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15 mars 2017 3 15 /03 /mars /2017 19:43
le Soleil n'est pas visible ici car trop petit

le Soleil n'est pas visible ici car trop petit

 

   En astronomie il existe une curiosité : les étoiles « moyennes » n’y ont pas droit de cité. En effet, les étoiles sont seulement divisées en deux grandes catégories, les naines (comme le Soleil qui est une naine jaune) et les géantes. Parmi ces dernières, il existe des géantes bleues, des supergéantes rouges ou blanches, d’autres encore correspondant souvent à différents stades de leur évolution. Au point qu’ on finit par un peu tout mélanger… Essayons de mettre un peu d’ordre dans tout cela.

 

 

classification des étoiles

 

   Longtemps, les étoiles ont été classées par nos ancêtres en fonction de leur apparente luminosité à l’œil nu mais c’était illusoire : certaines étoiles, proches, sont aussi brillantes que d’autres, bien plus grosses et lumineuses mais beaucoup plus éloignées. C’est même cette erreur de perspective qui poussa à l’association d’étoiles en apparence voisines dans des constructions imaginaires, les constellations, qui permirent dans un premier temps aux caravaniers, puis aux marins, de mieux se repérer la nuit venue. Avec l’apparition des outils d’observation modernes, il s’avéra évident que l’on devait trouver d’autres moyens d’identification pour ces astres bien différents de ce que l’on croyait.

 

   Les étoiles possèdent quatre propriétés principales : leur température de surface,  leur gravité de surface, leur masse, et leur luminosité. Ce sont ces caractéristiques qui vont permettre d’associer à chaque étoile un groupe spectral. En résumé, la répartition de l’énergie lumineuse d’une étoile rapportée à sa longueur d’onde identifiera le spectre de l’étoile. Plus une étoile est chaude et plus sa couleur va tendre vers le bleu alors que, à l’inverse, moins elle sera chaude et plus elle ira vers le rouge. De ce fait, un moyen sommaire de savoir la température de surface d’une étoile est donc d’apprécier sa couleur. Dans un ordre décroissant de température, une étoile sera violette (la plus chaude), bleue, blanche, jaune, orange et rouge (la moins chaude). Il s’agit là d’une loi basique de la physique : plus un corps est chaud et plus les photons qui s’en échappent sont énergétiques et donc plus leur longueur d’onde est courte. On peut être encore plus précis en analysant différentes stries - les raies d’absorption - qui donnent à chaque étoile une caractéristique bien particulière : son type spectral.

 

classification de Harvard

 

   La classification de l’observatoire de Harvard (USA) fut le fruit de l’énorme travail de Henry Draper et de ses successeurs, publié dans le Henry Draper Catalogue, paru en 1924 et contenant les caractéristiques spectrales (fondées surtout sur les températures de surface) de plus de 225 000 étoiles. Elle identifie sept types spectraux principaux identifiés par des lettres majuscules : O, B, A, F, G, K et M. Les étoiles marquées O sont les plus chaudes (donc les plus bleues) tandis que celles de classe M sont les plus froides (ou plutôt une géante bleue Alcyonles moins chaudes) et donc rouges. On peut se demander pourquoi le choix de telles lettres alors qu’il eût été facile de s’en tenir à l’ordre alphabétique. L’explication est comme souvent historique : on commença par classer les étoiles en fonction des raies d’absorption de leurs spectres, d’abord l’hydrogène puis d’autres corps tels le calcium, le sodium, etc. Les anglo-saxons ont un bon moyen mnémotechnique pour se souvenir de cette curieuse classification avec la phrase suivante : « Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me ! ».

image : Alcyon, une géante bleue de type O ou B

 

   À cette notion de spectre, on ajoute celle de luminosité (numérotée en chiffres romains de I à VI) ce qui permet de différencier les étoiles normales de celles ayant déjà évolué en géantes. En effet, il existe, on l’a déjà dit, une relation entre cette luminosité et la température de surface (calculable donc par spectroscopie) : on peut, à partir de cette relation, déduire le rayon d’une étoile.

 

   Après avoir caractérisé chacune des étoiles observées, on a dressé une « carte » de leur répartition dans un grand diagramme.

 

 

diagramme de Hertzsprung-Russell…qu’on appellera plus aisément le diagramme HR

 

   Au début du XXème siècle, deux scientifiques (Hertzsprung et Russell) travaillèrent (séparément) sur une carte capable de classer visuellement les étoiles. Leur diagramme représente la luminosité de ces astres en fonction de leur température et, par convention, on aura la luminosité en ordonnée et la température en abscisse.

