Elles comportent les positions de 1018 étoiles et un certain nombre d'entre elles, non décrites jusque là, gardent le nom qu'il leur a donné.
Texte de la conférence du 20 septembre 2008 présentée à Classun par Anne-Laure et Yves
- Histoire des compteurs d'étoiles
- Compréhension et fonctionnement des étoiles
Histoire
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HIPPARQUE DE NICEE |
CLAUDE PTOLEMEE |
Abd al –Rahman al-Sufi |
TYCHO BRAHE |
GALILEO GALILEI |
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-180 , -125 |
90 , 168 |
903 , 986 |
14/12/1546 , 24/10/1601 |
15/02/1564 , 08/01/1642 |
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CHARLES MESSIER |
WILLIAM HERSCHEL |
ANGELO SECCHI |
EDOUARD CHARLES PICKERING |
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27/06/1730, 12/04/1817 |
15/11/1738 , 25/08/1822 |
18/06/1818 , 26/02/1878 |
19/07/1846 , 03/02/1919 |
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EJNAR HERTZSPRUNG |
HENRY NORRIS RUSSELL |
HIPPARCOS |
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08/10/1873 , 21/10/1967 |
25/10/1877 , 18/02/1957 |
08/08/1989 , 17/08/1993 |
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Hipparque est le plus brillant astronome de l’Antiquité.
On le surnomme le Rhodien car il a fait ses principales découvertes à Rhodes. Puis il s’installa à Alexandrie jusqu’à sa mort.
Il propose un système de coordonnées des astres basé sur les longitudes et les latitudes.
Il utilise le même principe pour le repérage sur Terre (méridiens et parallèles)
Pour mesurer précisément la position des astres, il a établi les bases de la trigonométrie et en à édité les premières tables.
Il divise la circonférence du cercle en 360°
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Il est également à l’origine de la représentation stéréographique permettant de réaliser des cartes planes de la Terre et il a développé, grâce à cette technique, un instrument permettant de connaître la position d'un astre à une date donnée: l'ASTROLABE. |
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Véritable touche à tout, il explique le mécanisme des saisons en constatant l’obliquité de l’écliptique (inclinaison de l’axe de rotation de la Terre).
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En comparant ses observations avec des plus anciennes, il découvre la précession des équinoxes due à cette inclinaison : (l’axe de rotation de la Terre effectue un mouvement conique de l'Orient à l'Occident et de révolution 26000 ans). |
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Il explique encore les éclipses, a établi des tables astronomiques décrivant les mouvements du Soleil et de la Lune, mesure la durée de révolution de la Lune et rédige un catalogue de plus de 1000 étoiles et constellations que Ptolémée reprendra dans l’Almageste.
Il répartit les étoiles visibles à l’œil nu (3000 par hémisphère – soit 6000 dans la voûte céleste) en 6 classes de magnitude « grandeurs » selon leur luminosité (leur éclat).
Puis ce classement a été complété et affiné depuis l’invention de la lunette et on distingue aujourd’hui la magnitude apparente (vue de la Terre) de la magnitude absolue (éclat intrinsèque d’un objet céleste).
Echelle étendue en positif et en négatif (Soleil : -27 m ;Vénus : -4,4m ; Uranus : +5m ; Pluton : +14m en magnitude apparente).
Magnitude limite : liée aux conditions du ciel observable (dégagé ou obscur).
Ptolémée est l’auteur d’un traité d’astronomie connu sous le nom de l’Almageste (Al en arabe, suivi d’un superlatif grec signifie « le très grand ») qui est le seul ouvrage complet sur l'astronomie de l'antiquité qui nous soit parvenu
L’Almageste contient, entre autres informations, un catalogue d’étoiles et une liste de quarante-sept constellations, antérieure au système moderne de constellations bien que ne couvrant pas toute la sphère céleste. Ptolémée a décrit l'astrolabe inventé par Hipparque.
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| Catalogue d'étoiles | Claude PTOLEMEE à Alexandrie |
Abd al –Rahman al-Sufi
Il traduisit le catalogue de Ptolémée.
Il est à l'origine de plusieurs améliorations du catalogue stellaire de Ptolémée.
Il observa et décrivit les étoiles, leur position, leur magnitude apparente, leur couleur, parcourant le ciel constellation par constellation.
Al Sufi publia son fameux Livre des étoiles fixes en 964, qui reprend la plupart de son œuvre sous forme de textes illustrés.
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Il fit correspondre les noms grecs et arabes des étoiles.
Depuis le Xème siècle, les étoiles brillantes ont gardé leurs noms :
- Bételgeuse -Ibt al jauza – l’ Aisselle du Géant
- Algol (dans la constellation de Persée)– Ras al Ghoul – la Tête du Monstre (ou l’œil de Méduse, décapitée par Persée)
Noms transmis par l’intermédiaire de l’astrolabe.
