Étoile

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Sun fromsoho big.jpg

Une étoile est un corps immense en espace qui produit une quantités formidable de lumière et autres formes d'énergie (c.-à-d. chaleur en forme de rayonnement infra-rouge). Le soleil et la plupart des autres étoiles se composent de gaz et une substance chaude et semblable à gaz connue comme plasme. Mais quelques étoiles, qui s'appellent naines blanches et étoiles-neutrons, se consistent d'atomes ou particules subatomiques serrément emballés. Cettes étoiles sont donc beaucoup plus dense qu'aucune substance en la Terre.[1]

Caractéristiques

Une étoile a cinq caractéristiques principales: (1) luminosité, que les astronomes décrivene en termes de magnitude ou luminosité propre; (2) couleur; (3) température de surface; (4) grandeur; et (5) masse (quantité de matière). Les étoiles se classifient pour la plupart par leur grandeur et intensité, desquelles il y ont plusieures. Le rayon du soleil (distance de son centre à sa surface) est alentour 695.500 kilomètres). À cette cause, et à cause de la luminosité spécifique du soleil, les astronomes le classent comme Étoile de la Première Séquence. Quelques étoiles connues comme super-géantes ont un rayon alentour 1.000 fois celui du soleil. Les plus petites étoiles sont les étoiles-neutrons, quelques desquelles n'ont de rayon qu'alentour 10 kilomètres.

À peu près 75 pourcent de toutes les étoiles sont membres d'un système binaire, un pair d'étoiles prochement situées qui sont en orbite l'une autour de l'autre. Le soleil n'est pas membre d'un système binaire. Mais sa voisine stellaire la plus proche connue, Proxima Centauri, fait partie d'un système de multiples étoiles qui inclut aussi Alpha Centauri A et Alpha Centauri B.

La distance du soleil à Proxima Centauri et plus que 40 trillions de kilomètres. Cette distance est si grande que la lumière exige 4,2 années pour se déplacer entre les deux étoiles. Les scientifiques disent que Proxima Centauri est 4,2 années-lumières du soleil. Une année-lumière, la distance que la lumière se déplace en vacuum en une année, est approximativement égale à 9,46 trillions de kilomètres.

Les étoiles se groupent en structures immenses qui s'appellent galaxies. Télescopes ont révélé de galaxies en l'univers entier à distances de 12 à 16 milliards d'années-lumières. Le soleil est dans une galaxie qui s'appelle la Voie lactée qui contient plus que 100 milliards d'étoiles. Il y a plus que 100 milliards de galaxies dans l'univers, et le moyen nombre d'étoiles par galaxie peut être 100 milliards. Ainsi, plus que 10 milliards de trillions d'étoiles peut exister. Mais si on regarde le ciel à nuit loin des lumières de ville, on ne peut en voir qu'alentour 3.000 sans employer de jumelles ou un télescope.

Les étoiles, comme les personnes, ont de cycles de vie—ils sont nées, passe à travers plusieures phases, et meurent à la longue. Les étoiles semblables au soleil se grandiront et deveniront de géantes rouges. Tardivement du vivant du soleil, il larguera ses niveaux extérieurs. Le noyau restant, qui s'appelle une naine blanche, disparaîtra lentement et devenira une naine noire. Autres étoiles se termineront de vie aux moyennes différentes. Quelques ne tranperceront de phase de géante rouge. Au lieu, ils se rafraîchiront et deveniront naines blanches, et puis naines noires. Un petit percentage détoiles mourront en explosions spectaculaires qui s'appellent supernovas.[1]

Création des étoiles

Le soleil conventionnellement se considère une étoile, mais l'anecdote de création de Genèse mentionne les étoiles secondairement après de documenter la création du soleil dans le quatrième jour. Les évolutionnistes affirment que la formation ou le changement des étoiles exige des millions d'ans pour avoir lieu, mais l'altération des étoiles s'est observé de se passer depuis un peu quelques ans.[2]Ces vues encore largement tenues de la science moderne se fondent vraiment dans les théories d'évolution stellaire qui se basent primairement sur les indices obtenus des études des spectres apparentés à la luminosité.