 

le diagramme de Hertzsprung-Russell

 

   Quel est l’intérêt d’un tel diagramme ? Eh bien, il permet de deviner où en est de son existence une étoile particulière et de repérer assez facilement tous les astres qui, pour une raison ou une autre, s’écartent du groupe moyen principal. En effet, on peut y reconnaître deux grands groupes d’étoiles : le groupe le plus important le long d’une diagonale et un groupe moins important mais néanmoins conséquent au dessus.

 

   La diagonale (qui va du coin supérieur gauche, chaud et lumineux, au coin inférieur droit, froid et peu lumineux) est appelé « séquence principale » et c’est là que la majorité des étoiles passe le plus clair de leur temps (90%) à tranquillement brûler leur hydrogène. Certaines d’entre elles, comme les naines rouges, peuvent rester à cet endroit du graphe durant des dizaines de milliards d’années.

 

   En revanche, un groupe important d’étoiles se situe au dessus de la séquence principale ; ce sont des géantes et c’est à elles que nous allons aujourd’hui nous intéresser. Enfin, en dessous de la diagonale principale, on trouve les naines blanches qui sont en réalité des cadavres d’étoiles qui se refroidissent lentement (plusieurs dizaines de milliards d’années avant de devenir des naines noires).

 

   Pour les étoiles, tout est une question de taille. Certaines d’entre elles ayant épuisé leur réserve d’hydrogène voient leurs couches externes gonfler et s’éloigner alors de leur cœur central ; dès lors, le froid de l’espace va agir sur elles et c’est de cette manière que l’étoile devient rouge. Ayant grossi en taille et perdu de la chaleur, ces étoiles quittent alors la séquence principale du diagramme HR. D’autres étoiles sont d’emblée des géantes, voire des supergéantes qui n’ont appartenu que très brièvement à cette séquence principale : c’est un autre type d’étoiles et un autre destin.

 

 

géantes bleues et supergéantes rouges

 

   Les géantes bleues sont très chaudes (25 000 K), très brillantes et leur type spectral est O ou B. Elles sont bien plus grosses que le Soleil, leur masse étant comprise entre 10 fois et 40 fois celle de notre étoile, voire plus. De ce fait, il s’agit d’astres dont l’espérance de vie est forcément courte (en termes astronomiques évidemment) puisqu’ils vivent entre 10 à 100 millions d’années, ce qui n’est rien par rapport au Soleil (10 milliards d’années) ou plus encore par comparaison avec les étoiles les plus nombreuses dans le cosmos, les naines rouges, dont chacune d’entre elles peut espérer exister durant plusieurs dizaines de milliards d’années.

 

   Comme toutes les autres étoiles, une géante bleue commence sa vie en transformant l’hydrogène en hélium sauf que sa taille gigantesque entraîne une énorme et rapide consommation de ce premier carburant. Très vite, l’étoile, à court d’hydrogène, va se mettre à fusionner son hélium, entraînant un gonflement de ses couches extérieures et donc leur refroidissement : l’étoile se transforme alors en supergéante rouge (seule exception, les très rares géantes bleues de masse supérieure à 40 fois celle du Soleil qui restent bleues). La fusion de l’hélium n’a qu’un temps : l’étoile va se mettre à fabriquer des métaux lourds tels que nickel, chrome, cobalt, titane, fer. C’est à ce stade qu’elle devient instable et explose en supernova (voir le sujet dédié ICI) : l’étoile mourante disperse alors sa matière dans l’espace sous la forme de nuages concentriques de matière et de gaz appelés rémanent de la supernova tandis que son cœur central peut évoluer de deux manières différentes selon la taille originelle de l’étoile : pour les moins massives, entre 8 et 30 à 40 masses solaires (MS), le cœur central se transforme en étoile à neutrons tandis que pour les plus grosses, il devient un trou noir.

image : le Soleil comparé à la supergéante rouge Cephei A

 

