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Séquence Principale

Séquence principale

En astronomie, le diagramme de Hertzsprung-Russell montre la relation entre la magnitude absolue et le type spectral d'étoiles. Il a été inventé autour de 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Le diagramme de Hertzsprung-Russell est employé pour définir les différents types d'étoiles et comparer des prévisions théoriques de l'évolution des étoiles données par des modèles informatiques avec des observations d'étoiles réelles. Le diagramme existe sous deux formes différentes. Celle utilisée par les observateurs montre la magnitude en fonction de la couleur de l'étoile, alors que les théoriciens préfèrent utiliser la température de l'étoile plutôt que sa couleur. Bien que la couleur d'une étoile dépende essentiellement de sa température, la transformation d'une forme à une autre n'est pas évidente et diffère selon le modèle employé, l'âge et sa composition chimique de l'astre. Étant donné que la taille, la luminosité et le température de surface des étoiles varient grandement, on pourrait croire que celles-ci sont distribuées plus ou moins uniformément dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. En fait il n'en est rien, un examen rapide du diagramme montre que les étoiles se répartissent grosso-modo en deux groupes : la séquence principale contenant les étoiles naines et les étoiles géantes. Un troisième groupe, moins important, correspond aux naines blanches.

Séquence principale

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). Les étoiles qui se trouvent dans cette région sont dans leur phase évolutive durant laquelle elles consomment l'hydrogène de leur noyau. Durant cette phase les étoiles sont dans un état stable et leur structure change uniquement à cause de la modification progressive de leur composition chimique. Comme le processus de combustion de l'hydrogène est un processus fort lent, les étoiles passent la plus grande partie de leur vie dans la séquence principale. La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons. L'un des facteurs les plus importants est l'incertitude des d'observations ; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires non ou mal identifées en tant que telles. Mais même des observations parfaites mèneraient à un étalement des étoiles autour d'une séquence principale idéale, parce que la masse n'est pas le seul facteur. En effet, la composition chimique d'une étoile et donc son état évolutif déterminent aussi sa position dans le diagramme, de même que la présence de compagnons proches, la rotation de l'étoile ou la présence de champs magnétiques pour ne nommer que quelques paramètres.

Phase géante

- branche horizontale / supergéantes / sous-géantes ?
- branche des géantes rouges
- branche asymptotique

Évolution des étoiles

Les étoiles habituellement intègrent et quittent la séquence principale à leur formation et à leur mort, respectivement.

Articles apparentés

- Type spectral
- Physique stellaire Catégorie:Étoile ja:ヘルツシュプルング・ラッセル図 ko:헤르츠스프룽-러셀 도표

Magnitude absolue

En astronomie, la magnitude absolue d'un objet céleste (notamment d'une étoile ou d'une planète) est une grandeur dépendant de sa luminosité intrinsèque. Elle se différencie de la magnitude apparente, ou magnitude, qui est une mesure du flux lumineux reçu sur Terre. La magnitude absolue correspond à la magnitude apparente de l'objet céleste s'il était placé à une distance fixée :
- 1 unité astronomique pour les objets du Système solaire ;
- 10 parsecs pour les objets situés en dehors du Système solaire. Comme pour la magnitude apparente, il existe plusieurs magnitudes absolues en fonction du rayonnement électromagnétique mesuré :
- s'il s'agit de l'ensemble du flux électromagnétique (à toutes les longueurs d'onde, du rayonnement gamma aux ondes radio), on parle de magnitude bolométrique.
- il peut également s'agir du flux électromagnétique au voisinage d'une longueur d'onde donnée, on parle alors de la magnitude dans une bande spectrale, par exemple B (bleu, aux alentours 436 nm) ou V (visible, aux alentours de 545 nm).

Magnitude des objets du Système solaire

Les objets du système solaire comme les planètes, les comètes ou les astéroïdes ne font que réfléchir la lumière qu'ils reçoivent du soleil et leur magnitude apparente dépend donc, non seulement de leur distance à la Terre, mais aussi de leur distance au Soleil. La magnitude absolue de ces objets est donc définie comme leur magnitude apparente s'ils étaient situés à une unité astronomique du soleil et une unité astronomique de la terre, tout en étant avec un angle de phase de zéro degré (« plein lune », toute la surface visible depuis la terre est éclairée). Pour un corps situé à une distance

r

de la Terre et

a

du soleil, la relation entre sa magnitude (relative)

m

et sa magnitude absolue, notée

H

, est donnée par la formule : :

\ m = H + 5 \log(r) + 5 \log(a) - 2,5 \log \chi

où

\ \chi

représente la phase de l'objet (

\ \chi = 1

pour la pleine lune, 0,5 pour un quartier et 0 pour la nouvelle lune) ;

\ r

\ a

doivent être exprimées en unités astronomiques. Il est à noter que la situation décrite par la définition de la magnitude absolue est physiquement impossible : l'angle de phase est de 30 degrés pour un astre sphérique à une unité astronomique de la Terre et du soleil. Elle doit être considérée comme une référence — et elle se trouve donner le bon ordre de grandeur pour le résultat observé.

