jumelles, par une nuit très sombre et claire. 

Vous trouverez ci-dessous une brève description de ses caractéristiques selon les types spectraux classiques:

Type O

Ce sont des étoiles bleues avec des tons violets. Ils se trouvent à l'extrémité supérieure gauche du diagramme H-R, c'est-à-dire qu'ils sont grands et la luminosité, ainsi que des températures de surface élevées, entre 40.000 et 20.000 K. 

Les exemples de ce type d'étoile sont alnitak a, de la ceinture de la constellation d'Orion, visible pendant les nuits du nord de l'hiver et des sigma-orionis dans la même constellation.

Peut vous servir: le lait est-il un mélange homogène ou hétérogène? Les trois étoiles de la ceinture Orion. De gauche à droite Alnitak, Alnilam et Mintaka. De plus, à côté d'Alnitak, les nébuleuses de la flamme et la tête du cheval. Source: Wikimedia Commons.

Type B 

Srio b. Source: Giuseppe Donatiello, CC0, via Wikimedia Commons

Ce sont des étoiles bleues et avec des températures de surface entre 20.000 et 10.000 K. Une étoile de ce type facilement visible à l'œil nu est le Giant Rigel, qui fait partie d'un système d'étoiles dans la constellation d'Orion.

Type A

Syrien un. Source: NASA, ESA, H. Liaison (stsci) et m. Barstow (Université de Leicester), CC par 3.0, via Wikimedia Commons

Ils sont faciles à voir à l'œil nu. Sa couleur est en blanc, avec des températures de surface comprises entre 10.000 -7000 K. Sirio A, une étoile binaire de la constellation du major est une étoile de type A, ainsi que Deneb, le slan le plus brillant.

Type F 

Disque de débris autour d'une étoile de type étoile. Source: Eso / Marino et al., CC par 4.0, via Wikimedia Commons

Ils ont l'air en jaune blanc blanc, la température de surface est encore plus faible que celle du type précédent: entre 7000 et 6000 K. L'étoile Polar Polaris, de la constellation de l'OSA mineur appartient à cette catégorie, ainsi que Canopus, l'étoile la plus brillante de la constellation de Carina, visible très au sud de l'hémisphère nord, pendant l'hiver du nord.

Type G

Le soleil. Source: NASA

Ils sont jaunes et leurs températures se situent entre 6000 et 4800 K. Notre soleil entre dans cette catégorie.

Type K 

Étoile double albireo. Source: Hewholooks, CC BY-SA 3.0, via Wikimedia Commons

La couleur qu'ils présentent est jaune-orange, en raison de sa plage de températures la plus basse: 4800 - 3100 K (géants K0). Aldebar au Taureau, visible pendant l'hiver de l'hémisphère nord et de l'Albireo de Swan, ce sont de bons exemples d'étoiles de type K.

Type m 

Centauri suivant. Source: ESA / Hubble, CC par 4.0, via Wikimedia Commons

Ce sont les étoiles les plus froides de tous, présentant une coloration rouge ou orange. La température de surface se situe entre 3400 et 2000 K. Dans cette catégorie, les nains rouges entrent et aussi les géants rouges et les supergigants, tels que le Centauri suivant (nain rouge) et la bételgeuse (géant rouge) de la constellation d'Orion.

Structure d'étoile

En principe, il n'est pas facile de découvrir la structure interne d'une étoile, car la plupart d'entre eux sont des objets très éloignés. 

Grâce à l'étude du soleil, l'étoile la plus proche, nous savons que la plupart des étoiles sont composées de couches gazeuses avec une symétrie sphérique, au centre duquel il y a un cœur où la fusion est effectuée. Cela occupe environ 15% du volume total de l'étoile.

En entourant le noyau, il y a une couche comme manteau ou enveloppe Et enfin est le atmosphère de l'étoile, dont la surface est considérée comme sa limite extérieure. La nature de ces couches est modifiée avec le temps et l'évolution suivie de l'étoile. 

Dans certains cas, arrivés au point où l'hydrogène, son principal combustible nucléaire est épuisé, l'étoile gonfle puis met ses couches extérieures, qui est connue sous le nom de nain blanc.

C'est précisément dans l'emballage de la starité, où le transport d'énergie est effectué du noyau vers les couches externes. 

Les couches du soleil, l'étoile la plus étudiée de tous. Source: Wikimedia Commons.

Types d'étoiles

Dans la section dédiée aux types spectraux, les types d'étoiles sont actuellement mentionnés. Ceci concernant les caractéristiques découvertes à travers l'analyse de sa lumière.

Mais tout au long de son évolution, la plupart des étoiles se déplacent sur la séquence principale et la laissent également, située dans d'autres branches. Seules les étoiles rouges naines restent dans la séquence principale toute leur vie.

Il existe d'autres types d'étoiles qui sont souvent mentionnées, que nous décrivons brièvement:

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Stars naines

C'est un terme utilisé pour décrire des types d'étoiles très différents, qui ont en revanche. Certaines étoiles sont formées avec une pâte très faible, mais d'autres qui sont nés avec une pâte beaucoup plus grande, deviennent des nains pendant leur vie.