   Certaines des étoiles que nous venons de décrire évoluent en supernovas tandis que d’autres plus massives atteignent des températures fantastiquement élevées et expulsent dans le même temps leurs enveloppes externes. Parmi ces dernières, quelques unes arrivent au stade d’hypergéante jaune avant d’exploser mais la plupart a un destin plus bizarre. Les étoiles les plus massives, qu’elles soient des supergéantes rouges ou bleues, évoluent transitoirement mais naturellement en un état bien particulier : ayant épuisé tout leur hydrogène, elle se mettent à fusionner leur hélium, puis des corps plus lourds. Elles produisent alors des vents stellaires extrêmement puissants, éjectant énormément de substance au point que leur corps central est totalement masqué, entouré par une bulle de matière. En réalité, cette phase ne dure pas longtemps (quelques centaines de milliers, voire un million d’années) avant qu’elles n’explosent en supernovas, une fois atteinte la transformation des métaux lourds en fer. Que leur origine soit une supergéante bleue, une supergéante rouge ou une étoile massive de la séquence principale, on appelle cette classe d’étoiles, des étoiles de Wolf-Rayet, en l’honneur des deux astronomes français qui les mirent en évidence au début du siècle dernier. Certains scientifiques pensent à présent qu’elles sont à l’origine des sursauts gamma que nous avons déjà évoqués (ICI).

image : étoile Wolff-Rayet 124 dans la  constellation de l'Aigle

 

   Certaines supergéantes rouges arrivées au stade terminal de leur vie sont bien connues des scientifiques depuis longtemps et surveillées attentivement par eux, à l’exemple de Bételgeuse (constellation d’Orion) ou d’Antarès (constellation du Scorpion) : on écrit parfois que les spécialistes s’attendent à ce qu’elles explosent « d’une minute à l’autre » ; il s’agit là d’un abus de langage car, bien que cette explosion soit théoriquement possible à tout moment, les durées en cause dépassent largement la vie d’un homme et même d’une civilisation.

 

 

Un exemple de supergéante rouge en fin de vie : Antarès

 

  Antarès doit son nom au dieu Arès (le dieu de la guerre des Grecs devenu Mars chez les Romains) car l’étoile est rouge à l’instar de la planète Mars qu’elle semblait « antagoniser » pour les anciens. C’est est en réalité une étoile double située à 600 années-lumière de nous : l’étoile principale (Antarès A), celle qui nous intéresse, est une supergéante rouge tandis que sa compagne (Antarès B) est une géante bleue. Antarès A est immense puisque son diamètre est 888 fois celui du Soleil ce qui veut dire que si elle était à sa place, sa surface serait située au-delà de l’orbite de Mars… Comparé à cette supergéante, le Soleil apparaîtrait de la taille d’un petite bille à côté d’un ballon de football ! La luminosité d’Antarès est 10 000 fois plus importante que celle de notre étoile mais sa couleur rouge traduit sa faible température : 3 300° contre 5 500° pour le Soleil. Toutefois, c’est cette dernière caractéristique qui explique qu’une grande partie du rayonnement d’Antarès se fait dans l’infrarouge et, au bout du compte, la luminosité totale (dite biométrique) d’Antarès est de l’ordre de 60 000 fois celle du Soleil…

 

   Lorsque Antarès explosera en supernova, il est probable que sa lumière sera visible sur Terre même en plein jour ; il n’est toutefois pas certain que cet événement cataclysmique se produise durant la présence de l’Homme sur Terre, les « agendas » cosmiques et humains ayant peu à voir l’un avec l’autre.

 

 

géantes rouges

 

   En sus des étoiles naturellement géantes, les « naines » peuvent aussi se transformer en géantes lors de la dernière partie de leur vie (sauf celles d’une masse inférieure à 0,25 MS qui n’accèdent jamais à ce stade). Par quel mécanisme des étoiles de taille relativement modeste, comme le Soleil, peuvent-elles devenir des géantes rouges ? Revenons sur leur histoire.

 

   Il faut d’abord se souvenir du fait que toutes les étoiles débutent leur vie sur la séquence principale du diagramme HR où elles transforment paisiblement leur hydrogène en hélium. Leur plus ou moins longue présence à cet endroit dépend en réalité de leur taille. Prenons un exemple : en raison de sa grande surface, une étoile de deux masses solaires brûlera 10 fois plus vite son hydrogène que le Soleil alors que la quantité de son carburant n’est que deux fois plus élevée. La conséquence est strictement mathématique : cette étoile restera sur la séquence principale cinq fois moins longtemps. On comprend dès lors pourquoi les étoiles supergéantes sont repérées ailleurs que sur cette diagonale principale où leur présence est forcément très brève.

 

   Avec le temps, une étoile va donc voir progressivement diminuer son hydrogène et augmenter son hélium, un phénomène qui s’accompagne d’un léger accroissement de la luminosité de l’astre. Mais lorsque la quantité d’hydrogène arrive presque à épuisement, la combustion centrale s’arrête et les forces gravitationnelles commencent à prendre le dessus ; le noyau se contracte tandis que la température augmente d’où l’apparition d’une coquille périphérique d’hydrogène en fusion autour du centre stellaire : c’est le peu d’hydrogène restant qui est ainsi brûlé. Du gaz est alors expulsé vers l’extérieur ce qui aboutit à la dilatation de l’enveloppe externe de l’étoile. Cette dilatation entraîne un refroidissement : l’étoile devient en même temps géante et plus froide, donc rouge.

