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Étoile

Étoile

ko:항성 ms:Bintang ja:恒星 simple:Star th:ดาวฤกษ์
- En astronomie, une étoile est un astre semblable au Soleil qui puise son énergie grace à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant — généralement scintillant du fait de la turbulence atmosphérique —, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Ceci vient du fait que toutes les autres étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que ne l'est le Soleil. L'étoile la plus proche après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil. Système Solaire Une étoile typique ressemble au Soleil. Sa masse est de l'ordre de quelques 10 kilogrammes, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10 watts. Les étoiles se forment suite à la contraction et l'échauffement d'un nuage de gaz sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement est suffisant, il peut démarrer des réactions nucléaires au cœur du nuage. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10 et 10, ce qui représente approximativement le nombre de molécules contenues dans quelques centimètres cube d'air. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observable en plein jour (sauf Sirius dans d'excellentes conditions d'observation et quelques supernovae historiques). Le nombre d'étoiles observables la nuit à l'œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation.

Les constellations

En observant le ciel nocturne, l'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations. Les étoiles d'une constellation n'ont a priori rien de commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.

Caractéristiques principales d'une étoile

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires (voir Naines brunes) ; au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.

Diamètre

Comparativement à notre planète (environ 12 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier ! Le diamètre d'une étoile n'est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d'évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).

Magnitude

Température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil , Rigel par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, téléobjectif, lunette astronomique ou télescope), les étoiles K sont orange (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple Bételgeuse. On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l'indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l'étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

Vitesse de rotation

Toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes plus ou moins vite. Cela dépend de leur âge (freinage au cours du temps) mais aussi de l'état initial du nuage protostellaire ; enfin, cela dépend de leur masse et de leur statut d'étoile simple, binaire ou multiple. On n'accède pas directement à la vitesse de rotation mais à sa projection sur la ligne de visée : le fameux v.sini. Une étoile n'étant pas solide, elle est animée d'une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.

Spectre

Le spectre d'une source lumineuse et donc d'une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd'hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l'énergie lumineuse venant de l'étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d'abondances chimiques des couches externes de l'étoile.

Champ magnétique

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l'activité de l'étoile, c'est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l'astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l'activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d'intensité du champ magnétique.

Structure d'une étoile

Une étoile est structurée en différentes zones, décrites ci-après à partir du centre.

Le cœur

C'est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui fournissent l'énergie nécessaire à la stabilité de l'étoile. Le cœur est la zone la plus chaude qui dans le cas du Soleil atteint la température de 15,7 millions de kelvins.

La zone radiative

L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans le Soleil, la zone radiative met près d'un million d'années à sortir le rayonnement produit dans les parties centrales.

La zone convective

Au contraire de la zone précédente, la chaleur se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C'est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile, comme c'est le cas pour Bételgeuse.

La photosphère

C'est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres.

La couronne

C'est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Helios) : l'hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.

Évolution

→ Voir article de fond : évolution des étoiles. L'histoire d'une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d'existence, et conditionne sa fin. L'évolution d'une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernovae ou une nébuleuse planétaire.

Formation

Une étoile naît de la contraction d'un nuage riche en hydrogène. Sous l'influence d'une onde de densité (bras de galaxie), d'une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d'une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l'infrarouge). Ce rayonnement ralentit (par la pression de radiation), mais n'interrompt pas l'inexorable travail de la gravitation. Voir article de fond : formation stellaire.

La séquence principale

Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu'à l'allumage des réactions thermonucléaire (voir plus haut). L'étoile entre alors dans ce qu'on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son cœur, initialement et essentiellement constitué d'hydrogène et d'hélium, va progressivement se transformer en hélium. Des noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 neutrons), il se produit alors un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) : :2(¹H + ¹H → ²D + e^- + ν_e) (4,0 MeV + 1,0 MeV) :2(¹H + ²D → ³He + γ) (5,5 MeV) :³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H (12,86 MeV) La fusion a lieu dans le cœur de l'étoile, la zone centrale, du fait de la pression et de la température élevées qui y règnent. Dans ces conditions, les protons ont une grande vitesse qui leur permet de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc se repoussent) et de fusionner à l'aide de l'effet tunnel. D'autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d'énergie. Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'années avant d'atteindre la surface de l'étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

La fin d'une étoile

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le cœur de l'étoile, les réactions de fusion s'arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu'à prendre la forme d'une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d'une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l'étoile) d'un trou noir.

Les types d'étoiles

On peut classer les étoiles en différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.

Naines brunes : des étoiles ratées

Les naines brunes ne sont pas des étoiles. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives. Elles n'ont qu'un début de formation un peu lumineux, brillant par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! Il s'agit en fait des plus petites étoiles dignes de ce nom. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant et vivent très longtemps. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une.

Naines jaunes

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Le Soleil est une naine jaune typique.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géantes bleues et supergéantes rouges

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes: des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène. Lorsqu'elle ne contient plus d'hydrogène dans son cœur, une géante bleue y fusionne de l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge. L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Les naines blanches sont les cœurs d'étoiles mortes qui ont expulsé leurs couches externes. Leur taille est environ celle de la Terre. Elles sont blanches car leur température de surface après leur naissance est extrêmement élevée. Au cours du temps elles se refroidissent par perte de rayonnement pour finir comme astres froid et invisibles. Ces étoiles sont mortes : il n'y a plus de réactions nucléaires en leur cœur. Les progéniteurs des naines blanches sont des étoiles dites de masses intermédiaires, c'est à dire entre ~1 et ~8 masses solaire. Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée. La matière est dans un état dégénéré et sa densité est telle que ses composants, électrons ou neutrons, sont tellement proches que le facteur principal de la pression provient du principe d'exclusion de Pauli; c'est la pression de dégénérescence. La densité d'une naine blanche est donc énorme. Une cuillère à thé de matière d'une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d'un éléphant. Cette densité extrême impose aux électrons de se repousser énergiquement. Il se crée ainsi une force de pression qui s'oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l'absence de fusion nucléaire en son cœur. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,4 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 et est complètement détruite. Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

Naines noires

Comme un élément de cuisinière qu'on éteint, les naines blanches se refroidissent lentement. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d'une dizaine de milliards d'années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire. L'Univers, vieux de 13,7 milliards d'années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires. Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires. Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons . Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Le moment cinétique de l'étoile étant conservé lors de l'effondrement du cœur, l'étoile à neutron possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d'une étoile à neutron et que la ligne de visée est perpendiculaire à l'axe de rotation de l'étoile, celui-çi verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s'appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovae, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l'explosion d'une étoile massive en 1054, supernova observé par les astronomes chinois. Sa découverte fut faite par les radioastronomes. Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu'à former un trou noir.

Les systèmes stellaires

Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu'un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d'étoiles, l'ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre un loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d'étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l'étude des amas de la Galaxie.

Les systèmes binaires

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l'une autour de l'autre. L'élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d'autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l'une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l'étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l'étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie. L'astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l'espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d'étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d'une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s'en servir pour déterminer l'âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie. On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d'étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d'étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années. Les AG sont de forme sphérique d'où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu'on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d'années.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu'elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d'un certain temps.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d'étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d'étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.

Les systèmes planétaires

Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d'elles. Ainsi, le Système solaire est composé d'une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes. Récemment, des planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu'ici unique.