Dieu fit les deux grands luminaires, le plus grand luminaire pour présider au jour, et le plus petit luminaire pour présider à la nuit; il fit aussi les étoiles. Dieu les plaça dans l'étendue du ciel, pour éclairer la terre, pour présider au jour et à la nuit, et pour séparer la lumière d'avec les ténèbres. Dieu vit que cela était bon. 1 16-18

Les étoiles s'associent généralement avec la nuit, parce que la lumière du soleil remplace usuellement la des étoiles beaucoup plus distantes. Le système stellaire le plus proche à nôtre propre système, Proxima Centauri (ou Alpha Centauri C), est cru d'avoir une distance de plus de quatre années-lumières du système solaire de la Terre. (Les astronomes uniformitariens formulent souvent une hypothèse d'une étoile même plus proche de nôtre système solaire. Ils appellent cette étoile Némésis et imputent à la la départ occasionnelle des comètes du Nuage d'Oort et leurs entrées en leurs orbites de période longue.)

Une étoile et ses satellites accompagnants s'appelle un système stellaire. Un grand group des étoiles et des systèmes stellaires s'appelle une galaxie, et toutes les galaxies dans la création constituent l'univers.

La métré stellaire

Article principal: Métré stellaire

Distances

La méthode la plus vieille de mesurer la distance de nôtre système solaire à une étoile distante et la méthode de parallaxe. Pour utiliser cette méthode, les astronomes mesurentl'ascension à droite sur le ciel de l'étoile à deux fois d'année, à la première et la dernière fois d'un espace d'un demi-an. Les deux mesures différont par un petit angle vis-à-vis les étoiles les plus distantes dans cette région du ciel. La moitié précise de cet angle est l'angle de parallaxe. C'est l'angle que l'étoile fait avec le soleil et la position de la terre à un angle droit avec cette étoile.[3]

Mais l'erreur de mesure d'angle de parallaxe est 0.005 secondes d'arc, et au-delà d'une distance de 100 parsecs (à peu près 330 années-lumières), cette erreur devient significative. 700 étoiles sont assez proches pour mesurer leurs directement leurs distances en utilisant la méthode de parallaxe.[3] Pour mesurer les distances les plus loines, les astronomes utilisent typiquement les magnitudes absolues et relatives, ou ils appliquent la loi d'Hubble au changement rouge estimatif de l'étoile.

Les positions et mouvements

Le système le plus commun pour décrire la position d'une étoile dans le ciel est le système équatorial. Ce système utilise deux coordonnées:

  1. Ascension à droite sur le ciel, ou le nombre d'heures qui s'exigent pour la terre de tourner avant q'un observateur peut voir l'étoile à sa position la plus haute dans le ciel. Le zéro pour l'ascension à droit et minuit dans le jour de l'équinoxe vernale.[4]
  2. Déclinaison, ou l'angle du nord au sud entre l'étoile et l'équateur célèste.[5]

Toutes les étoiles se meuvent, mais les étoiles les plus distantes se considèrent « fixés » parce que leur mouvement serait indétectable. La propre motion (symbole m) d'aucune étoile est la vélocité angulaire de sa position à travers le ciel. Ceci décrit la motion perpendiculaire de la ligne de vue de l'observateur. Pour le convertir à une vélocité tangentielle vraie, multipliez la tangente de cette vélocité angulaire par la distance de l'étoile.

La motion dans la ligne de vue, ou vélocité radiale, se détermine courrament du changement de spectre.

Magnitudes

Le système de magnitudes visuelles se défine comme ça: une étoile d'aucune magnitude donnée est environ 2,512 fois assez lumineuse comme une étoile de la magnitude prochaine. Hipparchus a formulé le système de magnitudes, et Ptolemy l'a raffiné plus. Par convention, ils ont assigné un échantillon arbitraire des vingt étoiles les plus lumineuses qu'ils pouvaient observer à la première magnitude, et ils ont assigné les étoiles qu'ils ne pouvaient guère observer à la sixième.[6]

Couleurs et spectres

La couleur d'une étoile est objectivement quantifiable. Pour déterminer la couleur, les astronomes voient l'étoile par le moyen de quelques filtres varieux et computent des indices de couleur comme les différences des magnitudes apparentes par le moyen des filtres varieux. Les couleurs stellaires varient, en ordre des plus fraîches aux plus chaudes, de rouge à orange à blanche à bleue-blanche à bleue ou violette. C'est la même gamme de couleurs qu'un corps noir exhibe comme sa température se lève.

En outre, chaque étoile a un spectre unique, qui dépend des gazes et des autres éléments qu'elle contient, et leur distribution. Un spectre peut se servir pour deux buts:

  1. Il peut se servir comme signature unique pour l'étoile, pour la distinguer des autres étoiles.
  2. Il peut fournir d'information sur la vélocité radiale de l'étoile vis-à-vis la terre.

