Classe |
température |
couleur |
Nombre
(en %) |
observations |
O |
28 000 - 50 000° |
bleue |
0,00003 |
|
B |
9 600 - 28 000° |
bleue-blanche |
0,13 |
|
A |
7 100 - 9 600° |
blanche |
0,6 |
|
F |
5 700 - 7 100° |
jaune-blanche |
3 |
|
G |
4 600 - 5 700° |
jaune
|
7,6 |
comme le Soleil |
K |
3 200 - 4 600° |
jaune-orange |
12,1 |
|
M |
1 700 - 3 200° |
rouge |
76,5 |
|
L |
|
rouge foncé
|
|
|
T |
600° |
invisible
(rayonnent dans l'infra rouge) |
non
comptées |
naines brunes |
On classe ensuite en sous groupe de O à 9 des plus chaudes au plus froides,
ainsi le Soleil est classé G2.
Le diagramme de
Hertzsprung-Russell,
![](Cosmos/Hertzsprun_Russell,.jpg)
Le diagramme de Hertzsprung-Russell classe
les étoiles en fonction d'une part de leur classes spectrales (et donc de leur
température) et d'autre part de leur luminosité. Se dégage une séquence
principale où se situent la plupart des étoiles actives dont le Soleil. Les
géantes et supergéantes regroupent aussi bien des jeunes étoiles très
volumineuses (Rigel) que des étoiles ayant consommées tout leur hydrogène et qui
ont quitté la séquence principale (Antares). Les naines blanches en bas et à
gauche sont des étoiles très chaudes mais peu brillantes en raison de leur masse
contractée, ce sont des étoiles qui ont quitté la séquence principale, sont
allée ensuite dans la zone des géantes rouges et qui quitterons le tableau dans
100 milliards d'années. Tout cela est détaillé plus loin..
Vie et mort des étoiles
Les nuages de gaz sont les
berceaux des étoiles. Il y a à l'intérieur des galaxies
d'immenses étendues gazeuses (ce qu'on appelle les nébuleuses diffuses)
Les nébuleuses diffuses |
Température |
13 K (-260°) |
Masse |
jusqu'à plusieurs
millions de fois celle du Soleil |
Données chimiques |
Hydrogène |
entre 90 et 70 % |
Hélium |
entre 30 et 10 % |
Eléments lourds |
présent mais inférieur à 1 % |
Dans la galaxie en mouvement dotée d'une force centrifuge, un telle
nébuleuse ne
peut être qu'instable, si elle se contracte, un phénomène est enclenché
conduisant l'étendue de gaz à s'effondrer sur elle-même. (les ondes de choc
provoquées par les novas et les supernovas peuvent aussi contribuer à
déstabiliser la nébuleuse). La condensation du nuage va créer des grumeaux de
matière qui se condensant à leur tour vont créer des protoétoiles
Protoétoiles
La condensation se continuant, la température des protoétoiles augmente. Lorsque la température atteint
9000 °C, les électrons se dissocient des noyaux atomiques et la matière prend la
forme de plasma.
On estime que quand la masse de la protoétoile est supérieure à 0,1 Mo (Mo=Masse du
Soleil) la température atteint le million°
(1) de degré. A cette température commence
les premières réactions nucléaires. Une partie du gaz se disperse formant l'aura
de la protoétoile qui continue à se comprimer jusqu'a ce que la température
atteigne 5 millions°. Alors l'étoile se stabilise et fusionne ses noyaux
d'hydrogène.
La vie des étoiles
Plus l'étoile est massive, plus sa durée de vie est longue. La vie de l'étoile
est dépendante de la fusion des noyaux d'hydrogène et de sa transformation en
hélium jusqu'à ce que l'hydrogène du noyau soit épuisé (10 à 20 % de l'hydrogène
total est ainsi consommé) La fusion nucléaire produit de l'énergie sous forme de
rayons gamma, celle-ci permet de maintenir l'équilibre hydrostatique (en gros sa
forme et sa taille) de l'étoile, faute de quoi, la gravité la ferait s'effondrer.
Si la rection nucléaire se réduit, l'équilibre se romps et la gravité va
contracter l'étoile jusqu'à son nouveau point d'équilibre. A contrario une
augmentation des réactions nucléaires va entrainer une dilatation de l'étoile.
Ces considérations sont fondamentales pour comprendre les "fins de vies" des
étoiles
La mort des étoiles
Les étoiles de types naines rouges.
Ces étoiles ont en principe une masse inférieur à 0,7 masses solaires.
Quand l'étoile a épuisé son hydrogène, elle se contracte, mais ne trouve pas
assez d'énergie pour entamer son second cycle, celui de la fusion de l'hélium.
Elle se refroidit donc lentement jusqu'à devenir une naine brune, puis une naine
noire (c'est du moins ce que prévoit la théorie, car étant donné qu'on estime à
100 milliards d'années le temps nécessaire pour atteindre ce stade, l'univers
est trop jeune pour en avoir engendrés)
Les étoiles de type solaire
Il s'agit
d'étoiles dont la masse est
située entre 0,7 et 6 Masses solaires.
Lorsque l'hydrogène du noyau est épuisé, l'étoile se contracte. Cette
contraction va créer dans le noyau des chocs de particules qui vont augmenter sa
température. A 20 millions° se produit "le flash de l'hélium", la
fusion de l'hélium démarre, l'étoile à la recherche de son nouvel équilibre se
dilate énormément jusqu'à devenir une géante rouge.