Voir aussi

Liens internes

- Liste des étoiles les plus brillantes

Soleil

Cet article traite du Soleil en tant qu'astre. Pour les autres sens, voir soleil (homonymie) ---- Le Soleil est l'étoile du système solaire auquel appartient la Terre. Le demi-grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, fut la définition originale de l'unité astronomique (u.a.). Le Soleil fait partie d'un ensemble constitué de matière interstellaire et d'environ 200 milliards d'étoiles : notre Galaxie. Il se situe à 15 pc du plan équatorial du disque, et est distant de 8 600 pc (environ 25 000 années lumière) du centre galactique.

Caractéristiques physiques

Le Soleil est une étoile naine évoluant sur la séquence principale, de type spectral G2, ce qui signifie qu'elle est légèrement plus chaude et plus brillante que la moyenne mais bien moins lumineuse qu'une géante rouge. Une étoile de type G2 reste sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell pendant environ dix milliards d'années. L'âge du Soleil et du système solaire est estimé à environ cinq milliards d'années. La brillance du Soleil augmente d'environ 7% par milliard d'années écoulé. Au centre du Soleil, des réactions de fusion nucléaire transforment l'hydrogène en hélium. L'énergie produite par ces réactions parvient jusqu'à la surface du Soleil qui émet des rayonnements électromagnétiques et un flux de particules : on nomme l'ensemble vent solaire. L'énergie dégagée par le Soleil est de 382,6 YW ou 382,6×10²⁴ W. Chaque seconde, 0,7×10¹² kg d'hydrogène sont transformés en 0,695×10¹² kg d'hélium, la perte de masse de 5×10⁹ kg étant convertie en énergie, principalement sous la forme de rayonnements et de particules. Un modèle du Soleil [2] permet d'estimer la température de son noyau à 15,43 millions de kelvins et la densité à 145 700 kg/m³. Cette partie active du noyau n’occupe toutefois qu’un centième de son volume total. Dans certains modèles, le « feu nucléaire » s'éteint à 175 000 km du centre (quart du rayon) ; la température a déjà chuté de moitié et la densité n'est plus que de 20 000 kg/m³ (comparable à celle de l'or). À une distance du centre égale au 3/4 du rayon, la densité n'est plus que de 200 kg/m³ et nous nous trouvons en lisière de la zone de convection. Sur ces 380 000 km, la température a chuté de 7 MK à environ 2 MK. Pour finir, la température atteint 5780 K à la surface, où la densité n'est plus que de 10^-4 kg/m³, près de dix mille fois inférieure à la densité de l'air (de la Terre) aux conditions normales de pression et de température. La mesure du nombre de neutrinos reçus sur la Terre (ceux-ci sont produits dans le Soleil de façon quasi exclusive) n'est que le tiers de celui prédit par la théorie, ce qui a longtemps été inexpliqué. Récemment, il a été démontré que les neutrinos avaient une masse, extrêmement faible ; ainsi, une partie du flux de neutrinos émis par le soleil peut se transformer en d'autres variétés de neutrinos (non détectées) avant d'atteindre la Terre. La structure et dynamique interne du Soleil peuvent-être étudiées en utilisant les techniques de l'héliosismologie.

Structure

Structure du Soleil En allant du centre vers l'extérieur on rencontre :
- le noyau, où se développent les réactions thermonucléaires : au centre, la température est de 14 MK, et la pression de 150×10⁹ atmosphères.
- la zone radiative : de 7 à 2 MK.
- La tachocline, couche intermédiaire.
- la zone convective : de 2 MK à 6000 K.
- la photosphère, surface visible du Soleil où apparaissent les granules et taches solaires.
- la chromosphère, couche de gaz fortement ionisée (plasma) d'une épaisseur de 15 000 km environ.
- la couronne, qui s'étend de 15 000 km à 1 ou 2 millions de km. Sa température atteint 1 000 000 K. Elle ne peut être convenablement observée que lors des éclipses totales de soleil, car son rayonnement est très faible comparé à ceux de la photosphère et de la chromosphère.

Le système solaire

À lui seul, le soleil représente 99,8 % de la masse totale du système solaire, les 0,2 % restants incluant les planètes (surtout Jupiter), dont la Terre. Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes

Notes

Valeur maximale.
Cette distance n'est pas connue avec une grande précision en raison de la forte absorption interstellaire au centre du disque.

Symbolisme

Le soleil est un symbole très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture. D'une façon générale, il est un principe masculin, actif. Toutefois, certains peuples nomades d'Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c'est aussi le cas des Japonais, pour qui le Soleil est Dame Amaterasu, la dame soleil, épouse du seigneur Lune. Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (déesse du Soleil) et Mani (dieu de la Lune), une idée que J. R. R. Tolkien a importée dans son œuvre. Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie. Si le Soleil venait à disparaître, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s'éteindrait sur Terre, d'où le symbole de vie (donneur de vie). Dans l'Égypte antique, Râ (ou Rê) est le dieu-Soleil (il était l'un des dieux les plus importants, voire le plus important) et Akhénaton en fera son dieu unique sous le nom d'Aton. Dans le Panthéon grec c'est Apollon, fils de Zeus et du titan Léto. Citons aussi Hélios qui est la personnification du Soleil lui-même. Les Aztèques l'appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maître du monde. S'il n'est pas associé à un dieu, des gens l'ont associé à eux-mêmes comme le roi de France Louis XIV surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise se targue de descendre d'Amaterasu, déesse du Soleil. En alchimie, le symbole du Soleil et de l'or est un cercle avec un point au centre : alchimie. Il représente l'intérieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie comme en astrologie, le symbole est le même.

Voir aussi

- analemme
- astronomie
- autorégulation du Soleil
- couronne solaire
- cycle solaire
- éclipse
- sursaut solaire
- transit
- Énergie solaire

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=3 Astrofiles: le soleil]
- [http://ptaff.ca/soleil/ Heure de lever et de coucher du soleil pour tous les endroits du monde]
- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=soleil Le Système Solaire - Le Soleil] Catégorie:Symbolique catégorie:étoile catégorie:Soleil als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Proxima du Centaure

Catégorie:Étoile Cet article porte sur le système à trois étoiles Alpha du Centaure. Pour le Jeu de gestion et de stratégie par tour de Sid Meier, voir Alpha Centauri ----- Alpha Centauri Alpha Centauri ou Alpha du Centaure est l'étoile la plus proche du soleil. C'est aussi l'étoile la plus brillante de la constellation du Centaure et la troisième plus brillante de tout le ciel, bien que qu'elle soit trop au sud pour être visible dans la majeure partie de l'hémisphère nord. Cette étoile possède un nom : Rigil Kentaurus, mais elle est plus connue sous sa désignation de Bayer : Alpha Centauri.

Une étoile triple

désignation de Bayer En réalité, ce n'est pas une étoile mais un système de trois étoiles très proches : Alpha Centauri A et Alpha Centauri B, les deux étoiles principales qui forment une étoile double et Proxima Centauri, une naine rouge beaucoup moins lumineuse. Alpha Centauri A est une étoile de type spectral G2, très semblable au soleil, quoiqu'un peu plus grande et plus lumineuse. Alpha Centauri B est un peu moins lumineuse et de type spectral K1. Elles orbitent l'une autour de l'autre, leur éloignement variant de 11,2 à 35.6 unités astronomiques sur une période de 80 ans. Des trois étoiles, c'est Proxima Centauri qui est la plus proche de nous, à 4,22 années lumière, soit 270 000 fois la distance entre la Terre et le Soleil. Proxima est une naine rouge de magnitude apparente 11, donc beaucoup trop faible pour être vue à l'œil nu. Elle est éloignée d'Alpha Centauri par 13 000 unités astronomiques et orbite peut-être autour de celle-ci avec une période d'environ 500 000 ans; pour cette raison, Proxima est parfois appelée Alpha Centauri C. Bien qu'il n'est pas certain que cette orbite existe, l'association entre ces trois étoiles n'est pas entièrement accidentelle car elles se déplacent ensemble toutes les trois.

