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LES ETOILES . . .
Notre Soleil par exemple
La plus grande majorité des étoiles se trouvant dans ce que l'on appelle la séquence principale (voir un peu plus loin) c'est l'une d'elles, la plus proche de nous, le Soleil, que nous allons prendre comme exemple.
C'est une sphère de plasma très lumineuse. Le cœur de l'étoile est une réaction de fusion nucléaire, fusion de l'hydrogène et de l'hélium (Chaque seconde, le soleil transforme 700 millions de tonnes d'hydrogène, H, en 696 millions de tonnes d'hélium, He). Cette réaction nucléaire est due à sa masse et à sa densité ces deux dernières sont engendrées par sa propre gravité. Elle atteint une température de plusieurs millions de degrés et libère une intense énergie lumineuse. L'équilibre hydrostatique est le contrebalancement de la force de gravitation par l'énergie lumineuse, c'est ce qui "stabilise" l'étoile. Elles se trouvent pour grande majorité sur la séquence principale du « diagramme HR » (Hertzsprung-Russell).
Lorsque l'étoile aura brulée la plus grande partie de son hydrogène l'énergie qui contre la gravité va diminuer alors les noyaux d'hélium vont ...
Le diagramme de Hertzsprung-Russell
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.