A cette époque, les développements de l'astronomie furent majoritairement le fait des astronomes arabes grâce à leurs nombreux observatoires.
Le prince astronome OULOUGH BEG et quelques autres savants éditèrent en 1437 "les tables sultaniennes" qui furent réalisées à l'observatoire de Samarcande. Elles furent améliorées en 1449 par le prince juste avant sa mort.
Elles comportent les positions de 1018 étoiles et un certain nombre d'entre elles, non décrites jusque là, gardent le nom qu'il leur a donné.
Il ignore l’existence des Tables astronomiques mais ses observations sont essentielles pour la suite.
Le 21 août 1560, une éclipse de soleil attira son attention sur les phénomènes astronomiques et il se mit à étudier les éphémérides.
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Avec l'appui de du roi Frédéric II d'Allemagne, il put fonder son observatoire (Uraniborg) où, à l'aide d'instruments de mesure, il va pouvoir arpenter le ciel et vérifier les données des anciens. |
URANIBORG |
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Un autre événement est l'apparition dans le ciel d'une nouvelle étoile.
SN 1572 est une supernova survenue dans la constellation de Cassiopée, et l'une des rares à avoir été visible à l'œil nu.
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Il l'observa le 11 novembre 1572. Depuis l’antiquité le monde au-delà de l’orbite lunaire était éternellement immuable. Tycho Brahé a fait observer que l'objet n'a pas de parallaxe diurne dans le contexte des étoiles fixes d’arrière plan, ce qui implique qu'il était au moins plus loin que la Lune et les planètes. Il a également constaté que l'objet n'a même pas modifié sa position par rapport aux étoiles fixes sur plusieurs mois, comme les planètes. Cela lui donna à penser que l’objet céleste n'était pas une planète, mais une étoile fixe. Cette découverte l'encouragea dans ses études des astres. Il publia en 1576 "De nova stella" Ce qui frappe est le terme "nouvelle étoile", maintenant, nous la classons dans les "supernovas" et nous savons qu'elle se trouve à 7500 années-lumière de la Terre |
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Durant sa carrière il affina sans cesse ses instruments d’observation, il publia en mai 1598 le catalogue stellaire avec les positions de 1004 étoiles
Il adapte en 1609 la lunette qui lui permet de voir : « au dessous des étoiles de sixième grandeurs une masse d’autres étoiles qui échappent à la vision naturelle, si nombreuses que c’en est à peine croyable, car il est possible d’observer plus de six autres catégories de grandeur. »
En quelques semaines, il découvre la nature de la Voie lactée, dénombre les étoiles de la constellation d'Orion et constate que certaines étoiles visibles à l'œil nu sont en fait des amas d'étoiles.
Le 4 mars 1610, il publie à Florence ses découvertes dans Le Messager des étoiles (Sidereus Nuncius), résultat de ses premières observations stellaires.
Johannes Hevelius (fin XVIIème) enrichit encore le catalogue des constellations.
Edmund Halley découvre que les étoiles ne sont pas fixes dans le ciel (comparaison des positions antérieures et nouvelles).
Les grands observatoires sont à la mode à la fin du siècle et début XVIIIème.
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Surnommé « le furet des comètes » par Louis XV découvre des "nébuleuses" et des "amas stellaires". C'est un astronome français, notamment un éminent chasseur de comètes. Il en étudia scrupuleusement 44 et en découvrit 20 entre 1760 et 1801. Il faut cependant reconnaître que la renommée de Charles Messier est avant tout issue de son catalogue de 110 objets du ciel profond d'aspect diffus. Catalogue qu'il publia en 1784 à l'intention des chercheurs de comètes afin d'éviter toute confusion avec ces objets fixes mais encore étranges.
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En 1776 Herschel construit un télescope de sept pieds de foyer.
Sa sœur Caroline, assistante tenace et organisée, valorisera le génie de son frère.
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En 1789 Il construit un télescope de 12 m de long et de 1,22 m d'ouverture. On lui doit, entre autres, la découverte : - de la planète Uranus (13 mars 1781), - de deux satellites d'Uranus : Titania et Obéron (1787), - des satellites Mimas et Encelade de Saturne (1789), - du rayonnement infrarouge (1800), - des étoiles binaires (1802), - de la forme (approximative) de notre Galaxie à partir du comptage d'étoiles (1785).
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Il recense 2500 « nébuleuses » qui regroupent, galaxies, coquilles de gaz, nuages ou pouponnières de planètes.
Son premier travail significatif est une révision du catalogue d'étoiles doubles de von Struve, il publie un catalogue de plus de 10 000 étoiles en 1859.
Ses études spectroscopiques de 4 000 étoiles lui permettent d'établir une des premières classifications basées sur leur spectre. Secchi distingue trois classes d'étoiles (blanches , jaunes ou rouge) dont les représentants sont Alpha Lyrae (Véga), Alpha Herculis et Alpha Bootis (Arcturus)
Edward Charles Pickering
Il fut directeur du Harvard College Observatory (Observatoire de l'université de Harvard), où il accomplit de grandes avancées dans la collecte des données spectrales sur les étoiles, notamment grâce à l'usage de l'astrophotographie.