Possibilité de formation de planètes

Des modèles informatiques de formation planétaire suggèrent que des planètes telluriques pourraient se former autour de Alpha Centauri A et B, mais que des planètes gazeuses comme Jupiter et Saturne ne pourraient pas se former car les effets gravitationnels provoqués par l'étoile double empêcheraient cette formation. Certains croient qu'une planète qui se formerait dans le système d'Alpha Centauri serait très sèche, car on pense que la présence de planètes gazeuses, beaucoup plus massives, est essentielle pour attirer les comètes et donc fournir les planètes telluriques en eau.

Liens internes

- Alpha Centauri B
- Proxima Centauri
- Constellation du Centaure
- Liste d'étoiles proches
- Liste des étoiles les plus brillantes
- Observation du ciel
- étoile

Liens externes

- http://homepage.sunrise.ch/homepage/schatzer/Alpha-Centauri.html ja:ケンタウルス座アルファ星

Kilogramme

Catégorie:Unité SI de base Catégorie:Unité de masse Catégorie:Unité de masse Le kilogramme (symbole kg) est la masse d'un cylindre en platine iridié (90 % Pt, 10 % Ir) de 39 mm de diamètre et 39 mm de haut déclaré unité SI de masse depuis 1889 par le Bureau international des poids et mesures. C'est la seule unité de mesure du Système international d'unités à comporter un préfixe multiplicateur. C'est également la seule unité du Système international qui soit toujours représentée par un étalon matériel. Celui-ci est conservé sous trois cloches de verre scellées et n'est sorti que pour réaliser des étalonnages (opération qui n'a eu lieu que trois fois depuis sa création). Malgré ces précautions, la masse du prototype a déjà varié de quelques microgrammes. Cependant, depuis que le SI a défini les valeurs des constantes de Josephson (CIPM (1988) Recommandation 1, PV 56; 19) et von Klitzing (CIPM (1988), Recommandation 2, PV 56; 20), il est possible de combiner ces valeurs (K_J ≡ 4,835 979×10⁺¹⁴ Hz/V et R_K ≡ 2,581 280 7×10⁺⁴ Ω) avec la définition de l'ampère afin de définir le kilogramme comme ceci :

Le kilogramme est la masse qui subirait une accélération de précisément 2×10^-7 m/s² lorsqu'elle est soumise à la force par mètre entre deux conducteurs parallèles, rectilignes, de longueur infinie, de section circulaire négligeable, placés à une distance de un mètre l'un de l'autre dans le vide, et à travers desquels passe un courant électrique constant d'exactement 6 241 509 629 152 650 000 charges élémentaires par seconde.

C'est un multiple du gramme ; 1 kilogramme = 1000 grammes. Ces unités sont aussi utilisées en physique relativiste comme unités d'énergie.

Multiples, sous-multiples et autres unités

Contrairement aux autres unités du système international, le nom « kilogramme » comporte déjà un préfixe. En théorie, on peut appliquer tous les préfixes au gramme, ainsi, un mégagramme (Mg) disignerait 1 000 kg et un décagramme (dag) 0,01 kg. Dans la pratique, seuls les sous-multiples du gramme sont utilisés (les unités en italiques sont peu usitées) :
- gramme (g) : 1 g = 0,001 kg, 1kg = 1 000 g ;
- décigramme (dc) : 1 dg = 0,000 1 kg, 1 kg = 10 000 dg ;
- centigramme (cg) 1 cg = 0,000 01 kg, 1 kg = 100 000 cg ;
- milligramme (mg) : 1 mg = 0,000 001 kg = 10^-6 kg, 1 kg = 1 000 000 mg = 10⁶ mg ;
- microgramme (µg) : 1 µg = 0,000 000 001 kg = 10^-9 kg, 1kg = 1 000 000 000 µg = 10⁹ µg;
- nanogramme (ng) : 1 ng = 10^-12 kg, 1 kg = 10¹² ng ;
- picogramme (pg) : 1 pg = 10^-15 kg, 1 kg = 10¹⁵ pg. Voir aussi Préfixe du système international. On utilise également couramment des noms d'unités anciennes, mais arrondies à des valeurs « exactes »
- la livre : 1 lb = 0,5 kg, 1 kg = 2 lb ;
- le quintal : 1 quintal = 100 kg, 1 kg = 0,01 quintal ;
- la tonne : 1 t = 1 000 kg, 1 kg = 0,001 t. Les unités anglo-saxonnes sont assez largement utilisées de part le monde. On utilise couramment les unités du système avoirdupois (av), et dans certains cas spécifiques (médicaments, métaux précieux) les unités du système troy (t).
- Système avoidupois
- livre (lb av) : 1 lb av = 0,453 592 37, 1 kg = 2,204 622 6 lb av
- once (oz av) : 1 oz av = 0,028 349 523 125 kg, 1 kg = 35,273 961 950 oz av
- Système troy
- livre (lb t) : 1 lb t = 0,373 241 721 6 kg, 1 kg = 2,679 228 881 lb t
- once (oz t) : 1 oz av = 0,031 103 476 8 kg, 1 kg = 32,150 747 oz t La table ci-dessous indique les correspondances entre les unités ci-dessous ; les valeurs en italiques indiquent les croisement entre les systèmes anglo-saxons.

Liens externes

- [http://www1.bipm.org/fr/si/history-si/name_kg.html Le nom « kilogramme » : une fantaisie de l'histoire]
- [http://www.cybersciences.com/Cyber/2.0/Q7615.asp Combien pèse exactement un litre d'eau douce en kilogramme?] Contient des informations sur la genèse du mot kilogramme ja:キログラム ko:킬로그램 simple:Kilogram th:กิโลกรัม zh-min-nan:Kong-kin

Watt

Le watt (symbole: W) est l'unité SI de puissance, de flux énergétique et de flux thermique Un watt est la puissance d'un système énergétique dans lequel est transférée uniformément une énergie de 1 joule pendant 1 seconde (1 J s^-1). En électricité le Watt correspond à un courant de 1 Ampère sous une tension de 1 Volt. En ajoutant la constante temps 1 heure on parle de Watt/heure. Le watt est nommé d'après James Watt pour sa contribution au développement de la machine à vapeur. Catégorie:Unité SI Catégorie:Unité de mécanique catégorie:Unité de mesure thermodynamique catégorie:Unité de mesure électromagnétique ja:ワット ko:와트 simple:Watt

