Etoiles 1
Le soleil est une petite étoile
LA COULEUR DES ETOILES
Marie Agnès Lahellec
http://images.google.fr/
La couleur apparente d'une étoile dépend de sa température.
Si on considère une étoile comme un corps noir à la température T, on le comprend en comparant les courbes de la puissance lumineuse émise par un corps noir à une température T donnée en fonction de la longueur d'onde l . Ces courbes sont obtenues en appliquant la loi de Planck.
On remarque que ces courbes ont la même forme et que la puissance lumineuse émise atteint une valeur maximale pour une certaine longueur d'onde.
Le Soleil rayonne comme un corps noir à une température T de 6 000 K. La lumière perçue est de la lumière blanche, superposition de lumières colorées caractérisées par leur longueur d'onde dans le vide l , constituant le spectre.
On connaît son spectre continu visible : 400 nm (lumière bleue)  l 800 nm (lumière rouge).
La puissance maximale émise correspond à une longueur d'onde l de 500 nm, située dans le vert.
Une étoile plus chaude T = 10 000 K ou T = 12 000K a un spectre plus important dans le bleu et même l'ultra violet, elle est perçue comme une étoile bleue. C'est le cas de Sirius.
La loi de Wien relie la température T du corps noir et la longueur d'onde dans le vide l pour laquelle la puissance lumineuse rayonnée atteint sa valeur maximale.
T. l (Pmax) = 2,9.10 -3 m.K
Cette loi est une conséquence de la loi de Planck.
La naissances des étoiles
Aujourd'hui, nous savons que les étoiles se forment par groupes. Elles prennent naissance dans d'immenses nuages constitués de gaz et de poussières, que l'on appelle «nébuleuses». Pour que des étoiles se forment au sein des nébuleuses, elles doivent d'abord se comprimer. Plusieurs phénomènes permettent aux nuages d'être comprimés : ondes de choc provenant d'une supernova, effet de marée provenant de la galaxie, passage d'un amas d'étoiles, etc. Au moment où le nuage devient suffisamment concentré, la gravité fait le reste. Elle engendre l'effondrement du nuage, ce qui compresse de plus en plus les molécules, et le nuage commence à se réchauffer. Si la masse est suffisamment importante, la nébuleuse se comprime encore plus et les réactions nucléaires entrent en jeu. Nous avons alors une proto-étoile. Celle-ci commence alors à émettre lumière et chaleur. Paradoxalement, les étoiles de faible masse brûleront leur hydrogène moins rapidement et auront une durée de vie de plusieurs milliards d'années, alors que les plus massives auront une vie de quelques millions d'années seulement.
Le télescope spatial Hubble a pu mettre en évidence, au coeur de la grande nébuleuse d'Orion M42, des étoiles en formation qui commencent tout juste à briller. D'autres nébuleuses commencent aussi à révéler leurs secrets, comme la nébuleuse de l'Aigle M16 et la nébuleuse de la Lagune M8. Ces nébuleuses sont facilement visibles à l'aide de jumelles.
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La mort des étoiles
Parmi les scénarios possibles de la mort d'une étoile, il y a : les naines blanches , les novae et les supernovae . La mort d'une étoile est intimement liée à sa masse. Cette masse détermine deux facteurs très importants dans la vie d'une étoile : la gravité et les réactions nucléaires. Ces deux entités sont en continuel combat, mais entretiennent aussi un équilibre dynamique jusqu'à la toute fin, où une mort spectaculaire attend l'étoile.