Magnitude des objets extérieurs au Système solaire

Pour une étoile ou tout objet extérieur au système solaire, la magnitude absolue est la magnitude apparente qu'aurait l'objet s'il était situé à une distance de 10 parsecs. En considérant que les magnitudes absolue

M

et apparente

m

sont reliées entre elles par la loi de décroissance de la luminosité en proportion inverse du carré de la distance : :

\ m = M + 5 \log \left(\frac\right)

\ r

doit être exprimée en parsecs.

Objets célestes très lumineux

De nombreuses étoiles visibles à l'œil nu ont une magnitude absolue telle que ces étoiles, si elles étaient effectivement éloignées de seulement 10 parsec, seraient plus brillantes que les planètes. C'est le cas des supergéantes Rigel (-7,0), Deneb (-7,2), Naos (-7,3) et Bételgeuse (-5,6). À titre de comparaison, l'objet le plus brillant du ciel est Vénus avec une magnitude apparente de -4,3 ; la pleine lune est de magnitude apparente -12. Le dernier objet céleste dont la magnitude apparente fut comparable à la magnitude absolue des trois objets ci-dessus était une supernova qui se produisit en 1054 (et nommée SN 1054) et dont aujourd'hui il ne subsiste qu'une nébuleuse planétaire, la nébuleuse du Crabe, et un pulsar. Les astronomes de l'époque rapportèrent que la luminosité de cet objet était si grande qu'ils pouvaient lire en pleine nuit, voir les ombres portées de sa lumière et l'observer en plein jour. Les magnitudes absolues des étoiles s'étendent généralement de -10 à +17 en fonction de leur type spectral.

Voir aussi

- magnitude apparente
- diagramme de Hertzsprung-Russell, montrant la répartition des étoiles en fonction de leur magnitude absolue et de leurs caractéristiques spectrales. Catégorie:Objet céleste Catégorie:Échelle ko:절대 등급

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

1910

Catégorie:1910 Cette page concerne l'année 1910 du calendrier grégorien.

Événements

Europe

- 25 août : Le pape condamne le Sillon.
- 4 octobre : Révolution au Portugal ; le roi Manuel II se réfugie en Grande-Bretagne.
- Début du règne de George V d'Angleterre (fin en 1936).
- Le prix Nobel de la paix est attribué au Bureau International Permanent de la Paix de Berne.

France

- 5 avril : Loi sur les retraites ouvrières (départ à 65 ans) et paysannes. Pour les salariés gagnant moins de 3 000 francs (60 000 francs 2000) l'assurance vieillesse devient obligatoire.
- 3 novembre : Aristide Briand Président du Conseil (2).
- Introduction de droits de succession proportionnels au montant.

Suisse

- Le premier aérodrome du pays s'ouvre à Dübendorf.
- Inauguration de la voie ferrée de la Bernina (Grisons), la plus élevée d'Europe.

Afrique

- 31 mai : Indépendance de l'Afrique du Sud. Création de l'Union sud-africaine, regroupant les colonies britanniques et les anciens états boers, comprenant les états du Cap, du Natal, d'Orange et du Transvaal, membre du Commonwealth.
- Fondation d' Elisabethville.

Asie & Inde

- Aurobindo s'installe à Pondichéry (Inde française).
- Pour la première fois une armée sino-mandchoue entre à Lhassa au Tibet sans y avoir été invitée. Elle reste un an.

Corée

- 22 août : Le Japon annexe officiellement la Corée, qu'il a conquise, et la renomme Cho-Sen.
- Corée : fin de la Dynastie Chosŏn établie en 1392

Proche-Orient & monde arabe

- 21 février : Assassinat du permier ministre égyptien (copte) Boutros Ghali pacha

Amériques

Amérique du Nord

- 1 novembre : Aux États-Unis, création de la NAACP, association nationale pour la promotion des personnes de couleur.
- Parution du Rapport Flexner sur les écoles de médecine aux USA : réforme moderne de l'enseignement de la médecine dans ce pays selon une norme agréee par l'Administration de la santé et de l'Education nationale.