Pression de radiation

Catégorie:Physique catégorie:Mécanique céleste La pression de radiation est la pression exercée sur une surface exposée à un rayonnement électromagnétique. Cet effet fut déduit théoriquement par James Maxwell en 1871 et fut détecté expérimentalement par Pyotr Lebedev en 1900 puis par Ernest Nichols et Gordon Hull en 1901. Cette pression est très faible mais peut être mesurée par exemple avec un radiomètre de Nichols. On peut montrer à l'aide de la théorie de l'électromagnétisme, la mécanique quantique ou la thermodynamique, en ne faisant aucune supposition sur la nature du rayonnement, que la pression exercée sur une surface exposée à un rayonnement uniforme dans toutes les directions est égale à 1/3 de l'énergie totale rayonnée par unité de volume. Pour le rayonnement d'un corps noir en équilibre avec la surface exposée, la densité de l'énergie, selon la loi de Stefan-Boltzmann, vaut 4σT⁴/c; où σ est la constante de Stefan-Boltzmann, c est la vitesse de la lumière et T est la température absolue du rayonnement. Le tiers de cette énergie égale 2,520×10^-15T⁴ Pa×K⁴. Par exemple, à la température d'ébullition de l'eau (373,15 K), cette pression vaut environ 5 micropascals, soit vingt fois moins qu'un milliardième de la pression atmosphérique. Des pressions si faibles sont toutefois capables d'exercer des effets significatifs soit parce qu'elles s'excercent sur des particules très petites comme les pollens ou des électrons, soit parce qu'elles s'excercent pendant un laps de temps très long, soit parce que la température est très élevée (cœur des étoiles) ou que la luminosité est très élevée (limite d'Eddington). La pression de radiation joue un rôle important dans la théorie de l'émission d'électrons par le Soleil, la compréhension du fonctionnement des étoiles, l'étude des comètes (voir aussi l'effet Yarkovsky et l'effet YORP) ainsi que d'autres processus astrophysiques. Dans le cœur des étoiles, la température est très élevée : les modèles actuels prédisent une température de 15 MK à l'intérieur du Soleil, et au cœur des étoiles supergéantes la température pourrait excéder 1 GK. Comme la pression de radiation augmente avec la quatrième puissance de la température, elle devient significative, voir prépondérante, à ces température élevées. Par exemple, dans le Soleil, la pression de radiation est encore faible par rapport à la pression du gaz (gravité et température) mais dans des étoiles plus lourdes, donc plus chaudes, la pression de radiation devient la partie dominante de la pression totale. Les photovoiles (incluant les statites) sont une méthode possible de propulsion spatiale qui utiliserait comme force motrice la pression de radiation exercée par le vent solaire sur une grande voile. ---- En acoustique, la pression de radiation est la pression unidirectionelle exercée à l'interface entre deux milieux lors du passage d'une onde sonore.

Univers

L'univers est l'ensemble de tout ce qui existe, comprenant la totalité des êtres et des choses, celle-ci comprenant ou non, selon les philosophies, les choses immatérielles. L'Univers est une notion scientifique qui désigne l'ensemble de la matière distribuée dans le temps et dans l'espace ; son étude fait l'objet de la cosmologie.

Découverte de l'Univers

C'est encore au "miracle grec" que l'on doit les premières avancées significatives dans la compréhension du monde.
- Aristarque de Samos est le premier, semble-t-il, à comprendre que le système planétaire est héliocentré. Cette découverte ne fait alors pas l'unanimité, pour des raisons philosophiques surtout en cela qu'une telle cosmologie est en désaccord avec la conception aristotélicienne du monde. Il calcule aussi la distance Terre-Lune dont il trouve une valeur très précise (60 rayons terrestres).
- Ératosthène se livre aussi, de son côté, à des calculs précis : par exemple, il ne se trompe que de 650 km dans sa mesure de la circonference d'un méridien terrestre, soit à peine plus de 1,5 % d'erreur.
- Hipparque poursuit ce travail : il recalcule la distance Terre-Lune, recense 1500 étoiles, calcule approximativement la période de précession des équinoxes. Tout ce savoir accumulé est repris et conservé par les Arabes à l'effondrement du monde gréco-romain, alors que le monde chrétien sombre dans l'obscurantisme : les théologiens restaurent ainsi le monde plat. Il faut attendre les conquêtes Arabes pour que l'Almageste de Ptolémée soit redécouverte. La Renaissance va porter à son apogée cette vision du monde, avec des systèmes cosmologiques très élaborés. La révolution dite copernicienne va bouleverser cette cosmologie, en trois grandes étapes : # Copernic redécouvre l'héliocentrisme. Toutefois, cette redécouverte n'est que partiellement révolutionnaire : en effet, Copernic reste attaché aux sphères transparentes censées soutenir les planètes et leur imprimer leur mouvement ; # Isaac Newton et Kepler posent les bases fondamentales de la mécanique planétaire, par leurs études respectives de la gravité et du mouvement elliptique des planètes autour du soleil. L'univers, toutefois, reste confiné dans le système solaire ; # Giordano Bruno étend le modèle solaire à toutes les étoiles, ouvrant l'univers à l'infini.

L'Univers d'après la théorie du big-bang

L'expansion de l'Univers, son âge et le big-bang

Les observations du décalage vers le rouge des rayonnements électromagnétiques en provenance d'autres galaxies suggèrent que celles-ci s'éloignent de notre galaxie, à une vitesse radiale d'éloignement supposée proportionnelle à ce décalage. En étudiant les galaxies proches, Edwin Hubble s'est aperçu qu'en général la vitesse d'éloignement d'une galaxie était proportionnelle à son éloignement, ce qui est connu sous le nom de loi de Hubble ; une telle loi correspond à un univers proche en expansion. Bien que la constante de Hubble ait été révisée par le passé dans d'importantes proportions (dans un rapport de 10 à 1), la loi de Hubble a été extrapolée aux galaxies éloignées, pour lesquelles la distance ne peut être calculée au moyen de la parallaxe ; cette loi est ainsi utilisée pour déterminer la distance des galaxies les plus lointaines. En extrapolant naïvement l'expansion de l'Univers dans le passé, on arrive à une singularité gravitationnelle, un concept mathématique plutôt abstrait, qui peut correspondre ou non à la réalité. Cela conduit à la théorie du big-bang, le modèle dominant de la cosmologie actuelle. L'âge de l'Univers, le moment où le big-bang s'est produit, est estimé actuellement à 13,7 milliards d'années, avec une incertitude de 0,2 milliard d'années, en se basant sur les mesures effectuées par la sonde WMAP de la NASA. Une des preuves supposées du big-bang est l'observation d'un rayonnement fossile micro-onde, remarquablement uniforme dans toutes les directions, qui serait le rayonnement, fortement atténué, produit par l'Univers peu après celui-ci ; les cosmologues l'expliquent par une première période d'inflation très rapide survenant peu après le big-bang.