 

   Dans le noyau central qui ne contient plus que de l’hélium, la contraction continue tandis que la température augmente encore. Arrive le moment où les noyaux d’hélium vont eux-aussi fusionner, donnant à l’étoile une nouvelle source d’énergie. Toutefois, cette fusion durera bien moins longtemps que celle de l’hydrogène. Pour le Soleil, par exemple, on estime que, si la combustion de l’hydrogène sur la séquence principale, peut durer environ 10 milliards d’années (il est actuellement à mi-parcours), celle de l’hélium ne lui donnera que 2 milliards d’années supplémentaires d’espérance de vie.

 

   À ce stade de son existence, l’étoile est plus ou moins instable : en effet, la pression interne tend à dilater l’étoile mais les forces de gravitation ont l’effet inverse et, du coup, on assiste à des séquences de dilatation-contraction. Vu de loin, la taille de l’étoile n’est pas mesurable mais, par contre, chaque fois qu’il y a modification, la température - et donc la couleur - de l’étoile change… C’est ainsi que certaines étoiles variables ont été identifiées : ces étoiles dites pulsantes peuvent être très régulières dans leurs variations et c’est notamment le cas des céphéides qui ont permis, par le passé, de faire grandement avancer la connaissance des distances dans l’Univers.

image : cepheide RS Puppis et son cycle régulier de 5 à 6 semaines

 

   L’hélium venant à son tour à manquer, les réactions nucléaires le remplacent par d’autres éléments, tels l’oxygène ou le carbone. La situation à ce stade est devenue assez complexe : au centre subsiste un noyau éteint d’oxygène et de carbone avec autour une coquille d’hélium en fusion, elle-même entourée d’une coquille d’hydrogène également en fusion. L’étoile est instable et elle pulse. À chaque pulsation, une partie de l’enveloppe externe est éjectée, donnant l’impression de bouffées successives. Enfin, le noyau se retrouve pratiquement à nu. Comme il est très chaud, il va ioniser les gaz des différentes couches de l’enveloppe qu’il vient d’expulser donnant l’image d’une espèce de diamant trônant au centre d’une sphère lumineuse. Cette phase qui va durer entre 50 000 à 60 000 ans est appelé nébuleuse planétaire (les premiers observateurs pensaient qu’il s’agissait vraiment de planètes). Puis le gaz va se disperser et il ne restera plus que le noyau encore très chaud et très brillant qui sera baptisé du nom de naine blanche.

 

   Puisque, comme on l’a déjà signalé, la pression à l’intérieur du noyau est absolument colossale, l’objet qui résulte de toute ces transformations, la naine blanche, a à peu près la taille de la Terre… avec la masse du Soleil (quelques grammes de matière y pèsent autant que la Tour Eiffel). La naine blanche mettra des milliards d’années à perdre sa chaleur et sa luminosité pour aboutir enfin au stade de naine noire, un objet définitivement inerte.

 

 

Un exemple de naine blanche

 

   Il est très difficile d’observer une naine blanche parce que ces objets sont petits et que, progressivement, ils perdent de leur intensité lumineuse. C’est la raison pour laquelle n’ont pu être observées que des naines blanches relativement proches de nous, c’est-à-dire appartenant à la Voie lactée.

 

naine blanche HD 62166

 

   C’est notamment le cas de la naine blanche située au centre de la nébuleuse planétaire NGC 2240, dans la constellation de la Poupe. Elle fut pour la première fois observée par l’astronome britannique d’origine allemande William Herschel le 4 mars 1790 et répertoriée sous la dénomination HD 62166. Elle est assez facilement visible car il s’agit certainement d’une naine blanche très jeune et donc très chaude et lumineuse. On estime d’ailleurs sa chaleur à 200 000 K ce qui en fait tout simplement l’étoile la plus chaude actuellement connue. Dans l’image ci-dessus, on devine la naine au centre de ce qui est la nébuleuse planétaire en formation.

 

 

 

Les étoiles géantes sont rares et fragiles

 

   Nous avons déjà eu l’occasion de le préciser : dans notre galaxie (et il est totalement vraisemblable qu’il en soit de même dans les autres), la majorité des étoiles étant des naines, le plus souvent associées à d’autres étoiles dans ce que l’on appelle des systèmes binaires (ou, pour être plus exact, des systèmes multiples). Un peu comme une armée dont les géantes et supergéantes seraient les officiers supérieurs, le gros de la troupe étant représenté par les naines rouges.