À Harvard, il recruta un bon nombre de collègues astronomes féminines, notamment Annie Jump Cannon, Henrietta Swan Leavitt, Williamina Fleming et Antonia Maury, qui dans l’ombre, ont consciencieusement classé et répertorié le ciel et ceci à bon prix !
Ces femmes, parfois surnommées dans la communauté scientifique le « harem de Pickering », réalisèrent d'importantes découvertes au HCO sous la houlette de Pickering.
Il utilise des systèmes optiques permettant d’étudier plusieurs étoiles en même temps.
Il réunit des fonds et crée le Henry Draper Memorial
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Henry Draper (7 mars, 1837 – 20 novembre 1882), astronome amateur
américain. Médecin de profession, pionnier de l'astrophotographie, il fut le premier à photographier un spectre stellaire, celui de Véga en 1872, la nébuleuse d'Orion le 30 septembre 1880. Le 24 juin 1881,il prend la première photo d'une comète, C/1881 K1. qui montre en même temps le noyau et la queue de la comète. Après sa mort, sa femme fonda un prix annuel, la médaille Henry Draper, et le Harvard College Observatory poursuivit le programme visant à élaborer un catalogue astronomique, le catalogue Henry Draper.
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Le catalogue Henry Draper (HD) dû en grande partie à trois demoiselles :
Williamina Fleming (15 mai 1857-21 mai 1911)
Engagée comme « soubrette », elle plaide la cause des femmes qui sont naturellement apte à exercer le métier d’astronome.
Un jour, Pickering, connu pour son impulsivité et excédé par ses assistants, déclara publiquement que "même sa bonne pouvait mieux faire leur travail".
Ainsi en 1881 elle commence à faire le travail administratif au Harvard College Observatory.
À l'observatoire, elle débute comme calculatrice, recevant de plus en plus de responsabilités au fil du temps.
Elle développe et met en œuvre une méthode de classification des étoiles, par rapport à la quantité d'hydrogène observé dans leur spectre. Elle classe les étoiles en 14 groupes de (A à O – sauf le J qui prête à confusion en langue allemande et ajoute P et Q qu’elle réserve à des cas particuliers).
Fleming contribue au catalogue Henry Draper, en neuf ans elle catalogue 10 351 étoiles, découvre 59 nébuleuses, plus de 310 étoiles variables et 10 novas. En 1907 elle publie une liste de 222 étoiles variables.
En 1888, elle découvre la nébuleuse de la Tête de Cheval sur la plaque photographique B2312 prise par William Henry Pickering
c
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Antonia Maury (1866 - 1952 )
Nièce de Henry Draper, elle entre à l’observatoire en 1888 et analyse les étoiles boréales.
Le nouveau catalogue répertorie 681 étoiles mais selon une classification différente de celle de Fleming :
22 groupes notés en chiffres romains et ajoute trois sous-classe (a, b et c – en fonction de la largeur des raies) ; ce système complexe et très dépendant de la qualité des clichés est finalement rejeté par Pickering.
En 1897, les travaux sont publiés et intéressent Ejnar Hertzsprung puis Henry Norris Russell et en 1922, l’Union astronomique internationale adopte la division « c » .
Annie Jump Cannon (11 décembre 1863 — 13 avril 1941)
Pickering lui confie l’étude de 1122 étoiles australes.
A Harvard, elle devient bientôt une experte mondiale en classification des étoiles grâce à sa mémoire visuelle, sa patience et son organisation.
En effet, entre 1911 et 1915, elle classe environ 5000 étoiles par mois.
Pour maintenir un tel rythme, elle examine les plaques photographiques et identifie le type spectral de chaque étoile jusqu'à la magnitude 9.
Insatisfaite par la classification de Fleming , elle la réorganise selon une suite plus logique de 7 types (W) OBAFGKM classification encore utilisée de nos jours [ (Waoo)Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me) qu’elle subdivise en 10 classes (de 0 à 9).
Après des années de travail très intensif, elle a classé 350 000 étoiles (dont 225 300 étoiles répertoriées dans les « Annals » publiés entre 1918 et 1924).
Le fruit de son travail est rassemblé sous la forme du Catalogue Henry Draper publié entre 1918 et 1924.
Le code alphabétique qu'elle utilise pour identifier les différents types de spectres est à la base de la classification de Harvard et est toujours utilisé pour désigner les types spectraux des étoiles.
Cecilia Payne – Gaposchkin mettra en évidence que les « observations » empiriques de Cannon correspondent à des réalités physiques dues notamment aux températures de surfaces.
Le couple Gaposchkin recense, à eux deux, quelques 2 millions d’étoiles.
