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Diagramme
Hertzsprung-Russel
Ce diagramme, dont
l'importance est fondamentale pour la compréhension
de l'évolution stellaire, montre la relation
qu'il existe pour les étoiles entre leur luminosité
et leur température de surface. Les Scientifiques
utilisent le Soleil comme unité
de référence, de sorte
que le Soleil est représenté comme un
point de luminosité 1 et de température
de surface 5 800 K.
Une Etoile
d'une masse solaire prend quelques 50 millions d'années
d'âge entre sa naissance et son arrivée
sur la séquence principale. Les
Etoiles plus massives y parviennent beaucoup plus
vite que les moins massives. Celles dont la masse
est inférieure à 0,08 masses solaires
ne connaissent jamais cette phase; elles se contractent
et deviennent des naines brunes, puis noires.
Une Etoile demeure sur la
séquence principale
jusqu'à ce que la combustion de son Hydrogène
soit achevée dans son noyau.
Une Etoile
de la taille du Soleil contient assez de combustible
Hydrogène pour rester sur la séquence
principale environ 10 milliards d'années,
alors que les Etoiles plus massives ont une durée
de "Vie" sur la séquence principale
plus courte car elles usent leur combustible plus
rapidement. Les Etoiles les plus massives
se transforment en géante rouge en 1 million
d'années; à l'opposé, les Etoiles
les moins massives qui atteignent
la séquence principale auront une durée
de "Vie" égale à plusieurs
fois celle du Soleil.
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Le Déclin des Etoiles..
Lorsque tout l'Hydrogène du noyau
est épuisé, les réactions
nucléaires n'équilibrent plus la force
de gravité et l'Etoile se contracte
sous l'effet de son propre poids en augmentant progressivement
sa température. Ce phénomène
s'accompagne d'un transfert de chaleur vers les couches
extérieures au noyau, couches contenant encore
de l'Hydrogène, ce qui entraîne une nouvelle
série de réactions nucléaires.
La zone de combustion de l'Hydrogène
remonte, couche après couche, vers la surface
de l'Etoile tandis que l'Hélium
créé par la fusion retombe sous forme
de "cendres" sur le noyau. L'enveloppe de
l'Etoile devient de plus en plus lumineuse.
Lorsque
la température du noyau d'Hélium atteint
environ 10 millions de degrés (107 K),
une nouvelle fusion s'amorce : l'Hélium
se transforme en Carbone. Cette réaction
« triple-alpha » va faire de
grossir l'Etoile considérablement, elle va
alors sortir de la séquence principale par
le dessus..
Les températures
extrèmes atteintes au coeur des Etoiles sont
nécéssaires pour que les noyaux atomiques
qui y sont présents puissent fusionner entre
eux, et ainsi générer d'autres noyaux
atomiques, plus lourd.
C'est comme ceci qu'est apparu presque
tout ce que vous avez autour de vous !!
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..en fonction de leur Masse
Une Etoile d'une masse inférieure
1,44 masse solaire (limite de Chandrasekhar)
va grossir, se transformer en une géante
rouge, une Etoile si grosse qu'elle pourrait
englober toutes les planètes intérieures
du Système Solaire; ainsi, elle devient plus
brillante et plus rouge (sa température de
surface baissant), jusqu'à ce qu'elle ait épuisé
tout son combustible nucléaire. Alors, elle
explose, éjecte ses couches extérieures
et devient une nébuleuse planétaire.
Son cœur s’éteindra lentement en
quelques millénaires pour se transformer en
naine blanche, un corps chaud d'une
taille comparable à celle d'une planète
comme la Terre, et d'une densité pouvant atteindre
une tonne par centimètre-cube. Il semble que
la plus grande partie des Etoiles deviennent des naines
blanches qui, avec le Temps, dissippent sous forme
de lumière la chaleur qui leur reste, se refroidissement
pour devenir des naines noires, cadavres
stellaires.
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Une Etoile dont la masse est comprise
entre à 1,44 (limite de Chandrasekhar)
et 40 masses solaires va devenir une
supergéante, Etoile encore
plus grande qu'une géante rouge, puis éjectera
ses couches externes dans l'espace au cours d'une
explosion appelée supernova.
Son noyau sera alors comprimé au point d'atteindre
une densité plus élevée que celle
d'une naine blanche et deviendra une Etoile
à neutron. Ce corps a un diamètre
de 10 à 15 km et une densité de 1017
à 1018 kg/m3. La gravité
est devenue tellement forte que les électrons
sont tombés sur les noyaux, formant
ainsi des neutrons qui se trouvent à l’état
dégénéré. L'Etoile entière
est un noyau (atomique), les neutrons au centre, les
protons en surface. La pression, ou pression
de dégénérescence,
qui en résulte est alors assez grande pour
supporter la gravité, et rétablir une
certaine stabilité. Ces étoiles sont
si denses qu’une cuillère à café
de leur matière pèserait entre 100 millions
et un milliard de tonnes.
