 Les
Etoiles
Les
Etoiles
Etoile
| Eruption et
Explosion des Etoiles
Les Novae |
Les Supernovae,
type I, type II
Etoile binaire
| Etoile à Neutrons
Naine Blanche
| Naine noire
Géante rouge
| Supergéantes
Etoile carbonnée
| Etoile O Etoile
B
Etoile A | Etoile
G | Etoile F
| Etoile K | Etoile
M
Type Spectral,
divers préfixes, classe de luminosité
Nouvelle Classification
depuis 1983
Images et photos
d'Etoiles
Les Etoiles
Leur rayonnement est dans la plupart
des cas assimilable à celui du Soleil, émettant une énergie dans
la partie "visible" du spectre électromagnétique.
Situé entre 400 nm et 700 nm, l'oeil humain est réglé sur la même
région du spectre.
Avec un filtre, l'on peut sélectionner le type d'Etoile que l'on
recherche, mettant en évidence les types spectral O, B (Etoiles
hautes températures), et A, les astres jeunes et extrêmement lumineux.
Les filtres rouges pour les Etoiles à faible température de surface
(naines et géantes rouges de type K et M).
Masse lumineuse de gaz de forme sphérique, qui génère de l'énergie
en son centre, par des processus de fusion nucléaire. La masse minimale
pour entrer en réaction de formation d'une Etoile est d'environ
1/20ème la masse du Soleil. Les Etoiles plus lourdes connues ont
une masse d'environ 100 fois celle du Soleil. Leur constitution
sont principalement composé d'hydrogène, l'hélium comme second composant
principal.
Notre Soleil, qui est une Etoile moyenne, est constitué à 94% d'atomes
d'hydrogène, 5,9% d'hélium et à 0,1% d'autres éléments. Sa masse
provient pour 73% de l'hydrogène, pour 25% de l'hélium, pour 0,8%
du carbone et pour 0,9% d'autres éléments.
Eruption et Explosion des Etoiles
Les "Novae" et "Supernovae"
sont des Etoiles qui rejettent leurs matériaux, non pas avec la
similitude d'une Nébuleuse Planétaire, mais avec une force
tout a fait Explosive.
Le mot Novae, qui signifie Etoile nouvelle, lorsqu'elle explose
pour former une novae ou une supernovae. Une Etoile tout à fait
banale peut s'embrasser si violemment qu'elle domine le ciel tout
entier.
Les Novaes
Etoile dont la luminosité s'élève
subitement de dix magnitudes environ, avant de diminuer progressivement
sur une période de quelques mois.
Le terme "novae" est un mot abrégé du latin "novae
stella", qui signifie : nouvelle Etoile.
Une Novae très mineure n'affecte pas beaucoup plus l'étoile incriminée
que l'éjection de gaz qui va former une nébuleuse planétaire.
Les observations ont montré que certaine novae sont entourées d'une
enveloppe de gaz en expansion pouvant aller à des vitesses jusqu'à
1 500 km/seconde puis l'enveloppe se disperse rapidement dans l'espace.
On estime que la masse de matière perdue représente environ un dix
millième (10-4) de la masse du Soleil et que l'énergie libérée ne
représente qu'un millionnième de celle que libère une supernovae.
Les novae classiques ne connaissent, d'après les observations, qu'une
seule éruption, même si l'on pense que les sursauts peuvent se produire
tous les 10 000 ou 100 000 ans. Les observations ont montré que
les novae récurrentes, comme P Cygni, connaissent des sursauts à
des intervalles de dix à cent ans. En général quelques dizaines
de novae se produisent chaque année dans une galaxie.
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Les Supernovaes
Les Supernovae, en revanche peuvent
faire preuve d'une violence apocalyptique. La mort stellaire des
supernovae est le plus spectaculaire de tous, leur luminosité peut
dépasser celle de plusieurs milliards d'Etoiles normales et les
quantités de matériaux qu'elles projettent pourraient édifier plusieurs
systèmes solaires.
Les supernovae ne représentent pas seulement les ultimes spasmes
des Etoiles; c'est aussi le couronnement d'une vie passée à construire
des éléments.
Elles libèrent une quantité d'énergie si importante que son rayonnement
peut occulter celui d'une galaxie entière, comportant des milliards
d'Etoiles. L'énergie cinétique de la matière soufflée dans l'espace
est dix fois supérieure à l'énergie de rayonnement et celle des
neutrinos cent fois supérieure.