Taille de l'Univers et Univers observable

On ne sait pas si l'univers est fini ou infini. Certains théoriciens penchent pour un univers infini, d'autres pour un univers fini mais non borné. L'univers observable se composant de tous les endroits qui pourraient nous avoir affectés depuis le big-bang, en tenant compte que la vitesse de la lumière est certainement finie. L'horizon cosmique se trouve à une distance de 13 à 14 milliards d'années lumière. La taille actuelle (la distance comobile) de l'univers observable est plus grande, puisque l'univers a continué de s'étendre pendant le temps que la lumière met à nous parvenir ; on estime qu'elle est d'environ 50 milliards d'années lumière (4,6×10²⁶m). L'univers observable contient environ 7×10²² étoiles, répandues dans environ 10¹⁰ galaxies, elles-mêmes organisées en amas et super-amas de galaxies. Le nombre de galaxies pourrait être encore plus grand, selon le champ profond de Hubble observé avec le télescope spatial Hubble. On notera que les articles populaires et professionnels de recherche en cosmologie emploient souvent le terme univers dans le sens dunivers observable. Nous vivons au centre de l'univers observable, en contradiction apparente avec le principe de Copernic qui dit que l'univers est plus ou moins uniforme et ne possède aucun centre en particulier. C'est simplement parce que la lumière ne se déplace pas à une vitesse infinie et que les observations que nous faisons proviennent donc du passé. En effet, en regardant de plus en plus loin, nous voyons des choses qui se sont passées à une époque de plus en plus proche du big-bang. Et puisque la lumière se déplace à la même vitesse dans toutes les directions, tous les observateurs vivent au centre de leur univers observable (sur Terre, nous avons pratiquement tous le même). D'un point de vue philosophique, la question de la finitude ou de la non-finitude de l'Univers a toujours préoccupé les hommes. L'Univers contenant par définition tout ce qui existe, y compris l'espace-temps (et c'est une précision essentielle), il ne peut pas avoir de « bord » tel que nous concevons intuitivement cette notion. En effet, l'existence d'un bord impliquerait qu'au-delà de ce bord, on ne serait plus dans l'Univers, ce qui est par définition absurde. Mais si l'Univers n'a pas de bord au sens intuitif de ce terme, alors son expansion n'est pas intuitive non plus : si elle l'était, dans quoi l'Univers serait-il en expansion? On voit que ce problème échappe à nos raisonnements, qui se basent toujours sur l'hypothèse fausse que l'Univers est galiléen. En définitive, les concepts de fini et d'infini ne peuvent pas être appliqués à l'Univers. La seule donnée qui semble intuitive et évidente, c'est que l'Univers a toujours eu, et aura toujours, une taille « suffisante » pour toutes ses activités.
Forme de l'Univers
Une importante question de cosmologie qui reste sans réponse est la forme de l'Univers. # Est-ce que l'univers est plat ? C'est-à-dire : est-ce que le théorème de Pythagore pour les triangles droits est valide à de plus grandes échelles ? Actuellement, la plupart des cosmologues croient que l'univers observable est (presque) plat, juste comme la Terre est (presque) plate. # Est-ce que l'univers est simplement connexe ? Selon le modèle standard du big-bang, l'univers n'a aucune frontière spatiale, mais peut néanmoins être de taille finie. Ceci peut être compris par une analogie bidimensionnelle : la surface de la terre n'a aucun bord, mais possède une aire bien déterminée. Vous pouvez également penser à un cylindre et imaginer de coller les deux extrémités du cylindre ensemble, mais sans plier le cylindre. C'est aussi un espace bidimensionnel avec une surface finie, mais au contraire de la surface de la Terre, il est plat, et peut ainsi servir de meilleur modèle. Par conséquent, à proprement parler, nous devrions appeler les étoiles et les galaxies mentionnées ci-dessus « images » d'étoiles et de galaxies, puisqu'il est possible que l'univers soit fini et si petit que nous pouvons voir une ou plusieurs fois autour de lui, et le vrai nombre d'étoiles et de galaxies physiquement distinctes pourrait être plus petit. Il y a des observations en cours pour déterminer si c'est vrai.
Avenir de l'Univers
Selon sa densité moyenne de matière et d'énergie, l'univers continuera à s'étendre indéfiniment ou il sera gravitationnellement ralenti et s'effondrera sur lui-même dans un « Big-Rip » ou « Big Crunch ». Actuellement, l'état de nos connaissances suggère non seulement qu'il y a insuffisamment de masse et d'énergie pour provoquer cet effondrement, mais que l'expansion de l'univers semble s'accélérer et continuera donc pour toujours. D'après une théorie de Stephen Hawking (dans son livre Une brève histoire du temps), si l'univers continue indéfiniment à s'étendre, les particules issues d'explosions successives ne seront plus assez proches les unes des autres pour recréer des étoiles après leur explosion. Toute activité dans l'univers s'éteindra ainsi à jamais.
Voir aussi

- Destin de l'Univers
- Masse de l'Univers Lien externe
- [http://www.astrofiles.net/article33.html Astrofiles : Le Big-Bang]
- [http://www.toutsurlaphysique.fr/src/articles/chronounivers/chronounivers.html Chronologie des découvertes cosmologiques] sur le site [http://www.toutsurlaphysique.fr Toutsurlaphysique.fr]
Homonymie
L'univers est un format français de papier défini par l'AFNOR
- ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

Centimètre cube

Centimetre cube Catégorie:Unité de volume Le centimètre cube (symbole: cm³) est l'unité de mesure de volume du système CGS. Un centimètre cube est le volume occupé par un cube d'un centimètre de côté. De même, le décimètre cube (qui représente le même volume qu'un litre) est le volume d'un cube d'un décimètre de côté et le mètre cube celui d'un cube d'un mètre de côté. :Attention, un décimètre cube est mille fois plus petit qu'un mètre cube et un centimètre cube est un million de fois plus petit qu'un mètre cube. Le symbole cc, bien que désuet, reste commun dans certains contextes, notamment en médecine (e.g. « 300 cc de cristalloïde sont nécessaires pour compenser chaque 100 cc de perte de sang ») et en mécanique automobile pour spécifier la cylindrée d'un moteur à combustion interne (e.g. « la Mini Cooper avait un moteur de 1275 cc »).

Sirius

Sirius est l'étoile principale de la constellation du Grand Chien. Vue de la Terre, Sirius est l'étoile la plus brillante du ciel après le Soleil (magnitude apparente de -1,46). Elle se trouve à 8,6 années-lumière du Soleil, ce qui en fait une des étoiles les plus proches de nous. C'est une étoile de la séquence principale, de type spectral A0 ou A1, qui a une masse de 2,1 fois celle du Soleil. Son âge estimé est entre 200 et 250 millions d'années. Sa température de surface est d'environ 9900K et son diamètre environ 1.711 fois le diamètre solaire. Sa composition chimique est semblable au Soleil. Sirius a une étoile compagnon de type naine blanche appelée Sirius B, qui orbite avec une période de près de 50 ans. Ce fut la première naine blanche à être découverte, en 1925. L'étoile principale est parfois appelée Sirius A.

Noms donnés à cette étoile

- Sirius signifie « celle qui rougit », référence à la couleur de cet astre.
- Canicula (voir canicule).
- l'étoile du Chien.
- Aschere.

Anecdocte

Hubert Beuve-Méry, le fondateur du journal Le Monde, écrivit ses premiers éditoriaux sous le pseudonyme de Sirius.

Voir aussi

- liste des étoiles les plus brillantes
- liste d'étoiles proches Catégorie:Étoile ja:シリウス

Supernova

Une supernova est une nova gigantesque, c'est-à-dire une étoile dont la magnitude augmente considérablement en quelques jours, au point de la faire apparaître comme une « nouvelle » étoile (d'où « nova »). Le préfixe « super » la distingue d'une simple nova, qui désigne également une étoile dont l'intensité lumineuse augmente, mais de façon beaucoup moins importante et suivant un mécanisme assez différent.

Principe général

Évènement cataclysmique, une supernova résulte de l'effondrement gravitationnel d'une étoile. L'effondrement intervient lorsque le cœur de l'étoile est constitué de fer : élément le plus stable, sa fusion ne produit pas d'énergie. En conséquence, la pression interne n'est plus suffisante pour soutenir les couches supérieures qui s'écrasent sur le cœur : la matière n'étant pas compressible à l'infini, un choc en retour désintègre l'astre.

Type des supernovæ

Les astronomes ont réparti les supernovæ en différentes classes, suivant les éléments qui apparaissent dans leur spectre électromagnétique. L'élément principal entrant en jeu dans la classification est la présence ou non d'hydrogène. Si le spectre d'une supernova ne contient pas d'hydrogène, elle est classée type I, sinon type II. Parmi ces groupes, il y a des subdivisions par rapport à d'autres éléments.