Pour accomplier celui-ci, les astronomes notent le placement des lignes varieuses dans le spectre et puis déterminent les éléments constitutifs probables de l'étoile de l'espacement de cettes lignes. Lignes qui sont déplacées sont changées, ou vers la bleue ou vers la rouge. Presque tous les spectres stellaires se sont changés vers la rouge; ce changement rouge indique une récession, ou de l'étoile ou de la partie d'espace où réside l'étoile.[7]

Classification stellaire

Article principal: Classification stellaire

Types spectrals

Diagramme de Hertzsprung et Russell

Tardivement dans le XIXème siècle, les astronomes à l'observatoire à Harvard University ont développé le premier schéma de classification pour les spectres stellaires qui se serait connu coome la classification spectrale Harvard. En 1924, Annie Jump Cannon[8] a raffiné la classification de la gamme originelle A-Q à la gamme familière « OBAFGKM ». Les astronomes depuis ont rajouté des classes à cette gamme, aux limites haute et basse.[9][10]

Les classes spectrales classiques du schéma Harvard sont O, B, A, F, G, K, et M. Chacune de celles-ci a dix sous-classes, variant de 0 à 9 en ordre de température stellaire amindrante. Ainsi, par exemple, la prochaine classe après une étoile de classe F9 est une étoile de classe G0. Récemment les astronomes ont identifié une classe d'étoiles plus chaudes que a classe O (la classe très chaude des étoiles Wolf-Rayet) et trois classes d'étoiles (les étoiles N, R, et S) plus fraîche que les étoiles M. (Quelques astronomes incluent les classes N et R dans une classe, la classe C, pour les combinaisons de charbon que leurs spectres exposent.)

En plus du type spectral, les astronomes moderns rajoutent une classe de luminosité, qui varie de I à VI en ordre de luminosité amointante. Le type spectral du soleil est G2 et sa class de luminosité et V (cinq).

Classe Température Couleur Éléments Notes
W 106,000 K Violette Hélium, carbone, oxygène, et azote ionisés Étoiles Wolf-Rayet. De sous-classes additionnelles incluent WC (surabondant carbone et oxygène) et WN (surabondant azote)
O 30,000 K Bleue Hélium, azote, et oxygène ionisés. Lignes faibles de Balmer (hydrogène aux sous-classes les plus hautes.
B 13,000 K to 20,000 K Bleue Hélium neutre; silicium, oxygène et magnésium ionisés. Hydrogène (lignes de Balmer) apparaissent en force.
A 75,00 to 10,000 K Bleue-blanche Hydrogène, calcium, hélium Lignes Balmer dominent. Lignes K (calcium) apparaissent maintenant.
F 7,000K to 9,000K Blanche-jaune Hydrogène, calcium, fer, manganèse, sodium Lignes de Balmer faiblissent. Lignes K plus fortes.
G 5,200 to 6,000K Jaune Calcium, hydrogène, autres métaux Lignes de Balmer faiblissent encore. Lignes K dominent. Métaux apparaissent maintenant.
K 4000K to 5100K Orange Calcium, métaux neutres, oxyde de titanium
M 3000K Rouge Oxyde de titanium, iode de fer Force bandes moléculaires
N,R 2300K to 2600K Rouge Combinaisons de carbone evolutionstars
S 2300K to 2600K Rouge Hydrogène, oxyde de zirconium

De bonne heure dans le vingtième siècle, les astronomes Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell ont préparé le premier diagramme de température stellaire comme fonction de luminosité. Autres astronomes ont depuis préparé des versions du diagramme montant la magnitude absolue comme fonction de couleur. Ce diagramme mont une « série principale » d'étoiles pour lesquelles la luminosité déchoit alors que la température s'augmente, mais monte aussi une population des « naines blanches », ou d'étoiles très chaudes mais obscurcies, et la population des étoiles géantes et super-géantes qui sont beaucoup plus lumineuses que leurs températures indiqueraient.[11]

Types de population

Avec les études de luminosité, les études de la motion des étoiles (la kinématique d'étoiles) ont été très importantes pour déduire la structure de nôtre Galaxie de la Voie lactée. En 1944, les astronomes notaient que la vitesse sépare les étoiles naturellement dans groupes des étoiles de velocité basse (qui s'appellent population I) et des étoiles de haute vélocité (qui s'appellent population II). Parce que ces vitesses sont relatives au soleil, les étoiles de population I sont en orbite dans le disque de la galaxie comme le soleil, bien que les étoiles de population II s'associent de plus avec l'auréole d'étoiles au-dessus et au-dessous le disque plus plat de la galaxie. Intéressamment, les étoiles de population I tendent d'avoir plus de métallicité que les étoiles de population II, et les étoiles les plus lumineuses sont en général de population I.