Une explosion de supernovae se produit lorsqu'une Etoile évoluée
de masse importante a épuisé son combustible nucléaire. Son noyau
devient alors instable et s'effondre.
Il existe deux types de supernovae, notée I et II.
La distinction repose sur la présence de raies d'Hydrogène
dans le spectre des supernovae de type II, totalement absente du
spectre du type I.
Type I
Les courbes de luminosité des supernovae
de type I sont toutes similaires. Elles comportent une phase de
fort accroissement d'une durée d'environ 3 semaines, suivie d'une
période de décroissance de 6 mois ou plus.
Les supernovae de type I font l'objet d'une classification secondaire
en type Ia et Ib suivant l'intensité de l'absorption
d'une raie particulière du silicium dans leur spectre optique.
Le type Ia correspond à une forte raie d'absorption et le type
Ib à une raie faible.
On suppose que les supernovae de type Ia sont des naines blanches
de système binaires et qu'elles accumulent de la matière en la
puisant chez leur compagnon. Une onde de combustion de carbone
dans la matière transférée pourrait expliquer l'énergie libérée.
L'explosion peut aboutir à la désintégration totale de la naine
blanche. Les réactions nucléaires donnent naissance à une masse
d'isotope instable Ni 56 égale à la masse du Soleil, qui dégénère
ensuite en Co 56 et Fe 56 sur une période d'environ quelques mois.
A ce jour, aucune différence formelle de mécanisme n'a pu être
établie entre les types Ia et Ib.
Type II
Les supernovae de type II sont
des Etoiles d'une masse supérieure à 8 fois la masse du Soleil,
qui ont parcouru les différentes étapes de l'évolution stellaire
et complètement épuisé le combustible nucléaire de leur noyau.
A ce stade leur structure est composée de sphères concentriques
dont chacune abrite une réaction nucléaire spécifique. En générant
du fer, qui ne peut être transformé en éléments plus lourds sans
rapport d'énergie extérieure, puis le début de la combustion du
silicium dans le noyau provoque très rapidement, en un jour environ,
une instabilité au sein de l'ensemble composé du noyau et de la
succession d'enveloppes. Cette fragilité soudaine est causée par
la disparition de la pression due à l'énergie dégagée par les
processus internes de fusion qui permettait de contrebalançer
les forces exercées par les enveloppes sur le noyau.
Lorsque commence l'implosion, le noyau s'effondre en moins d'une
seconde. Le rythme du processus d'effondrement s'accroît au fur
et à mesure de l'éclatement des noyaux de fer et de la formation
des neutrons.
L'implosion ne pouvant pas se poursuivre indéfiniment et lorsque
la densité de la matière nucléaire est atteinte, une résistance
soudaine à toute pression supplémentaire se déclenche, qui repousse
la matière en implosion et génère une onde de choc.
Lers couches externes de l'Etoile sont alors soufflées vers l'extérieur
à une vitesse de plusieurs milliers de kilomètres par seconde
et elles laissent le noyau seul et dépouillé, sous la forme d'une
Etoile à netrons.
La matière éjectée lors de l'explosion forme un reste de supernovae
qui connaîtra encore des phases d'expansion. elles peuvent être
détectées par leurs émissions radios sous la forme de
pulsars et parfois par des émissions de lumière périodiques et
des émissions de rayons X. Les explosions de supernovae enrichissent
la composition chimique du milieu interstellaire à partir duquel
d'autres générations d'Etoiles pourront être formées.
Les supernovae sont relativement rares, seules cinq ont pu être
observées au cours du dernier millénaire. D'autres explosions
ont eu lieu et détectées par des émissions radio de leurs restes,
mais leur explosion reste cachée par la poussière.
En 1987, la supernovae 1987A donna une occasion d'observer de
près ce genre de phénomène.
La Supernovae 1987A
Du Grand Nuage de Magellan, découverte
le 24 février 1987 alors qu'elle présentait une magnitude 6. Il
s'agissait de la supernovae la plus proche et la plus brillante
observée depuis 1604. L'Etoile qui explosa était une supergéante
bleue d'une magnitude de classe 12, connue sous le nom de Sanduleak
-69°202. La magnitude maximale de la Supernova 1987A, atteinte
au milieu de mai 1987, était de 2,8.
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Etoile binaire
Couple d'Etoiles évoluant en orbite
l'une autour de l'autre et unies par leur attraction gravitationnelle
mutuelle. Environ la moitié des Etoiles est en fait binaire ou multiple,
bien que certaines Etoiles soient si rapprochées qu'il est impossible
de les distinguer individuellement.