Le système Cannon sera ensuite complété par le système MKK (Morgan, Keenan, Kellmann).
Chimiste et astronome danois.
En utilisant les travaux d'Annie Jump Cannon, il se rendit compte, en positionnant les étoiles sur un diagramme, que la majorité des étoiles se regroupent soit sur un diagonale soit dans des zones bien distinctes de ce tableau.
Cette découverte fut également réalisée d'une façon indépendante par Henry Norris Russell.
Durant la période 1911-1913, ils développèrent ensemble le célèbre diagramme Hertzsprung-Russell (ou HR).
En 1913, il détermina les distances de plusieurs étoiles céphéides de la Galaxie par la méthode de la parallaxe statistique, et put ainsi calibrer la relation découverte par Henrietta Leavitt entre la période des céphéides et leur luminosité.
Henry Norris Russell (1877-1957)
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Astronome
américain, Henry Norris Russell construisit, indépendamment, un
diagramme en utilisant un échantillon d'étoiles dont il connaissait la
magnitude absolue grâce à leur parallaxe. |
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Diagramme de H.N. Russell, paru dans la revue Nature en 1914 |
Voici pour les principaux noms d’astronomes ayant, selon des critères plus ou moins personnels, essayé de ranger le ciel pour nous le rendre plus lisible.
Aujourd’hui le travail est relégué aux instruments automatiques et informatiques :
Hipparcos (High Precision Parallax collecting Satellite) mis en orbite le 8 août 1989
Satellite de mesure de parallaxe à haute précision, il fut un projet de l'agence spatiale européenne dédié à la mesure de la parallaxe et du mouvement propre des étoiles.
Le satellite fut utilisé pour mesurer la distance de plus de 2,5 millions d'étoiles situées à moins de 150 parsecs de la Terre.
Le résultat tient en trois catalogues d'étoiles : les catalogues Hipparcos, Tycho et Tycho 2.
Le satellite fut nommé en l'honneur de l'astronome grec Hipparque, premier à compiler un catalogue d'étoiles.
Le programme scientifique se composait de deux parties :
- l'expérience Hipparcos, dont le but était de mesurer les cinq paramètres astrométriques d'environ 120 000 étoiles avec une précision de l'ordre de 2 à 4 millisecondes d'arc.
- l'expérience Tycho, dont le but était de mesurer les propriétés astrométriques et photométrique de 400 000 autres étoiles mais avec une précision moindre.
Nous verrons plus loin que non contents d’observer et de classer les étoiles, certains « compteurs d’étoiles » ont cherché à comprendre la logique de ces classements .
Etude de la lumière et des spectres (voir atelier spectro)
La spectrométrie fournit des données permettant de déterminer :
- NATURE DES COMPOSANTS DE L’OBJET
- VITESSE PAR RAPPORT A L’OBSERVATEUR
- VITESSE DE ROTATION DE L’OBJET
- DIAGRAMME HERTZSPRUNG-RUSSELL
NATURE DES COMPOSANTS DE L’OBJET
Comme nous l’avons vu précédemment, chaque atome possède ses propres niveaux d’énergie et par conséquent sa propre série de raies d’émission ou d’absorption.
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C’est donc cette carte de visite qui nous permet, après décryptage d’un spectre reçu, de connaître les différents composants ayant modifié le spectre original qui est un spectre connu. |
VITESSE PAR RAPPORT A L’OBSERVATEUR
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Le décalage en fréquence des raies par rapport à celles obtenues en laboratoire nous transmet l’information de rapprochement ou d’éloignement de l’objet par rapport à nous. |
VITESSE DE ROTATION DE L’OBJET
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Le mouvement de rotation propre de l’objet induit, à cause de l’effet DOPPLER, des élargissements plus ou moins importants des raies du spectre. Hélio et astérosismologie
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La pression a pour effet d’élargir les raies du fait des fréquentes collisions atomiques induites qui estompent les délimitations entre les niveaux d’énergie. |
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En fonction de l’intensité du champ magnétique de l’objet, il y a dédoublement des raies spectrales. L’amplitude de ce dédoublement augmente avec l’augmentation de l’intensité du champ magnétique.
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Elle est relative vue de la Terre (une bougie située à 1m est aussi lumineuse qu'un lampadaire à 500m).
Les étoiles ont donc une luminosité apparente (celle qu’on voit) et une intrinsèque ou absolue.
Une loi de physique permettant de calculer l’intensité d’un rayonnement en fonction de sa distance et de sa luminosité apparente peut donc être appliquée dès lors que l’on connaît la distance des étoiles à la Terre.
