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LES ETOILES . . .
Les étoiles : moteurs de l’Univers
Les étoiles sont des astres constitués principalement d’hydrogène et d’hélium, maintenus par la gravité et animés par des réactions nucléaires. Elles naissent dans des nuages de gaz et de poussières appelés nébuleuses. Sous l’effet de la gravité, la matière s’effondre et la température augmente jusqu’à atteindre plusieurs millions de degrés : c’est le début de la fusion nucléaire, qui transforme l’hydrogène en hélium et libère une immense quantité d’énergie sous forme de lumière et de chaleur.
La vie d’une étoile dépend de sa masse :
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Les étoiles de faible masse (comme le Soleil) vivent plusieurs milliards d’années. Elles deviennent des géantes rouges, puis des naines blanches.
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Les étoiles massives évoluent plus rapidement. Après avoir épuisé leur carburant, elles explosent en supernova, laissant derrière elles une étoile à neutrons ou un trou noir.
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Les étoiles jouent un rôle fondamental dans la chimie cosmique : elles fabriquent, par fusion et lors des supernovas, les éléments lourds (carbone, oxygène, fer…) indispensables à la vie. Ainsi, nous sommes faits de poussières d’étoiles.
Aujourd’hui, l’étude des étoiles repose sur la spectroscopie, qui révèle leur composition, leur température et leur mouvement. Les diagrammes de Hertzsprung-Russell permettent de classer les étoiles selon leur luminosité et leur température, offrant une vision globale de leur évolution.
Le diagramme de Hertzsprung–Russell
Le diagramme de Hertzsprung–Russell (ou diagramme H–R) est un outil fondamental en astrophysique, permettant de visualiser la luminosité des étoiles en fonction de leur température ou type spectral. Ce diagramme révèle également des informations sur l’âge des étoiles et sur leur évolution.
Sur cet outil, l’axe horizontal correspond à la température, qui diminue de gauche à droite, et l’axe vertical indique la luminosité absolue, qui augmente vers le haut.
Il est remarquable de noter que les étoiles les plus brûlantes sont bleues plutôt que rouges. Leurs températures oscillent entre environ 3 000 K pour les astres rouges et 50 000 K pour les astres bleus.
En termes de luminosité, les étoiles les plus éclatantes se trouvent en haut du graphique, tandis que les plus ternes sont reléguées en bas.
Bibliographie
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"Hertzsprung–Russell diagram | Definition & Facts", Britannica [britannica.com]
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Anne Helmenstine, "Hertzsprung‑Russell Diagram in Astronomy", ScienceNotes (2025) [sciencenotes.org]
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"Hertzsprung‑Russell Diagram", COSMOS – Swinburne University [astronomy....win.edu.au]
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"HR diagram - IGCSE Physics Revision Notes", Save My Exams [savemyexams.com]
VOICI UNE XECLLENTE VIDEO QUI VOUS MONTRE LA NAISSANCE, la VIE D'UNE ET LA MORT D'UNE ETOILE SELON SON TYPE.
En astronomie, le diagramme de Hertzsprung-Russell, en abrégé diagramme H-R, est un graphe dans lequel est indiquée la luminosité d'un ensemble d'étoiles en fonction de leur température* effective. Ce type de diagramme a permis d'étudier les populations d'étoiles et d'établir la théorie de l'évolution stellaire.
La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident, elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux). Si la concentration d'étoiles y est si élevée, c'est parce que celles-ci y passent environ 90 % de leur vie en évoluant très peu, brûlant l'hydrogène en leur cœur.
En astronomie, la séquence principale est une bande continue et bien distincte d'étoiles qui apparaissent sur des diagrammes où l'abscisse est l'indice de couleur B-V ** et l'ordonnée la luminosité ou, en sens inverse, la magnitude absolue des étoiles. Ces diagrammes couleur-luminosité sont connus sous le nom de « diagrammes de Hertzsprung-Russell », d'après leur co-inventeurs Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Les étoiles figurant dans cette bande sont connues sous le nom d’étoiles de la série principale, ou « étoiles naines ». Ainsi, environ 90 % des étoiles observées au-dessus de 0,5 M☉*** sont sur la séquence principale.
*Température de la couleur en degrés Kelvin K
** Indice de couleur BV : mesure effectuée à travers deux filtres, un bleu et un vert
*** M☉ Masse solaire
La composition d'une étoile varie avec le temps. Composée d'hydrogène et d'hélium en début de vie, la fusion thermonucléaire engendre la naissance de nouveaux atomes plus lourds jusqu'aux métaux lourds, c’est la nucléosynthèse stellaire.
Seules les étoiles géantes ont la possibilité d'atteindre ce dernier stade. Les étoiles de la taille de la Terre ne sont pas assez massives pour produire plus que de l'hélium, du carbone et de l'oxygène puisque les conditions de température et de densité sont insuffisantes pour réaliser la synthèse du néon, du silicium, du magnésium, du soufre, du fer, etc.
La métallicité désigne la proportion, en quantité ou en masse, d'atomes plus lourds que l'hélium, que ce soit dans une étoile, dans le milieu interstellaire, ou dans une galaxie. Elle est désignée par la lettre Z. L'hydrogène et l'hélium sont désignés par les lettres X et Y respectivement.
Des étoiles (deux ou plusieurs) peuvent être liées gravitationnellement et former ainsi un système multiple. Quand deux étoiles sont très proches l'une de l'autre, il y a interférence gravitationnelle entre elles ce qui interagit sur leur évolution.
Notre soleil est une étoile modeste son rayon est d'environ 750 000 km, sa masse 10^29 tonnes*, sa métallicité X=0,8 (80 % de la masse du Soleil est composée d'hydrogène), Y=0,18 et Z=0,02. Ces 2% semblent bien peu, mais sont en fait très importants et responsables en bonne partie de l'opacité de l'atmosphère de l'étoile, et sont donc importants pour le vent stellaire.
*100 000 000 000 000 000 000 000 000 000 de tonnes = cent milliards de milliards de milliards de tonnes.
LE SOLEIL VU PAR LE SATELLITE SDO
Le satellite Solar Dynamics Observervatory fêtait ses 5 années d'observations en 2015, voici une vidéo de la NASA, d'observations parmi les plus spectaculaires...
La surface du Soleil
Comme on ne l'avait encore jamais vue !
Situé à Haleakala, sur l'île de Maui à Hawaï, le télescope terrestre, DKIST, Daniel K. Inouye Solar Télescope nous offre ses premières images du Soleil. D'une finesse encore jamais atteinte elle nous permettent de distinguer des détail de 30 km sur une étoile de 1 400 000 km de diamètre. La connaissance de notre astre va beaucoup s'améliorer grâce à ce nouveau télescope.
La vidéo YouTube nous montre les mouvements de convections encore jamais observés.
Premières images du Soleil acquises par le télescope solaire Daniel K. Inouye, récemment mis en service. © National Science Foundation
Image plus détaillée jamais vues de la surface du Soleil. Elles ont été acquises par le télescope terrestre Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) lors de ses premières lumières. © NSO/AURA/NSF
Des cellules de convection en perpétuel mouvement
Ce que l'on voit, ce sont les cellules de convection qui constituent la surface du Soleil. Elles mesurent plus ou moins 1.000 kilomètres de diamètre et sont en perpétuelle évolution. Elles se déforment, apparaissent et disparaissent au gré des mouvements qui se produisent sous la surface du Soleil et qui conduisent le gaz le plus chaud à remonter de l'intérieur de l'étoile en surface.