Deux Etoiles d'un système binaire évoluent chacune en orbite elliptique
autour de leur centre de masse commun. Plus elles sont éloignées
l'une de l'autre, plus elles se déplacent lentement.
Les couples qui ont une séparation suffisament importante pour que
leurs deux composantes soient distinguées au moyen d'un télescope
ont souvent des périodes orbitales d'une durée de 50 ou 100 ans.
De tels couples sont appelés Etoiles Doubles Visuelles.
La binaire la plus connue est Algol (étoile B avec une étoile G),
dénommée : l'Etoile du Démon ; Beta Persi ; b Per.
Etoile à Neutrons
Dont la masse représente entre 1,5
et 3 masses solaires et qui s'est effondrée sous l'effet de la gravitation
de telle sorte qu'elle est composée presque uniquement de neutrons.
Les Etoiles à neutrons ont un diamètre d'une dizaine de kilomètres
et une densité de 10 17 Kg/m3. Elle se forment lors des explosions
de Supernova et donne des pulsars.
Lorsque le combustible nucléaire est épuisé, le noyau de l'Etoile
commence à refroidir tandis que la pression interne diminue, ce
qui provoque une contraction gigantesque soudaine. Pour les Etoiles
dont la masse représente plus que 1,8 masses solaires, qui implosent
jusqu'à ce que la pression entre les neutrons équilibre l'attraction
gravitationnelle.
Dans la supernovae ainsi formée, la plus grande part de la masse
d'origine de l'Etoile est éjectée dans l'espace.
Une Etoile de trois masses solaires ou plus aura tendance à s'effondrer
en trou noir.
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Etoile carbonée
Nom donné à un groupe d'Etoiles irrégulières
et rouges dont les spectres montrent d'intenses bandes de carbone
moléculaire, CN, I ou autres composants de carbone et non pas le
plus carastéristique, I.
Le terme "étoile carbonée" fut utilisé pour la première
fois dans les années 1940 per Morgan et Keenan, qui proposèrent
une nouvelle séquence de classes comprise entre C0 et C7, suivant
les températures décroissantes pour les Etoiles normales comprise
entre G4 et M4. Elles sont connues et rares dans notre galaxie,
mais plusieurs milliers dans le Petit Nuage et Grand Nuage de Magellan.
Naine Blanche
Etoile très anvancée dans l'évolution
stellaire, composée de matière dégénérée. Un Etoile devient naine
blanche lorsque toutes ses sources de carburant pour la fusion thermonucléaire
sont épuisées.
L'Etoile s'effondre sous sa propre gravité, comprimant la matière
en un état dégénéré dans lequel les noyaux atomiques et les électrons
arrachés des atomes sont tous rassemblés.
Le processus cesse quand un effet mécanique quantique, le principe
d'exclusion, entre en jeu. S. Chandrasekhar a démontré théoriquement
que la limite de masse la plus é:lée pour les naines blanches fait
1,4 fois la masse du Soleil. Les masses effondrées plus grosses
deviennent des Etoiles à Neutrons ou des Trous Noirs.
La première Naine Blanche identifiée fut 40 Eridani B, observée
en 1910. On a montré qu'elle avait une température de surface de
17 000 K, mais une luminosité totale si faible qu'elle ne peut s'expliquer
que si l'Etoile est plus petite que la Terre.
L'Etoile de Maanen et Siruis B font partie des naines blanches
très connues. Siruis B, vue pour la première fois en 1862, a une
masse presqu'équivalente à celle du Soleil dans un diamètre seulement
cinq fois supérieur à celui de la Terre, mais elle est 10 000 fois
moins lumineuse que Siruis A, qui est une Etoile A normale.
On connaît quelques centaines de naines blanches, elles représentent
10 % de la population stellaire et leur faible luminosité intrisèque
les rend difficiles à détecter. Leur température étendue et de couleurs
des plus chaudes (blanches et avec une température de surface de
100 000 K), aux objets froids et rouges à seulement 4 000 K. Comme
elles n'ont aucune source interne d'énergie, elles refroidissent
petit à petit.
Naine noire
Etoile morte qui ne brille plus.
La dernière étend la naine blanche, qui marque la dernière phase
lumineuse d'une Etoile faisant moins de 1,4 masse solaire. N'ayant
plus d'énergie nouvelle, l'Etoile se refroidit peu à peu pour devenir
un "cadavre" stellaire. Aucune observation à ce jour d'une
naine noire, l'Univers n'étant pas encore assez vieux pour avoir
eu le temp d'en former une.