A
la fin du processus de fusion de l'hélium du noyau (et de sa transformation en
carbone et en oxygène) le déséquilibre hydrostatique fait exploser les couches
superficielles d'hélium et d'hydrogène dans l'espace. C'est à ce moment que peut
alors se former une nébuleuse planétaire. L'explosion ne laissera intacte que le
noyau composé de carbone et oxygène et ce qui reste de l'étoile deviendra ainsi une naine blanche très
massive, très chaude, très petite (environ 100 fois plus petite que l'étoile
originelle) et qui mettra 100 milliards d'années à se refroidir.
Les étoiles géantes
Voyons maintenant
les étoiles dont la masse est
supérieure à 6 Masses solaires :
Au début c'est pareil que pour les étoiles de types solaires, sauf que ça va
beaucoup plus vite. Donc fusion de l'hydrogène, puis flash de l'hélium avec
dilatation en supergéantes rouges.
Là où tout change, c'est que pendant la contraction de l'étoile en fin de
consommation de l'hélium du noyau, le choc des particules lui fait atteindre une température de 800 millions°. A cette température la fusion du carbone et de
l'oxygène démarre (si l'étoile a une masse supérieure à 10 Masses solaires, le
noyau atteint 3 milliards° et permet la fusion du silicium).
Ensuite les réactions s'arrêtent (quelle que soit la température du noyau).
L'étoile présente une structure en forme de pelure d'oignon, en couches de gaz
concentrique, du plus léger, l'hydrogène, à la périphérie, jusqu'au fer dans le
noyau. Celui-ci se dissocie pour se transformer en cœur de neutrons :
L'équilibre hydrostatique étant rompu, la gravitation écrase les couches internes
en une fraction de seconde, du coup, les couches externes s'effondrent sur le
cœur de neutrons. Le choc provoque une élévation de la température qui grimpe à
plusieurs milliards° de degrés. L'onde de choc souffle toute la matière de
l'étoile (sauf le cœur) dans l'espace à une vitesse de plusieurs milliers de
kilomètres par seconde, et l'énergie se libère sous forme de neutrinos. Une
supernova vient de naitre, éclairant pendant plusieurs heures davantage que la
galaxie où elle se trouve.
Dans l'histoire documentée de l'humanité on compte 9 explosions visibles de
supernovae depuis 2000 ans:
-
en
185 (dans le Centaure, observée en Chine), 386, 393, (respectivement dans le
Sagittaire et dans le Scorpion, observées en Chine), 1006 (dans la constellation
du loup, observée en Europe et en Orient) , 1054 (devenue la Nébuleuse du
Crabe), 1181 (dans la constellation du cygne, observée en Chine et au Japon),
1572 (dans Cassiopée, observée par Tycho Brahe), 1604 (dans Ophiuchus, observée
par Johan Kepler), 1987 (dans le Grand Nuage de Magellan), soit une moyenne de
une tous les 250 ans.
Il ne restera de l'étoile que le cœur qui deviendra soit :
-
une étoile à neutrons (objet super massif mais d'un diamètre de
seulement quelques
kilomètres). La plupart de ces étoiles émettent un signal périodique (la période
est très courte
: d'une milliseconde jusqu'à quelques dizaines de secondes. On parle alors de
Pulsar Le signal est le plus
souvent des ondes radios, mais ce peut être également des rayons X ou des
gammas. Le rayonnement n'est n'est pas uniforme et se comporte comme la
lumière d'un phare par balayage. La température à la surface d'une étoile à
neutron est énorme (10 millions°, à titre de comparaison la surface solaire
n'atteint "que" 6.000°)
- un trou noir si la masse initiale
est supérieure à 25 Masses solaires :
Un trou noir n'est pas un trou (il n'y pas de
trou dans l'espace, on entre pas donc pas dans un trou noir) ! Un trou
noir c'est de la matière extrêmement dense d'ou rien ne peut s'échapper, pas
même la lumière
Un trou noir n'est pas un astre glouton qui serait toujours en train d'absorber
son environnement pour s'en nourrir. Les choses ne se passent pas comme ça, un
trou noir possède un "horizon", si quelque chose franchit cet horizon, il est
happé par le trou noir et ne peut s'en réchapper. Mais au-delà ce cet horizon
tout se passe normalement, rien n'empêche par exemple que des débris de planètes
restent satellisé autour d'un trou noir, il leur suffit pour cela de se situer
au-delà de son "horizon". Tout ce qui happé par le trou noir est désintégré par
l'effet de marrée et porté à des températures de plusieurs milliards de
degrés... (autrement dit et toutes proportions gardées, tout projet de
"voyage" vers un trou noir est aussi absurde qu'un projet de voyage vers le
Soleil)
La
température d'un trou noir est inversement proportionnelle à sa surface du trou
noir. Les trous noirs stellaires, ayant un masse de l'ordre de la masse du
Soleil, ont donc une température proche du zéro absolu. S'il existe ou s'il a
existé des trous noir minuscule, ceux-ci pourraient à contrario avoir une
température si élevée qu'ils pourraient émettre tout une quantité de
particules].
Cas particulier des naines brunes
Certains objets accrétés dans les nuages de gaz sont trop peu massifs (moins de
0,07 Masses solaires) pour pouvoir
enclencher des réactions nucléaires en leur seins. Ces étoiles "avortées" sont appelés naines brunes.
Leur luminosité (uniquement dans l'infra rouge) n'est due qu'à la chaleur produite par l'effet
de contraction. La limite inférieure de la masse des naines brunes est estimée à
0,013 masses solaires ou (ce qui revient au même) 13 fois la masse de Jupiter.
On estime qu'environ
80 % des étoiles sont des naines rouges, (mais aucune n'est visible à l'oeil nu
depuis la terre). L'étoile la plus proche du Soleil, Proxima du Centaure est une
naine brune !
(1) ne m'écrivez pas pour me demander si ces ont des Kelvins ou des Celsius (à
ce niveau on n'est pas à 273° près).