Faulkner[12] note que ceci se conforme très naturellement dans la théorie évolutionnaire de la formation des étoiles, et les créationnistes doivent répondre à la. La raisonnabilité de la théorie pour expliquer les deux populations d'étoiles exige l'investigation par les créationnistes, bien que les concepts créationnistes tels que la cosmologie de trou blanc se conforme aussi à ce genre de témoignement.

Récemment ces suppositions des populations stellaires reconnues commes challenges aux créationnistes par Faulkner a été défié avec des observations récentes par Giampaolo Piotto représentant l'Université de Padua en Italie.[13] Piotto menait un groupe de scientifiques qui ont observé et analysé un amoncellement globulaire qui s'est appelé NGC 2808. Piotto a dit au journal New Scientist que « NGC 2808 s'est considéré seulement un amoncellement globulaire normal, et personne s'est attendue à cet capacité de voir trois populations distinctes stellaires... ». En outre il a dit que « Ce resultat dit que les étoiles dans les amoncellements globulaires ne sont pas assez simples que nous enseignons à nôtres étudiants. » Les étoiles problématiques sont riches en hélium et pas d'étoiles de population III.[14]

Faulkner note aussi que la cosmologie de la grande explosion présume qu'il y aurait un groupe d'étoiles de « population III » qui n'ont pas de métaux. Cherches ont démontré quelques restes de telles populations mais présentent une autre difficulté: cet échantillon de population III s'est trouvé dans un amoncellement globulaire avec les deux autres populations. Ceci représente une complexité massive que la cosmologie de la Grande Explosion n'explique qu'avec la difficulté. La difficulté théoretique de commone ces première étoiles peut s'être formées est aussi une qui trouble la cosmologie de la Grande Explosion.

Études de la formation des étoiles ont démontré qu'une nuage de poussière et de gaz ne se condensera pas normalement dans une étoile parce qu'aucun chauffage léger cause la poussière et le gaz de se disperser plus vite que la gravité peut l'engrener. Ainsi, les étoiles sont crues de naître lorsque l'onde de pression d'une supernova passe à travers une nuage de poussière prête de se condenser. Ceci veut dire qu'il exige des étoiles (ou à moins quelque chose semblable à une supernova) pour former des étoiles. Ceci rappelle quelques aux créationnistesionists les arbres dans une forêt. Les arbres peuvent se reproduire si on a des arbres au commencement. Si les étoiles ont besoin des étoiles pour se former, commen les premières étoiles se sont-elles formées?

Production d'énergie

La réaction cyclique de fusion nucléaire de carbone-azote-oxygène (Cycle CNO) par laquelle les étoiles convertient hydrogène à hélium. Les modèles théorétiques montrent que le cycle CNO est la source dominante d'énergie en les étoiles plus lourdes que le soleil.[15]
Le Soleil, et les étoiles assez massives que le Soleil ou moins massives, utilisent communement un processus de fusion nucleaire qui s'appelle la chaîne proton-proton pour produire l'énergie. Une description complète de ce processus apparaît ici.

En 1938 et 1989, deux physiciens, Carl F. von Weizsäcker[16] et Hans Bethe[17] ont proposé indépendamment un processus de fusion nucléaire, le Cycle carbone-azote-oxygène, par lequel les étoiles plus massives que le soleil produisent énergy. Dans ce processus, les étoiles convertent hydrogène à hélium en utilisant carbone, azote, et oxygène comme catalyseurs. La réaction produit aussi deux positrons et deux neutrinos d'électron.[18]

Les équations pour le cycle suivent:

{}^{12}_6\!\mbox{C} + {}^1_1\!\mbox{H} \to {}^{13}_7\!\mbox{N} + \gamma + \mbox{1.95 MeV}

{}^{13}_7\!\mbox{N} \to {}^{13}_6\!\mbox{C} + {}^0_1\!e^+ + {}^0_0\!\nu_e + \mbox{2.22 MeV}

{}^{13}_6\!\mbox{C} + {}^1_1\!\mbox{H} \to {}^{14}_7\!\mbox{N} + \gamma + \mbox{7.54 MeV}

{}^{14}_7\!\mbox{N} + {}^1_1\!\mbox{H} \to {}^{15}_8\!\mbox{O} + \gamma + \mbox{7.35 MeV}