Géante rouge
Etoile évoluée dont la taille s'est
considérablement accrue et dont la température superficielle s'est
modifiée de telle façon que cette etoile apparaît sous une couleur
rouge.
Une etoile devient une Géante rouge au stade de l'évolution
stellaire quand le noyau central, l'hydrogène qui sert de combustible
à la fusion nucléaire est épuisé. Le noyau s'effondre jusqu'à ce
que soit libérée une énergie gravitationnelle suffisante pour que
la combustion de l'hydrogène puisse recommencer, mais cette fois
à l'intérieur d'une bulle entourant le noyau inerte.
Lorsque le Soleil deviendra une géante rouge, son extension sera
telle que son diamètre atteindra presque celui de l'orbite de la
Terre.
Les Etoiles rouges brillantes visibles à l'oeil nu sont des "géantes"
ou des "supergéantes", comme Aldébaran ou Bétegeuse.
Le spectre des géantes rouges ont des différences selon que le stellaire
est "riche en oxygène", la présence de monoxyde de carbone
(CO avec des oxydes mélallique comme l'oxyde de titane TiO), ou
"riche en carbone", des composés corbonés comme C2, CH
et CN se forment ; ces géantes sont appelées Etoiles carbonées.
Supergéantes
Etoile qui fait partie des classes
d'étoiles les plus grosses et les plus lumineuses que l'on connaisse.
Les supergéantes peuvent avoir une taille égale à 500 fois celle
du Soleil et &ecirtre plusieurs milliers de fois plus lumineuses.
Il en existe de tous les types spectraux. Ce sont des Etoiles de
masse importante (supérieure à 10 fois celle du Soleil) qui sont
arrivées à un stade avancé d'évolution stellaire. Les supergéantes
deviennent souvent des supernovae.
Etoile O - > 25 000 K
Etoile de classe spectral O . Ces
étoiles O ont des températures de surface allant de 28 800 à 50
000 K et sont de couleur blanche bleutée. Leur spectre présente
des raies d'hélium neutre et ionisé.
Les quatres Etoiles O les plus brillantes du ciel sont : Delta et
Zeta, Puppis et Gamma2 Velorum, situées au sud.
Etoile B - 11 000 à 25 000 K
Etoile de type spectral B. La température
de surface de ces étoiles est comprise entre 10 000 et 25 000 K,
leur couleur est d'un blanc bleuté.
Les caractéristiques les plus importantes de leur spectre sont des
raies d'absorption de l'hélium neutre. Les raies de Balmer de l'hydrogène
sont également présentes ; plus elles sont intenses, plus l'Etoile
est froide.
Rigel et Spica sont des Etoiles B.
Etoile A - 7 500 à 11 000 K
Etoile de type spectral A. Ces étoiles
ont une température de surface de 7 500 à 11 000 K et de couleur
blanche. Les raies spectrales d'absorption les plus importantes
sont les raies de Balmer dues aux atomes d'hydrogène. Les raies
des éléments plus lourds tels que le fer se trouvent à l'extrémité
la plus froide de la gamme des températures.
Sirius et Véga sont des Etoiles A.
Etoile F - 6 000 à 7 500 K
Etoile de type spectral F. Les étoiles
F de la séquence principale atteignent des températures de l'ordre
de 6 000 à 7 500 K. Leur spectre caractérisé par de fortes raies
d'absorption de calcium ionisé (les raies H et K), plus fortes que
les raies de l'hydrogène. Il existe beaucoup de raies d'absorption
moins marquées, due au fer et autres éléments plus lourds.
Procyon et Polaris sont des Etoiles F.
Etoile G - 5 000 à 6 000 K
Etoile de type spectral G. Les étoiles
G de la séquence principale atteignent des températures de l'ordre
de 4 900 à 6 000 K et sont de couleur jaune. Beaucoup de raies d'absorption
de m&eactetaux neutres et ionisés sont présentes dans le spectre
et il y a quelques bandes moléculaires.
Le Soleil est une Etoile de type G naine typique; Capella est un
exemple d'Etoile G géante.
Etoile K - 3 500 à 5 000 K
Etoile de type spectral K. Les étoiles
K ont des températures de surface variant de 3 500 à 5 000 K et
sont de couleur orange. Les raies du calcium neutre et ionisé sont
prédominantes dans le spectre.