Il arrive que le Carbone
formé par la réaction «
triple-alpha » étouffe
le noyau de l'Etoile et fasse cesser la libération
d'énergie. La noyau se contracte à nouveau
et déclenche la combustion de l'Hélium
dans la coquille environnante. Dans les Etoiles les
plus massives, des réactions plus
avancées peuvent mener à
la formation de Fer dans le noyau.
Une Etoile de masse
solaire encore plus importante (supérieure
à 40 masses solaires) passe par le stade de
la supergéante, encore plus
démesurée.. Puis elle explose en hypernova,
son noyau s'effondre jusqu'à devenir un trou
noir stellaire, invisible, d'une densité
extrème. Deux jets de plasma
extrêmement énergétiques sont
émis le long de l'axe de rotation de l'Etoile
à une vitesse proche de celle de la lumière.
Ces jets émettent d'intenses rayons
gamma.
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Matière Interstellaire
Lorsque une Etoile explose en Supernova,
sa partie centrale s'effondre sur elle-même,
et le reste de la matière est ejecté
tout autour d'elle avec une vitesse (presque
identique à la vitesse d'effondrement du noyau
!!). Cette période d'éjection voit s'épapiller
dans l'Espace (presque vide) quantités de matière
: de l'Hydrogène (il en reste
toujours à la surface de l'Etoile), de l'Hélium
(la couche du dessous), du Carbone,
de l'Oxygène et d'autres atomes
lourds créés par la fusion nucléaire.
Lors du voyage et du refroidissement
de cette matière, il arrive que des atomes
se rencontrent, s'apprécient
et se groupent pour former des molécules
simples, puis un peu plus complexes.
Les 1ers grains de poussière
apparaissent progressivement dans les lambeaux de
matière, se répandent dans l'Espace
et obscurcissent de vastes régions du ciel.
Plus tard, à l'occasion de la naissance d'une
nouvelle Etoile, ils vont s'associer pour
former des corps plus gros, plus grands.
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Populations d'Etoiles
Il existe 2 grandes populations d’Etoiles..
Les étoiles de la population
II se sont formées au tout début
de l’Univers et possèdent une constitution
chimique à base d’Hydrogène et
d’Hélium, ainsi que des traces extrêmement
faibles d’éléments lourds. Cette
population d’étoile s’observe dans
les vieux amas globulaires du halo de notre galaxie
et à proximité.
Les étoiles de la population I,
observées dans les bras spiraux de notre galaxie
possèdent 10 à 30 fois plus d’éléments
lourds. Elles sont issues d’un matériel
enrichi en éléments lourds grâce
aux générations précédentes
d’étoiles.
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Etoiles Variables
Ce sont des Etoiles dont la brillance
varie. On les trouve le plus souvent
au-dessus de la séquence principale.
- Si leur variabilité est due à des
influences externes, elles
sont appelées « variables
extrinsèques », ce sont
des Etoiles binaires ou d'autres
Associations d'Etoiles..
- Si leur variation provient de fluctuations
dans la lumière qu’elles émettent,
elles sont alors appelées « variables
intrinsèques ».
Seules les Etoiles de la 2nde catégorie sont
des variables au sens strict.
La propriété
la plus simple permettant une 1ère classification
des variables est la périodicité.
Ces dernières sont donc classées selon
leur variabilité. Celles qui
varient de façon périodique et régulières
sont divisées en variables à
courtes périodes et variables
à longues périodes, selon
que celle-ci est inférieure ou supérieure
à 80 jours. Les variables semi-régulières
présentent des variations de période
et d’amplitude, tandis que les variables
irrégulières ont des fluctuations
complètement imprévisibles. La plupart
des variables sont de nature pulsante ou éruptives.
Les Variables Pulsantes ou Céphéides
Certaines
Etoiles se dilatent et se contractent tandis que leur
brillance varie. La première
étoile connue de ce type , Céphée,
a donné son nom aux Etoiles présentant
les mêmes caractéristiques. Les Céphéïdes
ont une variation caractéristique
et régulière, où
l’augmentation de brillance se fait très
rapidement par rapport au déclin, avec des
périodes allant de 1 à 60 jours. La
variation du rayon d’une
Céphéïde typique est de 10-20%,
la luminosité émise
a une fluctuation d’environ une magnitude ;
ces étoiles présentent en outre des
variations de température et de
type spectral.
Les variables pulsantes
ont une enveloppe de gaz constituée
par de l’Hélium partiellement ionisé
et par des électrons. Cette enveloppe
voit son ionisation augmenter lorsque l’Etoile
se contracte, et devient plus efficace pour absorber
les radiations émises. Le rayonnement stocké
exerce une pression suffisante pour pouvoir repousser
les couches extérieures de l’Etoile ;
celles-ci vont alors se refroidir et devenir moins
opaques, permettant au rayonnement emmagasiné
de s’échapper. Puis l’Etoile va
se contracter à nouveau et un autre cycle de
dilatation et de contraction va commencer.
