Que sont les étoiles ?

Définition des étoiles

Une étoile est un énorme corps sphérique qui tire sa luminosité des réactions de fusion nucléaire qui se produisent dans son noyau, qui produisent des éléments plus lourds que l'hydrogène. Le Soleil est l'étoile qui fournit à la planète Terre lumière et rayonnement, et lui fournit des conditions qui en font un lieu propice à l'émergence de diverses formes de vie. Les étoiles reçoivent l'attention et l'étude des astronomes pour identifier les caractéristiques distinctives de chacune d'elles, car connaître une caractéristique conduit à déterminer d'autres caractéristiques. En observant le spectre de l'étoile, son Sa luminosité et son mouvement dans l'espace, les scientifiques sont capables de déterminer sa masse, son âge et sa composition chimique, et en connaissant la masse de l'étoile, il est possible de déterminer la date de son origine, de son développement et de son destin final. histoire évolutive de l'étoile, il est possible de connaître le diamètre de sa rotation, le mécanisme de sa rotation, et sa température.

L'univers visible contient des dizaines de milliards de milliards d'étoiles, mais l'œil nu peut en voir très peu. Il existe de nombreuses étoiles dans l'univers sous la forme de paires, de systèmes multiples ou d'amas d'étoiles qui sont physiquement liés les uns aux autres par leur origine commune et leur attraction les unes envers les autres. Il existe également des groupes d'étoiles appelés associations stellaires, qui sont constitués d'étoiles physiquement similaires, mais leur masse est moindre, ce qui leur permet d'être suffisamment attirées les unes vers les autres pour former des amas d'étoiles. .

Le cycle de vie des étoiles

Au cours de sa vie, une étoile passe par plusieurs étapes, qui sont les suivantes :

• Stade de la nébuleuse en formation d'étoiles : Une étoile commence sa vie comme une nébuleuse, c'est-à-dire un nuage de poussière et de gaz, principalement de l'hydrogène, dont les composants sont rassemblés par gravité.
• Étape Protostar : L'étape proto-étoile commence lorsque le nuage s'effondre sous l'effet de la gravité et que ses composants entrent en collision, provoquant une augmentation de sa température. Lorsque la température et la densité des gaz atteignent un degré approprié, la fusion nucléaire des atomes d'hydrogène commence à former de l'hélium et la réaction se traduit par de la chaleur et de la lumière. La protoétoile est donc lumineuse.
• Étoiles de la séquence principale : A cette étape, la force externe résultant de la fusion nucléaire s’équilibre avec la force gravitationnelle interne, et l’étoile atteint un état de stabilité ou d’équilibre hydrostatique. Cette étape constitue l’étape la plus longue de la vie de l’étoile.
• Scène géante rouge : Lorsque l'hydrogène commence à s'épuiser du noyau de l'étoile, les couches externes de l'étoile continuent de pousser vers l'intérieur ; Ce qui augmente suffisamment la température du noyau pour déclencher une nouvelle série de réactions de fusion nucléaire, de sorte que la force externe surmonte la force gravitationnelle interne, et ainsi l'étoile se dilate, augmente en taille et devient une géante rouge.
• Étape de la mort de l'étoile : La durée de vie d'une étoile et la façon dont elle meurt dépend de sa taille au début de sa formation, car une petite étoile peut vivre des milliards d'années, et un exemple en est le Soleil, dans lequel les réactions nucléaires se poursuivent pendant dix milliards d'années, tandis que les grandes étoiles meurent rapidement, car certaines d'entre elles ne vivent que 40,000 XNUMX ans ; En effet, elle a besoin de réactions nucléaires à un rythme énorme pour maintenir son équilibre hydrostatique, ce qui signifie qu'elle manque rapidement de carburant hydrogène. La façon dont différentes étoiles meurent peut être décrite en termes de masse comme suit :
  • Étoiles de taille moyenne : Une fois que le carburant hydrogène est complètement épuisé dans les étoiles de taille moyenne dont la masse atteint plus d'une fois et demie la masse du soleil, la température de la géante rouge commence à diminuer et elle émet de la lumière blanche, c'est pourquoi on sait comme une naine blanche. Une fois refroidie complètement, l'étoile se transforme en naine noire. (En anglais : Black dwarf).
  • Étoiles massives : Les étoiles massives dont la masse est 1.5 à 3 fois supérieure à la masse du Soleil se transforment du stade de géante rouge au stade de supernova, où tous les éléments lourds sont exposés à une explosion, et l'étoile se transforme en étoile à neutrons, qui est une étoile avec une masse de 1.4 La masse du soleil. En plus de la vitesse de sa rotation, l'étoile à neutrons est caractérisée comme l'un des types d'étoiles les plus denses. L'étoile à neutrons qui émet des ondes radio est appelée un pulsar.
  • Étoiles géantes : Les étoiles géantes dont la masse est plus de trois fois supérieure à celle du soleil se transforment d'une géante rouge en supernova, qui à son tour se transforme en trou noir, qui est un objet à très haute gravité de sorte qu'aucune lumière ne peut s'en échapper, et l'existence de les trous noirs ne peuvent être détectés que grâce au rayonnement émis par les objets qui l'absorbent.