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Le flash de l'hélium et les naines blanches
La majorité des étoiles finissent leur vie en naine blanche, mais avant cela, les étoiles de faible masse, dont notre Soleil, passent à travers une étape qui se nomme le flash de l'hélium . L'étoile, qui a épuisé ses ressources d'hydrogène, est maintenant constituée d'hélium, et son coeur a une température de plusieurs dizaines de millions de degrés. Le flash de l'hélium se produit quand il y a fusion rapide de l'hélium. Ce phénomène peut se répéter à plusieurs reprises et, chaque fois, l'étoile perd une quantité appréciable de matière. Durant cette étape, elle peut devenir très brillante.
http://images.google.fr/imgres?imgurl=http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0210/cena_peng_arrows.jpg
Explanation: Almost lost in this cosmic jumble of stars, gas and dust is a faint but definite blue arc -- a stream of young stars whose formation was probably triggered as a small dwarf galaxy was torn apart approaching the giant elliptical galaxy Centaurus A . The 2,000 light-year long arc is revealed in the upper right corner of this processed color digital image, while the dense central region of Centaurus A is near the bottom. Star clusters that make up the blue arc are likely strung out along the incoming trajectory of the small galaxy and are estimated to be only 200-400 million years old. The remarkable result suggests that astronomers have identified a spectacular example of a kind of galactic cannibalism in progress, a process which is believed to contribute to the formation and evolution of large galaxies, including our own Milky Way . Over time, stars and star clusters in this stream should eventually disperse and merge with tumultuous Centaurus A . The image data was recorded with the four meter Blanco telescope at Cerro Tololo Inter-American Observatory.
 http://images.google.fr/imgres?imgurl=http://www.astr.ua.edu/gifimages/m16r.gif
M16 - the Eagle Nebula 
The gaseous nebula (H II region) Messier 16 (NGC 6611) in Serpens, shown from a 30-second red-light exposure (through clouds) with a Tektronix 2048x2048 CCD at the prime focus of the 4-meter Mayall telescope of Kitt Peak National Observatory . North is at the top and east to the left, for direct comparison with a chart or eyepiece view. The image has been block-averaged to 512x512 for this presentation, which uses a logarithmic intensity transformation to preserve information across a wide dynamic range. The field is 14.3 arcminutes square.
M16 is an especially photogenic example of a young star cluster, still surrounded by its embryonic gas cloud which is partly ionized by the deep ultraviolet radiation from the most massive young stars. Some of the denser molecular gas may be seen around the periphery due to its association with absorbing dust, especially obvious in the three "pillars" near the center which were seen so spectacularly in the famous HST imagery of M16. Those data led to the identification of an important role for photodissociation in limiting star formation in regions such as this; the intense UV radiation erodes surrounding gas away before much lower-mass stars can complete their formation.
Découverte d'un système solaire peut-être similaire au nôtre à ses débuts
http://cosmobranche.free.fr/SpaceNews_Univers.htm
Des astronomes américains ont découvert de vastes quantités de carbone gazeux dans un disque de débris autour d'une jeune étoile qui pourrait ressembler à notre système solaire à ses débuts, a annoncé la Nasa, l'agence spatiale américaine.
L'étoile, baptisée Beta Pictoris et son système solaire émergeant dans lequel des planètes pourraient s'être déjà formées, est âgée de moins de 20 millions d'années, ont précisé ces chercheurs qui ont fait cette découverte à l'aide du télescope FUSE (Ultraviolet Spectroscopic Explorer), d'exploration spectroscopique dans l'ultraviolet lointain. L'abondance du carbone gazeux avec des débris formant le disque indique que des planètes tournant autour de Beta Pictoris pourraient être des mondes riches en graphite et méthane comme notre système solaire dans sa première enfance. "Notre propre système solaire pourrait avoir ressemblé à Beta Pictoris à ses débuts ou alors nous observons l'émergence d'une nouvelle catégorie de systèmes solaires, mais dans les deux cas de figure, ceci est fascinant", a souligné Aki Roberge.