 

   Les étoiles naissent en groupe, dans un halo puis, suivant leurs tailles respectives et les aléas de leur environnement, elles se séparent : il est ainsi impossible de savoir quelles étaient les étoiles ayant accompagné notre Soleil dans son halo de naissance. L’immense majorité des étoiles existantes ont des tailles voisines de celle du Soleil : les très petites (moins de 0,25 MS) sont aussi peu nombreuses que les géantes (8 MS et plus) et les supergéantes (à partir de 30-40 MS).

 

   Dans le halo primitif d’un groupe d’étoiles, il est difficile de savoir si la masse d’une étoile est acquise (tailles stellaires augmentées par accrétions successives) ou innée (géantes ou naines déterminées d’emblée) : les simulations informatiques sont valides dans les deux cas. Ce qui est certain, c’est que, à un moment donné, le nuage moléculaire préstellaire se fragmente en une certain nombre de condensations qui s’effondrent ensuite sur elles-mêmes pour donner naissance aux embryons d’étoiles.

 

   Les naines rouges sont très certainement les étoiles les plus nombreuses de l’Univers : entre 80 à 85% de l’ensemble. Si l’on se réfère à la Voie lactée, elles représentent alors à peu près 130 milliards d’étoiles… Les autres naines, jaunes et jaune-orangé notamment, sont estimées à environ 13% et, de ce fait, il ne reste que quelques pourcents pour les géantes (je rappelle que les naines blanches ne sont pas comptabilisées ici puisque ce ne sont plus des étoiles). Dans le tableau ci-joint, on peut, par exemple, se rendre compte de l’extrême rareté des supergéantes bleues (0,00003%).

 

 

Tableau des étoiles (classement_etoiles)

 

 

   Par une belle nuit d’été, en un endroit épargné par les lumières parasites qui, hélas, tendent aujourd’hui à se multiplier, il est possible à un observateur à la vue acérée de distinguer quelques milliers d’étoiles, bien loin évidemment des 150 milliards qui peuplent notre galaxie. En fait, il semble que ce soit trois mille étoiles. Parmi elles, aucune naine rouge qui sont pourtant les plus nombreuses : leur lumière qui ne dépasse pas 1% de celle du Soleil ne peut imprimer nos rétines et cela est vrai même pour la plus proche de nous, Proxima du Centaure.

 

   L’étoile la plus brillante de notre ciel nocturne est Sirius (1) étoile blanche de la séquence principale du diagramme HR, essentiellement visible parce que proche (8,5 années-lumière). Il en est de même pour Canopus (2) une supergéante peu massive qui rivalise avec elle quoique bien plus éloignée (310 années-lumière) et Arcturus (3), une géante rouge qui termine sa vie à 37 années-lumière de nous. On le comprend : les étoiles visibles de la Terre et qui ont passionné l’Homme depuis des millénaires sont soit proches, soit géantes comme la supergéante bleue Rigel (6) à 5630 années-lumière, ou la supergéante rouge Bételgeuse (9), l’une des plus grandes étoiles connues (env. 500 années-lumière aux dernières nouvelles). On pourrait presque dire que, à l’instar des vedettes de variétés, les étoiles géantes dominent notre ciel tandis que l’immense majorité du peuple stellaire nous demeure invisible.

 

 

 

Sources :

1. Wikipedia France et en.wikipedia.org

2. Science et Vie.com

3. Encyclopaediae Britannica

4. https://www.astronomes.com

5. http://physique.unice.fr

 

 

Images :

 

1. comparaison d'étoiles (sources : www.astrosurf.com)

2. la géante bleue Alcyon (sources : fr.wikipedia.org)

3. diagramme de Hirschprung-Russell (sources : Richard Powell/Leovilok/Wikimedia Commons)

4. le Soleil comparé à une supergéante rouge (sources : astronomie.skyrock.com)

5. étoile de Wolff-Rayet WR124 (sources : www.astrosurf.com)

6. le céphéide RS Puppis (sources : trustmyscience.com)

7. naine blanche HD 62166  (sources : youinf.ru)

8. répartition des types d'étoiles (zestedesavoir.com)

 

 

 

Mots-clés : en construction

 

 

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Published by cepheides
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commentaires

tiot le mineur 17/03/2017 18:29

Salut
Un article intéressant sur les étoiles.
Ben on est vraiment minuscule à côté de ces grosses étoiles.
Bon week-end

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