Notes par étoiles

Les étoiles sont classées en fonction de leurs caractéristiques spectrales en sept degrés exprimés à l'aide des lettres (O, B, A, F, G, K, M), et chaque type spectral comprend dix sous-classes portant des nombres de 0 à 9, et cette classification est utilisée. pour indiquer l'étoile de température; L'étoile (O) est la plus chaude, et les lettres qui la suivent indiquent la gradation de froid, où l'étoile (M) est la plus froide. Quant aux chiffres qui indiquent les sous-catégories, ils vont de 0, qui est le plus chaud, à 9, qui est le plus froid. La température de l'étoile détermine sa couleur et la quantité de sa luminosité. Le tableau suivant montre la classification des spectres des étoiles :

Les étoiles sont également classées en fonction de la classe de luminosité, car la luminosité d'une étoile particulière dépend de nombreux facteurs tels que les caractéristiques spectrales de l'étoile, la distance de l'étoile et le degré d'extinction astronomique (en anglais : La quantité de extinction), c'est-à-dire la dispersion du rayonnement de l'étoile résultant de la présence de certains matériaux dans le milieu environnant. La luminosité d'une étoile particulière décrit la taille de l'étoile, c'est-à-dire l'accélération de la gravité dans la sphère lumineuse (en Français : photosphère). En ce qui concerne les grandes étoiles qui appartiennent à un type spectral spécifique, leur gravité de surface diminue, ce qui réduit la largeur des raies d'absorption des rayons. Selon ce système, les étoiles sont classées comme suit :

Composition des étoiles

Les étoiles sont décrites comme de grosses boules brûlantes composées d'hydrogène et d'hélium. En raison de la chaleur des étoiles, l'énorme quantité d'hydrogène qu'elles contiennent est soumise à une réaction nucléaire constante. Cependant, il faut au soleil des milliards d'années pour épuiser l'hydrogène. Les réactions nucléaires entraînent également la libération d'une énorme énergie sous forme de rayonnement électromagnétique. Elles peuvent être surveillées à l'aide des radiotélescopes du Deep Space Observatory Network (DSN). Les étoiles, y compris le Soleil, se caractérisent par l'émission de vents solaires. et provoquant des explosions intermittentes appelées éruptions solaires.

Le noyau du soleil est constitué d'un plasma d'une température de 15 millions de degrés Celsius, composé d'électrons et de protons libérés par des atomes d'hydrogène. Le plasma représente 90 % du soleil et chaque seconde, des milliers de protons situés au cœur du soleil entrent en collision avec les uns les autres dans une réaction nucléaire pour produire des noyaux d'hélium, et ces réactions aboutissent L'énergie nucléaire ou la chaleur est transférée aux zones entourant le noyau par rayonnement, puis elle est transférée aux zones proches de la surface externe du soleil par convection, de sorte que les gaz chauds s'élèvent, puis se refroidissent et redescendent, et le mouvement des masses de gaz provoque l'apparition de ce que l'on appelle des tremblements de terre solaires (en anglais : Sun-quakes) que les scientifiques utilisent pour déterminer la structure interne du soleil et les processus qui se produisent dans différents endroits sous sa surface.

Une étude menée par l'astronome Cecilia Payne dans les années 90 indiquait que l'atmosphère des étoiles était constituée d'un mélange d'éléments différents de ceux qui composent l'atmosphère terrestre, et que la majeure partie de l'atmosphère de la plupart des étoiles était composée d'hydrogène. a rejeté les résultats de l'étude de Payne. Jusqu'à ce qu'une autre étude confirme la validité de ses conclusions, il a été conclu plus tard que les étoiles sont composées de 10 % d'hydrogène, XNUMX % d'hélium et de très peu d'éléments lourds.

Rotation des étoiles

Les étoiles, y compris le Soleil, se caractérisent par le fait qu'elles ne sont pas fixes mais tournent. La raison en est qu'elles sont formées d'un nuage de gaz et de poussière qui tourne dans le sens de la rotation et que le moment cinétique est une quantité conservée, les étoiles tournent également dans le sens de leur rotation, mais elles tournent à une vitesse plus rapide, à cause de la vitesse de rotation du nuage qui l'a formé ; En effet, son moment d’inertie est moindre, ce qui signifie que sa vitesse de rotation est plus rapide.

Le soleil tourne environ tous les 25 jours à l'équateur et environ tous les 36 jours près des pôles. Les deux périodes de rotation précédentes diffèrent en raison de la composition fluide du soleil, contrairement à la structure solide de la Terre. Le soleil tourne également dans le même sens que les planètes. tournent autour de lui, ce qui est également le sens de rotation du nuage d'origine qui s'est formé. Y compris le soleil, et certaines étoiles de la Voie lactée ont tendance à tourner dans le même sens que la rotation de la galaxie. Cependant, les étoiles tournent de manière quelque peu aléatoire. directions lorsqu’elles sont vues individuellement.