Beta Pictoris se situe à environ 60 années-lumière (une année-lumière est équivalent à 10.000 milliards de km) de la Terre et est 1,8 fois plus massive que notre soleil. La jeune étoile et son disque ont été découverts en 1984. Des observations faites avec le télescope spatial Hubble Space indiquaient qu'une planète gazeuse de type Jupiter pourrait s'être déjà formée dans ce disque et que des planètes rocheuses comme la Terre seraient en formation. De telles planètes seraient trop petites et pas assez lumineuses pour être détectées par les instruments actuels, selon ces astronomes. (A F P) |
http://perso.orange.fr/jean-jack.micalef/theme_38.html
1 . Naissance : ébranlement de la substance de l'espace, flash très violent (sursaut gamma) et apparition d'uncoeur photonique très brillant..
2. Apparition d'un pulsar , rotation très rapide qui ne cessera ensuite de ralentir. Le développement se fait par accroissement constant de la masse.
3. Etoile blanche très dense de petit rayon avec abondance de l'hélium dans la phase initiale la plus chaude. Elle n'aura pas d'atmosphère et pas de mouvement de convection à partir de sa surface.
4. Recouvrement par l'hydrogène et l'hélium produit en abondance : constitution d'un disque circumstellaire puis l'étoile continue à se couvrir et se perçoit par l'émission en infrarouge au travers des nuages de gaz (cocons chauffés par la proto-étoile) puis éjection de matière par les pôles.
5. Ralentissement de l'éjection de matière : l'étoile se découvre, Nébuleuse diffuse puis planétaire : les réactions de fusion première de l'hélium se ralentissent l'étoile apparaît entourée d'un halo sphérique de gaz qui tend à s'éloigner.
6. Maturité
* Etoiles gazeuses : variables pulsantes très chaudes à période très courte (début des réactions de fusion secondes de l'hélium).
* Naine blanche.
La constitution du disque d'accrétion
a) Dans l'astrophysique actuelle, le disque d'accrétion apparaît très tôt en période d'effondrement et a pour fonction d'alimenter (en s'effondrant) l'étoile naissante pour justifier l'éjection par les pôles et de ralentir sa vitesse de rotation. Il est visible tardivement dans les étoiles T Tauri classiques (CTTS) et disparaît pour les WTTS. Il paraît très difficile de comprendre comment peuvent exister 3 zones de densité fort différente :
1) la masse des nuage de densité croissante vers le centre qui est censé compresser le cour uniformément.
2) le disque circumstellaire ayant une double action : centrifuge pour contribuer à l'éjection des gaz et centripète puisque la rotation rapide tend à évacuer la matière vers l'extérieure.
3) les jets qui s'opposent directement à la pression de gravitation et sont en émission.
- Le disque et l'étoile naissent simultanément de l'effondrement d'un nuage moléculaire : il n'y a aucune raison évidente pour qu'un disque képlérien résulte d'un l'effondrement
-Ce qui ne peut se comprendre dans la théorie standard, c'est que la phase de l'effondrement n'est pas encore achevée, les réactions de fusion inexistantes et déjà l'étoile évacue de la matière ionisée à plus de 10.000 degrés en détruisant le cocon dans lequel elle est née !
Dans les Nouveaux Principes, les phénomènes sont expliqués simplement : le cour photonique en rotation rapide produit sa matière par sa circonférence. Avant même que l'étoile acquiert sa forme relativement sphérique, l'étoile se constitue à la manière d'un tore et les gaz sont envoyés vers ses pôles en tournoyant. Puis l'étoile achève sa production de matière en émettant vers les pôles, tout en conservant un disque d'accrétion qui finit par disparaître.
Le gaz est émis en premier à partir de la circonférence de l'astre et le disque se constitue. Ce disque précède le recouvrement de l'étoile et alimente les jets bi-polaires.
Ce disque est simplement évacué par l'étoile et n'a aucune action notable sur le ralentissement ( ce ralentissement est dû à la diminution de la production de matière) .
Sur les étoiles Wolff-Rayet
Les étoiles Wolff-Rayet sont encore très chaudes (100.000K, classe O) et sont en phase d'auto-production abondante de gaz. Lorsqu'une partie sera retenue, elles apparaîtront comme des étoiles géantes bleues
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