En fait, les étoiles naines sont + la classe d'étoiles la plus abondante de l'univers, donc cela vaut la peine de s'arrêter un peu dans leurs caractéristiques:

Nains bruns

Conception artistique d'un nain brun

Ce sont des protoestrellas dont la masse n'était pas suffisante pour démarrer le réacteur nucléaire qui conduit une étoile à la séquence principale. On peut considérer qu'ils sont à mi-chemin entre une planète gazeuse géante comme Jupiter et une étoile naine rouge.

Comme ils manquent d'une source d'énergie stable, leur destin est de refroidir lentement. Un exemple de nain brun est Luhman 16 dans la constellation de Vela. Mais cela n'empêche pas les planètes de les orbbiter, car plusieurs ont été découvertes jusqu'à présent.

Nains rouges

Taille comparative entre le soleil, le nain rouge Gliese 229a, les nains bruns Teide 1 et Gliese 229 B, et la planète Jupiter. Source: NASA via Wikimedia Commons.

Sa masse est petite, moins que celle du soleil, mais sa vie se déroule dans la séquence principale car ils dépensent soigneusement leur carburant. C'est pourquoi ils sont aussi plus froids, mais ils sont le type d'étoile qui abonde et aussi le plus long.

Nains blancs

Blanca IK Pegasi B (centre ci-dessous), son partenaire de classe spectrale à Ik Pegasi A (à gauche) et le soleil (à droite). Source: Rjhall, Chris 論 (vecteur), CC BY-SA 3.0, via Wikimedia Commons

C'est le reste d'une étoile qui a abandonné la séquence principale lorsque le carburant de son noyau était épuisé, gonflant jusqu'à ce qu'il devienne un géant rouge. Après cela, l'étoile se lance de ses couches les plus externes, réduisant sa taille et ne laissant que le noyau, qui est le nain blanc. 

Le stade nain blanc n'est qu'une phase de l'évolution de toutes les étoiles qui ne sont ni des nains rouges ni des géants bleus. Ces derniers, pour être si massifs, ont tendance à mettre fin à leur vie dans des explosions colossales appelées nova ou supernova.

L'étoile IK Pegasi est un exemple de nain blanc, une destination qui peut attendre notre soleil en plusieurs millions d'années.

Nains bleus

Recréation d'une étoile naine bleue. Source: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, via Wikimedia Commons

Ce sont des étoiles hypothétiques, c'est-à-dire que leur existence n'a pas encore été prouvée. Mais on pense que les nains rouges sont finalement transformés en nains bleus lorsqu'ils épuisent leur carburant.

Nains noirs

Recréation d'une étoile naine noire. Source: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, via Wikimedia Commons

Ce sont de vieux nains blancs qui se sont complètement refroidis et n'émettent plus de lumière.

Nains et oranges jaunes

Le soleil, exemple typique d'étoile naine blanche. Source: Geoff Elston, CC par 4.0, via Wikimedia Commons

Parfois, il est généralement appelé des étoiles de masse comparables ou inférieures au soleil, mais de taille et de température plus importantes que les nains rouges.

Étoiles à neutrons

C'est la dernière étape de la vie d'une étoile supergigente, quand il a déjà épuisé son combustible nucléaire et souffre d'une explosion de Supernova. En raison de l'explosion, le noyau de l'étoile restante est incroyablement compact, au point que les électrons et les protons fusionnent pour devenir des neutrons.

Une étoile à neutrons est tellement, si dense, qu'elle peut contenir jusqu'à deux fois la masse solaire dans une sphère d'environ 10 km de diamètre. Puisque son rayon a tellement diminué, la conservation du moment angulaire nécessite une vitesse de rotation plus élevée.

En raison de leur taille, ils sont détectés par le rayonnement intense qu'ils émettent sous la forme d'un HAZ presser.

Exemples d'étoiles

Alors que les étoiles ont des caractéristiques en commun, comme pour les êtres vivants, la variabilité est énorme. Comme on le voit, il y a des étoiles géantes et supergigentes, des nains, des neutrons, des variables, d'une grande masse, d'une taille énorme, plus proche et plus distant:

-L'étoile la plus brillante du ciel nocturne est syrienne, dans la constellation de Can Mayor.

Sirio, dans la constellation du major, à environ 8 années-lumière, est l'étoile la plus brillante du ciel nocturne

-Centauri suivant est l'étoile la plus proche du soleil.

-Être l'étoile la plus brillante ne signifie pas être la plus brillante, car la distance compte beaucoup. L'étoile lumineuse connue est également la plus massive: R136A1 appartenant au grand nuage de Magallanes.

-La masse de R136A1 est 265 fois la masse du soleil.

-Pas toujours la star avec la plus grande messe n'est pas la plus grande taille. La plus grande star à ce jour est Uy Scuti dans la constellation du bouclier. Son rayon est environ 1708 fois plus grand que le rayon du soleil (le rayon du soleil est 6.96 x 10 8 mètres).

-L'étoile la plus rapide jusqu'à présent avait été 708 US, qui se déplace à 1200 km / s, mais récemment une autre qui vaincait elle a été découverte: S5-HVS1 de la constellation de la grue, avec une vitesse de 1700 km / s / s. On pense que la personne responsable est le Sagittaire un trou supermassif, au centre de la Voie lactée.

Les références

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