Détermination de la distance des étoiles
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Méthode de la parallaxe :
La distance d'un astre peut être donnée par sa parallaxe. Il s'agit de l'angle sous lequel est vue la distance Terre-Soleil depuis cet astre. Cet angle est obtenu en mesurant la direction de l'astre à six mois d'intervalle. Durant cette période, la Terre a parcouru la moitié de son orbite annuelle. Entre la première et la deuxième observation, elle se trouve de part et d'autre du Soleil et le même astre est ainsi vue sous 2 angles différents. Cet écart angulaire est, par construction, le double de la parallaxe. La connaissance de cette parallaxe, ajoutée à celle de la mesure de la distance Terre-Soleil, donne immédiatement, à l'aide d'une formule trigonométrique, la distance entre l'astre et la Terre. Cette méthode s'applique aux objets du système solaire et aux étoiles proches. Au-delà de 1000 années-lumière, les parallaxes ne sont plus mesurables, d'autres méthodes sont alors utilisées.
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La distance D d'une étoile au Soleil, exprimée en l'unité de distance que l'on veut, est donnée par la relation suivante :
D = r / P
D : distance Soleil-étoile en l'unité
choisie
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1837 : première mesure effectuée par Wilhelm Bessel sur une étoile se trouvant à 11 AL soit 100 000 milliards de km.
Distances rendent compte des dimensions de l’Univers.
Utilisation du parsec (parallaxe /seconde): 3,26 AL ( soit environ 30 000 milliards de Km )
Parsec : C'est la distance à laquelle on verrait le demi-grand axe de l'orbite terrestre sous un angle de 1".
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La mesure de la longueur d’onde du pic le plus émissif nous donne la couleur dominante de l’objet mais nous permet aussi de déterminer sa température (loi de Wien). T= 2,898.107 / lM l M en Angströms
Température des couches superficielles de l’étoile. La température à l’intérieur de l’étoile est ensuite calculée mais non vérifiée.
Luminosité de surface : (Loi de Stefan-Boltzmann)
Luminosité de surface = s x T4 avec s = 5,67.10-8 |
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Une fois la température connue, on peut calculer la taille de l’étoile (grâce à la loi de Stefan).
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L = 4πσR2T4 |
L est la luminosité, σ est la constante de Stefan-Boltzmann, R le rayon de l'étoile, T sa température. |
On a donc calculé la taille des étoiles et observé leur place dans le diagramme HR.
Taille = Aire = Luminosité absolue : luminosité de surface
Pas de calcul possible en fonction de la luminosité ou de la température
On a recours à l’astrométrie (position et nature des mouvements).
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Corrélation entre luminosité absolue (comparée à la luminosité apparente) et température (classe des étoiles).
L’amplitude des températures est relativement faible (de 3000 kelvins à 50000) qui sont classés par types spectraux OBAFGKM (des + chaudes aux + froides).
- Majorité des étoiles se placent sur une diagonale : séquence principale - 3 autres zones : celles des géantes et supergéantes rouges (au dessus de la SP) et celle des naines blanches (au-dessous de la SP).
Classement qui permet de comprendre l’évolution dans le temps des étoiles
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CLASSIFICATION DE HARVARD système M.K.K (Morgan, Keenan, Kellmann).
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Types spectraux de O à M
Classes de luminosité : chiffre romain (de I à V)
V : séquence principale
IV : sous géantes
III : géantes
II : géantes brillantes
Ib ou Ia : supergéantes
Compréhension et fonctionnement des étoiles
Lors de la création de l'univers, l'hydrogène était le seul élément disponible.
Cette matière s'est peu à peu regroupée, sous l'effet de la gravitation, en nuages.
Ces nuages, de plus en plus denses, vont donner naissance aux étoiles.
Créée par l’effondrement sur lui-même d’un nuage de gaz.
Cet effondrement est généré par des événements extérieurs voisins comme :
- attraction gravitationnelle d’étoiles proches,
- onde de choc de supernova,
- onde de densité résultante de la rotation d’une galaxie spirale.
Le nuage se fragmente alors en plusieurs cœurs protostellaires. Ceux-ci se contractent en leur centre en formant une étoile, tandis que la matière en périphérie se retrouve sous forme d'une enveloppe.
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| Nébuleuse du cône, zone de formation stellaire |
Observation de disques en absorption autour d'étoiles jeunes dans la nébuleuse d'Orion |
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Un globule de Bok est un amas sombre de poussières et de gaz du milieu interstellaire au sein duquel peut débuter la naissance des étoiles. Ils ont typiquement une masse d'environ 10 à 50 masses solaires contenue dans un volume d'environ une année-lumière. Ils contiennent de l'hydrogène moléculaire (H2), des oxydes de carbone, de l'hélium et environ 1% (en masse) de poussières de silicates.
Les globules de Bok conduisent le plus souvent à la formation de systèmes d'étoiles doubles ou multiples.
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L'accrétion est accompagnée d'éjection d'une partie significative de la matière chutant sur l'étoile sous la forme de jets d'éjection polaires. Dans le disque d'accrétion se forment des corps par agrégation de poussière appelés planétésimaux. Une fois atteinte une masse critique, ces planétésimaux se mettent à leur tour à accréter la matière environnante pour former des planètes. L'accrétion sur l'étoile et les planètes ainsi que l'éjection finissent par épuiser la matière présente autour de l'étoile : celle-ci est alors « nue » et entourée d'un système planétaire.