Type I

Les supernovæ de type Ia n'ont pas d'hélium présent dans leur spectre mais du silicium. On pense généralement qu'elles sont causées par l'explosion d'une naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar par accrétion de matière. Un scénario possible expliquant ce phénomène est une naine blanche en orbite autour d'une étoile moyennement massive. La naine attire la matière de son compagnon jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Ensuite, la pression interne de l'étoile étant devenue insuffisante pour contrecarrer sa propre gravité, la naine commence à s'effondrer. Cet effondrement permet l'allumage de la fusion des atomes de carbone et d'oxygène qui composent l'étoile, et cette fusion n'est plus régulée par l'échauffement et la dilatation de l'étoile, comme pour les étoiles de la séquence principale (la température de l'étoile est celle de Fermi de ses électrons). Il se produit alors une réaction en chaîne qui désintègre la naine dans une gigantesque explosion thermonucléaire. Ceci est différent du mécanisme de formation d'une nova où la naine blanche n'atteint pas la limite de Chandrasekhar et s'effondre, mais commence une fusion nucléaire de la matière accumulée à la surface. L'augmentation de luminosité est due à l'énergie libérée par l'explosion et se maintient le temps nécessaire à la désintégration du cobalt en fer. La variation de la luminosité de l'étoile durant une supernovæ de type Ia étant extrêmement régulière, ces supernovæ peuvent être utilisées comme chandelles cosmiques. En 1998, c'est par l'observation de supernovæ de type Ia dans des galaxies éloignées, que les physiciens ont découvert que l'expansion de l'univers s'accélérait. Les supernovæ de type Ib et Ic ne montrent pas de silicium dans leur spectre et l'on ne connaît pas encore le mécanisme de leur formation. On pense qu'elles correspondent à des étoiles en fin de vie (comme le type II) et qui auraient déjà épuisé leur hydrogène, de ce fait l'hydrogène n'apparaît pas sur leur spectre. Les supernovæ de type Ib sont sûrement le résultat de l'effondrement d'une étoile Wolf-Rayet.

Type II

La phase ultime de la vie d'une étoile massive (plus de 8 masses solaires) commence après que le cœur de fer et de nickel-56 se soit construit par phases successives de réactions de fusion nucléaire. Ces éléments étant les plus stables (la réaction de fusion nucléaire du fer consomme de l'énergie au lieu d'en produire), la fusion ne peut plus avoir lieu au cœur de l'étoile. Privé de sa source d'énergie, le cœur devient incapable de supporter le poids des couches externes : il commence à se contracter. Les couches externes continuent cependant à produire du fer et du nickel à la surface du cœur dont la masse continue ainsi d'augmenter jusqu'à ce qu'il atteigne la « masse de Chandrasekhar » (environ 1.4 masses solaires). À cet instant, la pression de dégénérescence des électrons est dépassée et une phase de neutronisation de quelques secondes conduit à l'effondrement du cœur. Les électrons sont capturés par les protons, générant un flux massif de neutrinos électroniques, et transformant le cœur en une étoile à neutrons de 10-20 km de diamètre et de la densité d'un noyau atomique. Lorsque la pression thermique atteint le niveau de dégénérescence des nucléons, les couches externes du cœur rebondissent à 10-20% de la vitesse de la lumière. L'onde de choc du rebond se propage vers les couches extérieures et entre en compétition avec la matière chutant vers l'intérieur, de telle façon qu'elle se stabilise vers 100-200 km de centre. Les neutrinos diffusent hors du cœur en quelques secondes et une fraction d'entre eux chauffent la zone du manteau située à l'intérieur de l'onde de choc (appelée « région de gain »). Le reste est relâché dans l'espace, emportant 99% de l'énergie totale de la supernova. On pense de nos jours que l'apport d'énergie à l'onde de choc par le chauffage de la région de gain dû aux neutrinos est l'élément clé responsable de l'explosion de la supernova. Dans les étoiles massives, pendant les derniers instants de l'explosion, les hautes températures (10⁹ K) permettent le « processus r » : une grande densité de neutrons (10²⁰ n/cm³) fait que leur capture par les noyaux est plus rapide que la décroissance radioctive beta (1 seconde). Ceci produit des isotopes riches en neutrons et est la raison de l'existence de noyaux radioactifs lourds dans l'univers. Il existe aussi des variantes minimes de ces différents types, avec des désignations telles que II-P et II-L, mais elles décrivent simplement le comportement de l'évolution de la luminosité (II-P observe un plateau alors que II-L non) et non des données fondamentales.

Hypernovæ

Quelques étoiles exceptionnellement massives peuvent produire une « hypernova » quand elles s'effondrent, un type d'explosion relativement nouveau et hautement théorique. Dans une hypernova, le cœur de l'étoile s'effondre directement en un trou noir et deux jets de plasma extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe de rotation de l'étoile à une vitesse proche de celle de la lumière. Ces jets émettent d'intenses rayons gamma et pourraient expliquer l'origine des sursauts gamma.

Luminosité

Les supernovæ de type I sont, toutes proportions gardées, considérablement plus brillantes que celles de type II.

Appellation des supernovæ

Les découvertes de supernovæ sont déclarées à l'Union astronomique internationale, qui envoie une circulaire avec le nom qu'elle lui assigne. Le nom est formé par l'année de découverte et une référence de une ou deux lettres. Les 26 premières supernovæ de l'année ont une lettre entre A et Z ; après Z, elles commencent par aa, ab, et ainsi de suite.

Supernovæ remarquables

Union astronomique internationale
- 1006 - Observation de la supernova la plus brillante observée sur Terre (SN 1006)
- 1054 - La formation de la Nébuleuse du Crabe, observée par des astronomes Chinois (SN 1054)
- 1572 - Supernova dans Cassiopée, observée par Tycho Brahé, dont le livre De Nova Stella sur le sujet nous donna le mot « nova » (SN 1572)
- 1604 - Supernova (étoile de Kepler) dans Ophiuchus, observée par Johannes Kepler ; c'est la dernière supernova à avoir été observée dans notre Galaxie (SN 1604)
- 1987 - Supernova 1987A observée durant les heures de son commencement dans le Grand Nuage de Magellan, ce fut la première opportunité pour les théories modernes sur la formation des supernovæ d'être testée face aux observations. La supernova 1604 fut utilisée par Galilée comme une preuve contre le dogme aristotélicien de cette période disant que le paradis n'avait jamais changé. La matière expulsée par une supernova s'étend dans l'espace et se refroidit, formant un type de nébuleuse appelé reste de supernova (supernova remnant en anglais). L'étude de ces objets a aidé à améliorer notre connaissance des supernovæ.

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/article38.html Astrofiles : Les Supernovae] Catégorie:Supernova ja:超新星 ko:초신성 th:ซูเปอร์โนวา

Constellation

Une constellation est un ensemble d'étoiles dont les projections sur la voûte céleste sont suffisamment proches pour qu'une civilisation donnée ait décidé de les relier par des lignes imaginaires, traçant ainsi une figure sur la voûte céleste. Une constellation est donc un astérisme particulier. Dans l'espace tridimensionnel, les étoiles d'une constellation sont ordinairement très dispersées, mais elles paraissent être regroupées sur la plaine imaginaire du ciel nocturne. Ces groupes sont totalement arbitraires et différentes cultures ont reconnu des constellations différentes, bien que quelques-unes des plus visibles aient tendance à réapparaître fréquemment, comme par exemple Orion et le Scorpion, à cause de leur brillance, de la proximité de la projection des étoiles, du passage des planètes. Les constellations occidentales sont regroupées en deux parties, divisant le ciel en suivant plus ou moins les deux hémisphères terrestres, le ciel austral pour le sud et le ciel boréal pour le nord. Les constellations boréales sont les plus anciennes et correspondent au pan de ciel visible depuis les régions de la Méditerranée par les astronomes de l'antiquité. Les constellations australes n'ont pas été nommées par les astronomes occidentaux avant au moins le siècle (même si, bien sûr, les habitants de l'hémisphère sud en avaient observé les étoiles bien avant cette époque). Elles servaient aussi, autrefois, de repères pour les marins partis en mer. Actuellement, l'Union astronomique internationale (UAI) divise le ciel en 88 constellations officielles avec des frontières précises, pour que tout point du ciel appartienne à une constellation. Celles-ci sont substantiellement basées sur la tradition hellénique et pré-hellénique, transmise à travers l'ère médiévale.