Les cycles de
pulsation vont se poursuivre tant que les
conditions nécessaires à l’intérieur
de l’étoile seront favorables. On peut
établir, pour chaque type de variable pulsante,
une relation entre la période et
la luminosité de l'Etoile; les
variables pulsantes sont donc très utilisées
en astronomie comme indicateurs de distance
d'amas stellaires ou de galaxies: la
période donne l'éclat intrinsèque
de l'Etoile observée qui, comparé à
la magnitude apparente de l'Etoile, permet de déterminer
sa distance.
Les variables irrégulières
et éruptives
Un groupe particulièrement
intéressant parmi les différents types
de variables irrégulières
est celui constitué par les Etoiles
T Tauri. Leurs spectres montrent qu’il
s’agit d’Etoiles jeunes, avec
des grandes vitesses de rotation et des pertes de
masse d’environ 10-7 masses solaires par an.
Elles sont enveloppées d’un nuage de
gaz et de poussière, et leur variabilité
provient sans doute de facteurs intrinsèques
et extrinsèques, ainsi que des éruptions
dans leur atmosphères et des fluctuations de
densité du nage qui les entoure.
Les Etoiles
à éruption, également
appelées UV Céti, sont
des étoiles froides localisées sur la
partie inférieure de la séquence principale,
entrant soudainement en éruption
une ou deux fois par jour. Leur brillance
peut augmenter d’une ou deux magnitude en quelques
secondes et redevenir normale en quelques minutes.
Lors d'une éruption, l'éclat augmente
d'un facteur 40 en quelques secondes, pour diminuer
à nouveau en quelques minutes. Il s'accompagne
d'une forte émission radio.
Les Novae
Une novae
est une Etoile dont la luminosité augmente
d’un facteur de 10 000 à un million en
quelques heures ou quelques jours. Au
bout de plusieurs mois on de plusieurs années,
la nova revient à sa luminosité initiale.
Une nova typique éjecte un cent millième
de sa masse.
| Une nova
(au pluriel : novae) se produit dans les systèmes
d’étoiles
binaires proches, où l’un
des membre est un objet compact, par exemple un naine
blanche. La composante la plus grande
verse de la matière sur son compagnon compact
ou sur un disque de matière entourant les deux
étoiles. |
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Cette matière
se réchauffe brusquement, ce qui entraîne
de violentes explosions. Les novae
récurrentes reproduisent ce schéma à
des intervalles de quelques décennies, tandis
que les novae naines le font à des intervalles
de dizaines on de centaines de jours, avec des variations
de luminosité allant de deux
à cinq magnitudes. Dans une galaxie moyenne,
vingt-cinq novae se produisent par an environ, on
ne détecte que deux ou trois supernovae par
siècle.
Les étoiles de
type Couronne Boréale
Ces Etoiles, qui comptent
au nombre des variables les plus caractéristiques,
ont été décrites comme des «
novae à l’envers », car
elles subissent des chutes soudaines et
irrégulières de luminosité,
d’environ 10 magnitudes (un facteur 10.000),
avant de retourner à leur état normal.
Ce sont des supergéantes dont
l’atmosphère est riche en carbone et
dont la diminution soudaine d’éclat peut
être provoqué par l’accumulation
de nuages de carbone : ceux-ci sont plus tard éjectés,
ce qui permet à l’étoile de récupérer
sa luminosité normale.
Les Pulsars
Les pulsars,
détectés en radio et parfois aussi en
lumière visible et en rayon X, sont des sources
émettant d’une manière intermittente
avec des périodes s’échelonnant
de quelques secondes à une fraction de seconde.
Chaque « pulsation » ne dure qu’une
fraction de la période (ou intervalle entre
deux pulsations), si bien que pour l’observateur
la source n’émet qu’une faible
partie du temps. Bien que l’intensité
des pulsations soit variable, la période est
constante au dix-millionième près, mis
à part une lente augmentation de l’ordre
de quelques millièmes par an.
Les astronomes pensent
qu’un pulsar est une Etoile à
neutrons en rotation rapide qui
émet du rayonnement selon un faisceau étroit
balayant l’espace lorsque l’étoile
tourne, à la manière d’un
phare. Le pulsar le plus rapide a une période
de 1.557 millisecondes (642 pulsations par seconde).
On trouve des pulsars dans des nébuleuses
et des restes de supernovae. D’autres
restes de supernovae ne semblent pas renfermer de
pulsars, mais cette absence est peut-être due
au fait que leur faisceau n’est pas dirigé
vers le système solaire, ou que l’explosion
a été asymétrique et a éjecté
l’Etoile à neutrons hors du nuage en
expansion.
« Nous sommes
tous constitués de poussières d’étoiles..»
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