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L’étoile ne « brille » pas encore (encore froide - visible en négatif) mais fait « briller » les gaz environnants (nébuleuse).
En s’effondrant : le nuage se densifie et s’échauffe et se met en rotation.
Lorsque la température centrale atteint 10 millions de degrés, les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène s'enclenchent.
L'énergie radiative émise par le noyau de l'étoile lors des réactions de fusion de l'hydrogène s'oppose à la force de gravitation qui tend à faire tomber la matière du nuage protostellaire vers le cœur de l'étoile.
Un équilibre se crée et l'étoile stabilisée peut alors commencer sa vie.
En fonction de la taille du nuage, les températures du noyau nécessaires à la stabilité seront différentes.
Plus l'étoile est grosse, plus l'énergie radiative du cœur devra être importante, et plus l'étoile sera lumineuse.
La durée de la formation de l'étoile est beaucoup plus courte que sa durée dans la séquence principale. Elle dépend de la masse de l'étoile. Elle peut être de plusieurs millions d'années pour une étoile type solaire à 100 000 ans pour une étoile d'une dizaine de masse solaire.
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Lors de l'Adolescence de l’étoile qui est encore instable, elle peut entrer en "éruption" sous l'effet de sa propre contraction et perdre, à cette occasion, d'énormes quantités de gaz et une bonne partie de sa masse sous forme de vents solaires .
L'astre émet alors une grande quantité de rayonnement infrarouge (rayonnement du noyau dans le visible absorbé par le nuage de poussières opaque et froid qui l'entoure)
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Lors de la condensation du nuage protostellaire, les pressions en son cœur ont considérablement augmentées, jusqu'à un niveau tel que les conditions nécessaires à la réaction de fusion nucléaire soient réunies. Les noyaux d'Hydrogène peuvent alors fusionner en donnant naissance à de nouveaux noyaux d'Hélium. Au cours des réactions présentées ci-contre, nous voyons qu'en plus de nouveau noyau, il existe une différence de masse transformée en divers éléments: - des neutrinos (v), - des électrons (e-), - des photons gamma. |
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Cette énergie supplémentaire génére une force de "radiation" issue du centre de l'étoile naissante vers l'extérieur. C'est la force de radiation.
A l'opposé, les particules situées en périphérie du noyau sont, elles, soumises à la force de gravité qui tendra à faire s'effondrer le nuage sur lui-même.
Plus la masse du nuage est importante Þ plus la pression en son centre est forte Þ plus importantes sont les réactions de fusion de l'hydrogène Þ la force de radiation est puissante, s'opposant à la force de gravitation.
Un équilibre se maintient ainsi tant qu'aucune des 2 forces ne prend le dessus sur l'autre. L'étoile entre dans sa phase de stabilité et donc dans la séquence principale.
Radiation : énergie émise par le réactions au cœur de l’étoile Gravitation : attraction des couches externes
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Deux types de réactions de fusion peuvent avoir lieu au cœur de l'étoile, soit la fusion de l'Hydrogène (cycle proton-proton - PP), soit la catalyse du carbone (cycle de Bethe-Weizsäcker ou cycle du carbone - CNO).
Pour le cycle du carbone, il est nécessaire de disposer d'une température interne supérieure à 10 millions de degrés. Le carbone se comportant comme un catalyseur pour assembler les 4 noyaux d'Hydrogène en Hélium4. |
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CYCLE PROTON-PROTON (PP) |
CYCLE DU CARBONE (CNO) |
Les températures centrales des étoiles de la séquence principale sont d'autant plus élevées que la masse globale de l'étoile est grande. Mais, dans chaque cas, seuls 12% du stock d'hydrogène interviennent dans la production d'énergie dans la séquence principale. Aucun autre mélange de matière n'a lieu dans l'étoile. Cette région se consume peu à peu sans puiser dans les réserves d'Hydrogène des couches extérieures.
Les étoiles de forte masse devront résister à une grande force de gravitation et donc, brûler l'Hydrogène du cœur sans économie. C'est pourquoi leurs durées de vie sont moindres comparées aux étoiles naines (comme le soleil) qui, elle, n'ont pas besoin d'autant d'énergie radiative pour contrecarrer la gravitation.