Constellations antiques

Par un manque évident de documents historiques, il est impossible de connaître l'origine précise des plus anciennes constellations occidentales. Il semble que le Lion, le Taureau et le Scorpion existaient déjà (pas forcément sous ces noms) en Mésopotamie vers 4000 ans av. J.-C. Parmi les 88 constellations adoptées par l'UAI, près de la moitié proviennent des astronomes grecs. Homère mentionnait Orion dans l'Odyssée dès le Le Zodiaque apparaît vers le , divisé en 12 constellations. La compilation exhaustive de constellations la plus ancienne que l'on connaisse remonte à Ptolémée, au , et son Almageste où il groupa 1022 étoiles en 48 constellations. Cette œuvre sera la base de travail des astronomes occidentaux jusqu'à la fin du Moyen Âge. Elle ne comprend cependant que des étoiles visibles d'Alexandrie où Ptolémée faisait ses observations.

Le Zodiaque

Le Zodiaque, bande de ciel contenant le tracé des orbites du Soleil et des planètes, à été divisé au en douze parties égales (une pour chaque mois de l'année) auxquelles on a donné le nom de la constellation la plus proche (constellation qui pouvait exister bien avant la création du Zodiaque) :
- le Bélier, première constellation du Zodiaque, débutant le 21 mars, la période de la nouvelle année dans les calendriers antiques
- le Taureau
- les Gémeaux
- le Cancer
- le Lion
- la Vierge
- la Balance
- le Scorpion
- le Sagittaire
- le Capricorne
- le Verseau
- les Poissons Les constellations de cette liste sont généralement les plus anciennes, ayant une importance évidente en astrologie (qui se confondait alors plus ou moins avec l'astronomie). Il faut noter qu'à cette liste très connue de douze constellations, il conviendrait d'ajouter désormais le Serpentaire qui fait partie intégrante du Zodiaque, astronomiquement parlant, puisque le Soleil traverse ses limites actuelles définies par l'UAI du 30 novembre au 17 décembre. Les anciens ne l'ont toutefois pas relevé pour des conditions purement esthétiques ou astrologiques : seul le sud de la constellation est traversée par le Soleil et les étoiles brillantes du Scorpion en sont proches.

Constellations de Ptolémée

En plus des douze constellations du Zodiaque, Ptolémée a fait l'inventaire de 36 autres figures : Les 48 constellations inscrites par Ptolémée dans son Almageste seront utilisées pendant plus de 1000 ans en occident sans aucun changement ni ajout. Mis à part l'immense Navire Argo, découpé plus tard en quatre constellations, elles seront toutes adoptées sans aucune modification par l'UAI.

Constellations modernes

LAlmageste de Ptolémée passa dans les mains des astronomes arabes qui complétèrent ses observations, ajoutant quelques constellations qui ne sont plus utilisées actuellement, rallongeant certaines (comme l'Éridan) afin de mentionner des étoiles visibles depuis les latitudes plus australes que celle d'Alexandrie. LAlmageste étant un ouvrage alors perdu en Europe, les astronomes occidentaux n'en obtinrent des copies que dans la dernière partie du Moyen Âge, à partir de traductions de l'arabe en latin, en même temps qu'un certain nombre d'observations des astronomes arabes. A partir du , lorsque les pays européens partirent explorer les mers de l'hémisphère sud, ils découvrirent de nouvelles étoiles qui n'étaient mentionnées dans aucune constellation connue. Il fallut donc en inventer de nouvelles.

Propositions de Johann Bayer

L'astronome allemand Johann Bayer publia en 1603 lUranometria, le premier atlas astronomique couvrant entièrement la sphère céleste. Il contenait, outre celles de Ptolémée, 12 constellations nouvelles visibles depuis l'hémisphère sud. Ces constellations ont vraisemblablement été cartographiées par les navigateurs hollandais Pieter Dirksz Keyser et Fredrick de Houtman qui ont fait bénéficier Bayer de leurs inventions :
- le Caméléon
- la Colombe
- la Dorade (espadon)
- la Grue
- l'Hydre mâle
- l'Indien
- l'Oiseau de paradis
- le Paon
- le Phénix
- le Poisson volant
- le Toucan
- le Triangle austral Ces nouvelles constellations, aux noms exotiques, arrivèrent les premières sur un planisphère céleste encore vierge et connurent un tel succès qu'elles sont toujours utilisées de nos jours. Elles témoignent également d'un changement de perception dans ce qu'est une constellation. Les anciens grecs divisaient le ciel en deux parties : les constellations et les espaces entre celles-ci qui étaient sensés n'appartenir à aucune. Johann Bayer, en produisant une carte du ciel pour chaque constellation, commence à rattacher tout point du ciel à une constellation donnée.
Profusion de nouvelles constellations
A partir de la publication de lUranometria, les astronomes européens vont tenter d'imposer un maximum de leurs créations, sans toutefois rencontrer le même succès que Bayer. En 1624, l'astronome allemand Jackob Bartsch définit cinq nouvelles constellations entre plusieurs déjà existantes. Seules la Licorne, la Girafe et la Croix du Sud nous sont restées, le Tigre et le Jourdain échouant sans postérité. Vers la même époque, Tycho Brahé élève au rang de constellation l'astérisme de la Chevelure de Bérénice. En 1643, Anton de Rheita imagine une Figure de Jésus entre le Lion et l'Hydre, une Mouche près du Bélier, rebaptisée Fleur de lys sous Louis XIV : nommer les constellations devient un jeu de courtisan. En France, Augustin Royer utilise un groupe d'étoiles entre Andromède, Céphée et Pégase qu'il nomme le Sceptre. En Prusse, l'astronome royal Gottfried Kirch crée un second sceptre sous l'Éridan afin de lui donner la réplique. Ces revendications de prestige ne s'imposent pas dans la communauté des astronomes.

Johann Hevelius

Vers 1690, Johannes Hevelius, bourgmestre de Gdańsk, propose plusieurs constellations :
- les Chiens de chasse
- l'Écu de Sobieski
- le Lézard (en lieu et place du Sceptre d'Augustin Royer)
- le Lynx (car ses étoiles sont, pour paraphraser Hevelius, si faibles qu'il faut des yeux de Lynx pour les voir)
- le Petit Lion
- le Petit Renard (originellement le Renard à l'oie, étant décrit comme un renard qui s'enfuit en emportant une oie dans sa gueule)
- le Sextant Ces dénominations, non rattachées à un quelconque souverain, modestes, auront finalement plus de succès que toutes les autres et subsisteront jusqu'à notre époque.