{}^{15}_8\!\mbox{O} \to {}^{15}_7\!\mbox{N} + {}^0_1\!e^+ + {}^0_0\!\nu_e + \mbox{2.75 MeV}

{}^{15}_7\!\mbox{N} + {}^1_1\!\mbox{H} \to {}^{12}_6\!\mbox{C} + {}^4_2\!\mbox{He} + \mbox{4.96 MeV}

La dernière réaction reproduit le {}^{12}_6\!\mbox{C} nucléus que la première réaction consomme. Le résultat final de ce processus est:

\mbox{4} {}^1_1\!\mbox{H} \to {}^4_2\!\mbox{He} + \mbox{2} {}^0_1\!e^+ + \mbox{2} {}^0_0\!\nu_e + \mbox{3} \gamma + \mbox{26.8 MeV}

Rarement, ce cycle se ramifie en un cycle assez différent engagant fluor, et ce deuxième cycle se croit se ramifier encore en quelques d'étoiles les plus massives.

Actualités

  • Star cluster's triple baby boom puzzles astronomers « Astronomes se cassent les têtes concernant un étrange et ancien amoncellement d'étoiles qui accueille trois générations d'étoiles au lieu de l'une normale. »
  • V838 Mon: Mystery Star « Les observations indiquent que l'étoile en éruption s'est transformée depuis une période de mois d'une petite étoile basse-lumineuse un peu plus chaude du Soleil, à une étoile très-lumineuse, fraîche, et super-géante subiant des changes rapides et complexes de luminosité. La transformation défie la connaissance conventionnelle des cycles de vie stellaire. »

Références

  1. 1,0 et 1,1 World Book at NASA: Star par NASA (États-Unis).
  2. Speedy star changes baffle long-agers Creation 19(4):7–9. Septembre 1997
  3. 3,0 et 3,1 "Star: Determinig stellar distances." Encyclopædia Britannica. 2008. Encyclopædia Britannica Online. Accédé le 21 avril 2008
  4. Weisstein, Eric W. "Right Ascension." Eric Weisstein's World of Astronomy, 2007. Accédé le 21 avril 2008.
  5. Weisstein, Eric W. "Declination." Eric Weisstein's World of Astronomy, 2007. Accédé le 21 avril 2008.
  6. Haworth, David. "Star Magnitudes." Observational Astronomy, 2003. Accédé le 21 avril 2008.
  7. Quelques modèles cosmologiques spécifient une expansion de l'espace lui-même, et pas seulement la matière dans lequel. Selon ces modèles, une étoile changée à la rouge est dane une partie d'espace qui encore s'était dilatée bien que la lumière incidente s'est générée.
  8. "Life Cycles of Stars." Goddard Space Flight Center, le 21 novembre 2002. Accédé le 22 avril 2008.
  9. "Harvard Spectral Classification." Study Astronomy Online at Swinburne University. Accédé le 22 avril 2008.
  10. Irizarry, David. "The Secrets of the Harvard Classification Revealed." The Webfooted Astronomer, Seattle Astronomical Society, février 2000. Accédé le 22 avril 2008.
  11. "Hertzsprung-Russell Diagram." Study Astronomy Online at Swinburne University. Accédé le 22 avril 2008.
  12. The Role of Stellar Population Types in the Discussion of Stellar Evolution par Danny Faulkner. CRSQ 30(1):8-11, juin 1993.
  13. Star cluster's triple baby boom puzzles astronomers par David Shiga. NewScientist news service. Le 2 mai 2007
  14. Rogue hot stars discovered in 'boring' clusters. Revue New Scientist. Septembre 2006, nr. 2567 p. 15
  15. Cycle carbone-azote-oxygène par Wikipédia
  16. Von Weizsäcker, Carl F. Physik. Zeitsch. 39:633, 1938.
  17. Bethe, Hans A. « Energy Production in Stars. » Physics Review 55(5):434-456, 1939. doi:10.1103/PhysRev.55.434 Accédé le 27 juin 2008.
  18. Krane, Kenneth S. Introductory Nuclear Physics. New York: John Wiley and Sons, 1988, p. 537. ISBN 9780471805533


Liens externels

  • Evolution of Stars Cartage
  • The First Stars, by Volker Bromm and Richard Larson. Ann Rev Astron Astrophysics 2004: 42
Feature star.jpg
Article promu
Reconnu pour qualité et valeur exceptionnelle. Voyez aussi autres articles promus.


Voyez aussi