La durée de vie d'une étoile sur la séquence principale dépend de deux facteurs : la quantité d'hydrogène disponible en son centre et la vitesse à laquelle elle brûle ce combustible. Une étoile de deux masses solaires brûle son hydrogène 10 fois plus vite que le Soleil, mais ne possède un stock de combustible que deux fois plus grand. Sa durée de vie sur la séquence principale est donc cinq fois plus courte. Ainsi, les étoiles ont des durées de vie très diverses. Alors que le Soleil peut espérer une vie tranquille de 10 milliards d'années, les étoiles les plus massives n'ont à leur disposition que quelques millions d'années. Les étoiles les moins massives ont quant à elles plus de 100 milliards d'années à vivre. Il y a donc presque un facteur 10 000 entre l'espérance de vie la plus longue et la plus courte
En fonction de la taille du nuage les étoiles seront de masses différentes (Ms : Masse solaire) :
Naines:
Brunes : masse entre 0.08 Ms et grosses planètes (Étoile ratée, pas d’amorçage réactions thermonucléaires)
Rouges : masse entre 0.08 et 0.8 Ms
Jaunes : masse entre 0.8 et 6 Ms (le Soleil, par exemple)
Géantes
Géantes rouges
Géantes bleues
Supergéantes rouges
Lorsque la production d'énergie au cœur de l'étoile diminue, l'équilibre interne se modifie.
La gravitation étant plus forte que la force de radiation entraîne une contraction du cœur de l'étoile.
Les températures centrales augmentent jusqu'à atteindre plus de 100 millions de degrés. Cette température permet la combustion de l'hélium contenu dans le noyau de l'étoile.
Cette combustion générera du Béryllium et du carbone et débutera un nouveau cycle de fusion de l'Hydrogène sur la couche immédiatement voisine du noyau.
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Etoile de la séquence principale |
Géante rouge |
La production globale d'énergie est maintenant plus importante, et l'équilibre est encore rompu. Pour retrouver l'équilibre, les couches externes de l'étoile se dilatent énormément sous l'action de la force de radiation. La surface de l'étoile devient si grande que sa densité et sa température diminuent. L'étoile devient une géante rouge et quitte la séquence principale.
La réaction de transformation de l'hélium est appelée réaction "triple alpha".
C'est la rencontre de deux noyaux d'hélium qui fusionnent pour produire un noyau de béryllium-8. Ce noyau est très instable et la réaction ne peut se poursuivre que si un troisième noyau d'hélium entre en collision avec lui instantanément, ce qui n'est possible que grâce aux conditions de densité extrême qui règnent au cœur d'une géante rouge.
Cette collision entre le béryllium et l'hélium générera un noyau de carbone-12.
Toute une série de réactions pourront alors se produire.
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La température du noyau de l'étoile s'élève, offrant des nouvelles possibilités de réactions de fusion thermonucléaire. En fonction du volume d'hydrogène de l'étoile, les réactions pourront aller jusqu'à la fabrication de noyaux de fer (noyau hyperstable du fait de l'énergie de liaison de ses nucléons). Pour des étoiles plus petites, les réactions pourront s'arrêter avant le fer.
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Légende | ||||||||||||||
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H : Hydrogène |
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He : Hélium |
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Be : Béryllium |
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C : Carbone |
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O : Oxygène |
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Ne : Néon |
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Si : Silicium |
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Mg : Magnésium |
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Fe : Fer |
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Cette succession de réactions engendre une structure de l'intérieur de l'étoile en "pelure d'oignon" |
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Tableau récapitulatif de la vie des étoiles en fonction de leur masse |
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LA FIN DES ETOILES
Les étoiles de faible masse (inférieure à 1 Masse solaire)
Au centre de l'étoile, l'hydrogène est transformé peu à peu en hélium. Lorsque la densité d'hélium diminue, l'étoile se contracte et engendre la transformation d'hélium en carbone (cycle triple alpha). Une coquille d'hélium se formera autour du noyau par l'échauffement de l'hydrogène des couches externes de l'étoile.
Dès que la combustion du carbone est terminée, le noyau s'éteint et se transforme en naine blanche. La coquille d'hélium continue son expansion et se détache du noyau éteint.
Cas des étoiles de masse inférieure à 3Ms
La température du noyau engendre une émission de photons ultraviolets qui vont ioniser l'enveloppe détachée.
Ces photons vont être réémis dans des longueurs d'ondes visibles.
L'ensemble se met à briller et apparait comme un noyau brillant entouré d'une coquille lumineuse.
L'éjection de matière étant symétrique, l'astre central apparait comme une petite planète (d'ou le nom de nébuleuse planétaire) entouré d'un rond de fumée.
Le noyau devient une naine blanche
Fin d'une naine blanche
Etant donné que l'astre n'a plus de source d'énergie interne, sa température et sa luminosité vont décroitre.
Sa couleur va passer du blanc au rouge et ensuite au noir en quelques milliards d'années.
Sa structure deviendra cristalline et sa taille ne changera plus. elle s'éteindra tout simplement ....
La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau.
La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil :
c’est la limite de Chandrasekhar.
Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova (de type Ia) et peut parfois être complètement détruite.
LES NOVAE
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Cet événement peut se produire dans le cas d'un système binaire composé d'une naine blanche et d'une autre étoile, lorsque que la deuxième étoile atteint le stade de géante rouge.