Ajouts de Nicolas-Louis de Lacaille

Nicolas-Louis de Lacaille est abbé, astronome et mathématicien. Ayant séjourné en 1750 et 1751 au Cap en Afrique du Sud afin de procéder à des relevés systématiques des étoiles de l'hémisphère sud, La Caille référence dans son ouvrage Coelum australe stelliferum (publié en 1763, après sa mort), plusieurs nouvelles constellations afin de compléter les espaces de ciel encore vierges de toute dénomination :
- le Burin
- le Compas
- le Fourneau
- l'Horloge
- la Machine pneumatique
- le Microscope
- la Mouche
- l'Octant
- le Peintre (originellement le Chevalet)
- la Règle
- le Réticule
- le Sculpteur
- la Table (originellement la Montagne de la Table)
- le Télescope Les noms choisis reflètent les idées de l'époque, plus portées vers la Science et les Techniques que vers l'Aventure et la Mythologie. En outre, La Caille démantèle le Navire Argo en quatre constellations plus petites afin de le manier plus facilement.

Les constellations aujourd'hui

Dans les années 1920, l'Union Astronomique Internationnale décide de mettre de l'ordre dans les constellations et d'en définir rigoureusement les limites. L'Atlas officiel des constellations, publié en 1930 divise le ciel suivant des lignes d'ascension droite et de déclinaison. Aujourd'hui, les constellations n'ont plus en astronomie le même intérêt qu'auparavant : les objets célestes étant référencés par leur coordonnées, leur position dans telle ou telle constellation n'a pas grande importance. Les constellations, objets de mesures et d'attention pendant des siècles, ne sont désormais plus vraiment connues que des amateurs.

Le mouvement des constellations dans le ciel

Du fait que la Terre tourne sur elle-même, on observe les constellations tourner autour d'un centre que pointe l'axe de rotation terrestre, c’est-à-dire l'étoile polaire dans l'hémisphère nord, σ Octantis dans l'hémisphère sud. C'est pourquoi sur les cartes célestes, l'étoile polaire y figure au centre (σ Octantis est malheureusement trop faible pour être facilement observable). Ainsi, dans l'hémisphère nord, les constellations qui se trouvent près de l'étoile polaire ne descendent jamais en dessous de l'horizon et sont visibles toute l'année à partir des latitudes où l'étoile polaire n'est pas trop basse dans le ciel : on les appelle les constellations circumpolaires. Ce sont, par exemple, la Petite et la Grande Ourse, Cassiopée, Céphée et le Dragon. À l'inverse, la plupart des constellations ne sont visibles qu'en certaines saisons, comme Orion, visible en hiver, la Lyre en été, le Lion au printemps, ou encore Andromède visible en automne.

Comment observer les constellations ?

Si vous habitez en ville, vous ne connaissez peut-être que peu de constellations. En effet, les lumières parasites dues à l'activité de l'Homme, sont très incommodantes, tant et si bien qu'on commence à parler de pollution lumineuse. Allez dans un coin reculé, où il fait noir, puis observez le ciel. Vous aurez tôt fait de remarquer la grande ourse, que vous connaissiez déjà. Prenez alors les deux étoiles du bout de la casserole puis reportez 5 fois leur distance : vous tomberez alors sur l'étoile polaire, celle qui indique le Nord. De même, en prolongeant la queue de la constellation vous tomberez sur Arcturus, l'étoile brillante du Bouvier. En été, vous aurez également découvert le triangle d'été formé par trois étoiles brillantes : Véga de la Lyre, Altaïr dans l'Aigle et Deneb dans le Cygne. Ces trois étoiles constituent un repère intéressant pour trouver toute une myriade de constellations.

Voir aussi

- Repérage des constellations
- Astronomie
- Astronomie d'observation
- Constellation arabe
- Constellation chinoise
- Désignations stellaires
- Liste des constellations
- Wikipédia:Projet/Constellations
- ja:星座 ko:별자리

Union astronomique internationale

Catégorie:Astronomie Catégorie:Astéroïde UAI L'union astronomique internationale (sigle anglais : IAU) a été fondée en 1919 pour coordonner les travaux des astronomes. Cette association internationale non gouvernementale compte parmi ses membres des organisations scientifiques de 60 pays ainsi que plusieurs milliers d'adhérents individuels (9 040 en janvier 2005). L'UAI est seule habilitée à donner leur nom aux objets célestes. Elle encourage l'activité des écoles en astronomie. Les langues officielles y sont l'anglais et le français. Sa permanence est située à l'Institut d'astrophysique de Paris. L'union astronomique organise de fréquentes rencontres scientifiques et tient une assemblée plénière tous les trois ans, elle publie également un bulletin annuel. L'UAI se partage en 40 commissions (parmi lesquelles se trouvent le Bureau des télégrammes astronomiques et le Bureau international de l'heure) réparties dans 12 disciplines :
- Division I : Astronomie fondamentale
- Division II : Soleil et héliosphère
- Division III : Sciences des systèmes planétaires
- Division IV : Étoiles
- Division V : Étoiles variables
- Division VI : Matière interstellaire
- Division VII : La Voie lactée
- Division VIII : Les galaxies et l'univers
- Division IX : Techniques d'étude du spectre visible et de l'infrarouge
- Division X : Radio-astronomie
- Division XI : Physique des hautes énergies et techniques spatiales
- Division XII : Activités communes à toutes les divisions

Lien externe

- [http://www.iau.org/ Site de l'International Astronomical Union] ja:国際天文学連合 th:สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล

Masse solaire

En astrophysique, la masse solaire est l'unité de masse conventionnellement utilisée pour les étoiles ou les autres objets massifs. Elle est égale à la masse de notre Soleil. Son symbole et sa valeur sont : :M_☉ = 1,9891 × 10³⁰ kg La masse solaire vaut environ 330 000 fois la masse de la Terre. Les étoiles ayant la plus petite masse sont les naines rouges, les plus petites observées font 1/20 de masse solaire. Les étoiles les plus massives ont généralement une masse d'environ 50 à 80 masses solaires. Les étoiles encore plus massives sont instables car l'immense pression de radiation qui règne en leur centre provoque l'expulsion de la matière qui les constitue. En janvier 2004, Stephen Eikenberry de l'université de Californie, a annoncé avoir trouvé l'étoile la plus massive jamais observée : LBV 1806-20. Il s'agit d'une étoile très jeune qui ferait au moins 150 masses solaires.

Voir aussi

- Luminosité solaire
- Rayon solaire
- Constante solaire Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de masse ja:太陽質量

Antarès

Catégorie:Étoile Antarès est une étoile double du Scorpion dont la plus brillante composante (α Scorpii) est une supergéante rouge de 300 diamètres solaires qui termine sa vie. Elle est située à environ 600 années-lumière de la Terre. Sa magnitude varie de 0,9 à 1,8. Antarès est entourée de gaz. La meilleure période pour observer Antarès est aux alentours du 31 mai quand l'étoile est en opposition au Soleil. Elle se lève alors au coucher du soleil pour disparaître à l'aube et est donc visible toute la nuit. Tout près d'Antarès se trouve M4, amas globulaire intéressant à observer, bien que ne s'élevant jamais bien au-dessus de l'horizon (dans la partie tempérée de l'hémisphère nord). Note : En grec «anti Arès» veut dire Rival de Arès (Mars dieu de la guerre dans la mythologie de la Rome antique) ou Égal de Mars et l'étoile doit son appellation à sa couleur rouge similaire à celle de la planète Mars.

Voir aussi

- Liste des étoiles les plus brillantes ja:アンタレス

Étoile variable

ja:変光星 th:ดาวแปรแสง Etoile variable Une étoile variable est une étoile dont la luminosité varie. Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme notre Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1% sur un cycle de 11 ans),