Il existe aussi de nombreux raies de méteaux neutres et de bandes
moléculaires, en particulier à l'extrémité la plus froide du spectre.
Arcturus et Aldébaran sont des exemples d'Etoiles K.
Etoile M - 2 400 à 3 500 K
Etoile de type spectral M. Ces étoiles
M ont des températures de surface allant de 2 400 à 3 480 K et sont
de couleur rouge. Leur spectre présente d'importantes bandes moléculaires,
en particulier celles d'oxyde de titanium (TiO).
La naine Proxima Centauri (notre voisine la plus proche) et la supergéante
Antarès sont des Etoiles de type M.
Type Spectral
Type
Spectral |
Classe de Température |
Principales caractéristiques du spectre visible |
| O
|
>
25 000 K |
Raie d'absorption
relativement peu nombreuse. Présence de raies d'hélium (He)
ionisé, d'azote (N) deux fois ionisé et de silicium (Si) trois
fois ionisé. Raie d'hydrogène faibles. |
| |
| B
|
11
000 - 25 000 K |
Raies d'hélium
neutre, ainsi que d'oxygène et de magnésium ionisés une fois.
Raies d'hydrogène plus intenses que celles des Etoiles de
classe "O". |
| |
| A
|
7
500 - 11 000 K |
forte raies d'hydrogène.
Raies de magnésium (Mg), silicium (Si), fer (Fe), titane (Ti),
calcium (Ca) ionisé une fois. Quelques méaux sous forme neutre
également. |
| |
| F
|
6
000 - 7 500 K |
Raies d'hydrogène
et de métaux sous forme neutre plus fortes que celles des
Etoiles de classe A. Raies de calcium (Ca), fer (Fe) et chrome
(Cr) ionisé une fois. |
| |
| G
|
5
000 - 6 000 K |
La présence de
raies de calcium (Ca) ionisé constitue leur caractéristique
principale. Nombreuses raies de métaux sous forme neutre et
ionisée. |
| |
| K
|
3
500 - 5 000 K |
Prédominance de
raies de métaux neutres. Présence de bandes CH. |
| |
|
|
| M
|
|
Fortes raies de
métaux neutres et de chaînes molélaires d'oxyde de titane
(TiO). |
| |
| |
|
Le système de classification continu
d'être développé et affiné quand les recherches acquises sont toujours
plus détailléees.
Divers préfixes et suffixes supplémentaires concernant les
spectres.
| c |
raies fines |
| d |
étoile naine (en séquence
principale) |
| D |
naine blanche |
| e |
émission (hydrogène dans les
Etoiles O) |
| em |
émission de raies métalliques
|
| ep |
émission particulière |
| eq |
émission avec absorption de
faibles longueurs d'ondes |
| f |
émission de l'hélium et du
néon dans les Etoiles O |
| g |
géantes |
| k |
raies fines |
| c |
raies interstellaires |
| m |
fortes raies métalliques |
| n |
raies diffuses |
| nn |
raies très diffuses |
| p |
spectre particulier |
| s |
raies étroites |
| sd |
sous-naine |
| wd |
naine blanche |
| wk |
raies faibles |
En 1943, W.w. Morgan, P.C. Keenan et E. Kellman ont défini des critères
spectraux pour les classes de luminosité et sélectionné des Etoiles
devant servir de référence pour chaque sous-catégories de la classification
de Harvard. Ces classes de luminosité sont désignées par des chiffres
romains.
| Ia |
supergéantes luminueuses |
| Ib |
supergéantes de faible luminosité
|
| II |
géantes brillantes |
| III |
géantes normales |
| IV |
sous-géantes |
| V |
naines (étoiles de la séquence
principale) |
Nouvelle Classification
En 1983, E.M. Sion et ses collaborateurs
ont proposé une nouvelle classification des naines blanches, en
trois lettres majuscules :
- la première D signifie
dégénéré
- la seconde indique le spectre
primaire :
- A, H seulement ;
- B, He neutre sans H
ni métaux ;
- C, continu ;
- O, He ionidé avec He
neutre ou H ;
- Z, raies métalliques
seulement sans H ou He ;
- Q, carbone présent.
- la troisième lettre donne les
caractéristiques spectrales secondaires :
- P, magnétique avec
lumière polarisée ;
- H, magnétique sans
lumière polarisée ;
- X, particulier ou inclassifiable
;
- V, variable.
L'ancien système était basé sur la
séquence habituelle de classe spectrale (O,B,A,F,G,K,M) préfixé
par D.
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