Les couches externes de la géante (composées d'hydrogène) peuvent être attirées par la naine et former autour d'elle un disque d'accrétion (voir photo ci-contre). Lorsque la densité de ce nuage est suffisamment importante et à cause des forces de friction interne, le gaz s'échauffe jusqu'au niveau de déclenchement des réactions de fusion de l'hydrogène. Une formidable explosion se produit à la surface de la naine blanche et peut multiplier par 10 000 (ou plus) sa luminosité. La naine blanche n'est que très peu affectée du fait de sa structure particulière. Après cette explosion, les couches d'hydrogène sont expulsées dans l'espace et une nouveau cycle d'accrétion pourra recommencer.... |
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Cas des étoiles de masse supérieure à 3Ms
Les étoiles de masse importante (supérieure à 3Ms) vont, au fil des différentes réactions de fusion, adopter une structure en "pelure d'oignon" (voir ci-dessus) avec, au centre un noyau de fer-56.
Un noyau atomique est composée de neutrons et de protons (nucléons) qui sont liés par une énergie dite "de liaison". si l'on veut modifier la structure de ce noyau atomique, il faut vaincre son énergie de liaison.
De tous les éléments, le fer-56 est celui qui présente la plus grande énergie de liaison, le noyau est donc très stable, il ne peut fusionner.
C'est la fin du cycle de réaction thermonucléaire de l'étoile.
Le noyau de fer ne peut produire de l'énergie par réaction nucléaire, il doit en créer par contraction.
Un nouvel effondrement de l'ensemble de l'étoile commence.
Le cœur de l'étoile se comprime et les noyaux de fer sont alors dissociés, les protons capturant les électrons formant des neutrons.
Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact, est alors capable de résister à la compression des couches externes par la pression de dégénérescence quantique ce qui arrête brutalement leur effondrement.
L'énergie dégagée par les couches internes tombant vers le centre, produit une onde de choc qui « souffle » les couches extérieures de l'étoile, formant le gaz du rémanent de la supernova.
Sa matière est éjectée vers l'espace à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde.
Du fait de l'incroyable quantité d'énergie libérée, l'étoile se met à briller comme 200 millions de soleils, parfois autant qu'une galaxie tout entière.
Une supernova vient de naître.
Le résidu central de la supernova a une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar et ne donnera pas naissance à une naine blanche.
Nous avons vu plus haut que les électrons du noyau de fer se combinent aux protons pour donner des neutrons.
Au bout d'un certain temps, le nombre d'électrons diminuant, la pression de dégénérescence diminue et ne peut s'opposer la nouvelle contraction de l'étoile.
Très rapidement, la matière de l'étoile est donc entièrement transformée en neutrons.
La gravité se retrouve alors sans obstacle et l'astre s'effondre sur lui-même.
Une nouvelle force apparait. C'est la "pression de dégénérescence des neutrons", beaucoup plus puissance que sa sœur, la "pression de dégénérescence des électrons", mise en œuvre dans la première partie de l'évolution de l'étoile.
Cette nouvelle force stabilise, à nouveau, l'étoile qui devient une étoile à neutrons.
Cette étoile à neutrons est très dense (1000 millions de tonnes par cm3).
Si l'étoile d'origine était une supergéante, la masse du noyau résiduel pourrait être suffisante pour générer un corps extrêmement massif qui pourrait attirer la matière environnante : un trou noir.
LA NUCLEOSYNTHESE
Dans le cycle d'évolution des étoiles, nous avons rencontré bon nombre des nouveaux éléments chimiques engendrés par les réaction de fusion.
L'hydrogène (composant principal de l'univers) qui se transforme en Hélium.
Qui va générer le carbone, le Béryllium, l'Oxygène, le Néon, le Magnésium, le Silicium et le Fer.
Tous ces éléments sont dus à l'évolution des étoiles peu massives lors de la création des nébuleuses planétaires.
Mais, d'ou viennent les éléments plus lourds que le fer?
Ils sont crées lors de la mort des étoiles massives.
Les réactions thermonucléaires au cœur des étoiles génèrent des neutrons qui se combineront aux différents noyaux des éléments des enveloppes pour créer des noyaux atomiques par capture neutronique et par transmutation.
Lors de l'explosion de la supernova, les couches internes de l'enveloppe s'écrasant sur le noyau de fer vont être soumises à de très fortes densités et températures.
Ces conditions donnent lieu à de nombreuses réactions nucléaires et à la production de neutrons en grandes quantités.
Les noyaux lourds absorbent ce flux de neutrons et pourront se transmuter en noyaux plus lourds tels que l'uranium.
Ces nouveaux éléments seront éjectés dans le milieu interstellaire.
C'est grâce à l'explosion de supernovae que les éléments constitutifs de notre corps ont pu être crées.
Nous sommes tous des "poussières d'étoiles"
En résumé:
Anne laure DREYFUS et Yves DE ANGELI
Novembre 2008