Amérique Latine

- 29 septembre : Manuel Cuadra est élu Président du Paraguay.
- Début de l'occupation américaine en Haïti (fin en 1934).
- Début de la guerre civile mexicaine

Chronologies thématiques

- Aéronautique : 1910 en aéronautique.
- Chemins de fer : 1910 dans les chemins de fer.
- Sports : 1910 en sport.
- Arts & culture :
- Les Ballets Russes créent à Paris l'Oiseau de Feu d'Igor Stravinsky.
- Le peintre d'origine russe Wassily Kandinsky exécute sa première œuvre abstraite.
- Le site cinématographique d'Hollywood est fondé au États-Unis.
- Sciences & techniques :
- 14 novembre : Premier décollage d'un avion depuis un bateau.
- Premier vol d'un hydravion sur l'étang de Berre.
- La Terre passe dans la queue de la comète de Halley.
- Le biologiste américain Thomas Morgan étudie la génétique sur la mouche drosophile.

Prix Nobel

- Prix Nobel de physique : Johannes Diderik van der Waals
- Prix Nobel de chimie : Otto Wallach
- Prix Nobel de physiologie ou médecine : Albrecht Kossel
- Prix Nobel de littérature : Paul Johann Ludwig Heyse
- Prix Nobel de la paix : Bureau International de la paix

Naissances en 1910

- janvier : Jean Image, réalisateur de films d'animation († 21 octobre 1989)
- 23 janvier : Django Reinhardt, guitariste de jazz manouche († 16 mai 1953)
- 6 février : Irmgard Keun, romancière allemande
- 27 février : Joseph Leo Doob, mathématicien américain († 2004)
- 4 mars : Józef Marcinkiewicz, mathématicien polonais († 1940)
- 19 mars : Jacob Wolfowitz, mathématicien russe († 1981)
- 23 mars : Akira Kurosawa, réalisateur japonais († 6 septembre 1998)
- 22 avril : Norman Earl Steenrod, mathématicien américain († 1971)
- 11 juin : Jacques-Yves Cousteau, océanographe français († 25 juin 1997)
- 23 juin : Jean Anouilh, écrivain français († 1987)
- 27 juin : Pierre Joubert, dessinateur français
- 4 juillet : Robert K. Merton, sociologue américain († 23 février 2003)
- 5 août : Bruno Coquatrix, auteur-compositeur français († 1979)
- 14 août : Pierre Schaeffer, compositeur
- 26 août : Mère Térésa, religieuse
- 3 septembre : Maurice Papon, fonctionnaire, homme politique français
- 10 octobre : Jacques Herold, peintre français d'origine roumaine
- 19 octobre : Subrahmanyan Chandrasekhar, astrophysicien indien († 21 août 1995)
- 19 octobre : Paul Robert, lexicographe et éditeur († 11 août 1980)
- 26 novembre : Jeannette Thorez-Vermeersch, femme politique français
- 19 décembre : Jean Genet, écrivain français († 1986)

Décès en 1910

- 29 janvier : Edouard Rod, écrivain suisse
- 21 mars : Nadar, (Gaspard-Félix Tournachon) photographe français
- 26 mars : Auguste Charlois, astronome français.
- 2 avril : Boyd Alexander, officier britannique, explorateur et ornithologue (° 1873)
- 21 avril : Mark Twain, écrivain américain
- 6 mai : Édouard VII d'Angleterre
- 18 mai : Pauline Garcia-Viardot, chanteuse d'opéra, compositeur
- 27 mai : Robert Koch, médecin et microbiologiste allemand
- 29 mai : Mili Balakirev, compositeur russe
- 10 juillet : Johann Galle, astronome allemand
- 11 août : Pol Plancon, chanteur d'opéra belge
- 2 septembre : Henri (le Douanier) Rousseau, peintre français
- 7 septembre : William Holman Hunt, peintre anglais
- 30 octobre : Jean Henri Dunant, créateur de la Croix Rouge
- 20 novembre du calendrier grégorien ou 7 novembre du calendrier julien : Léon Tolstoï, écrivain russe (° 1828) __NOTOC__ ja:1910年 ko:1910년 ms:1910 simple:1910 th:พ.ศ. 2453

Henry Norris Russell

Henry Norris Russel (1877-1955). Il étudia à l'université de Princeton, où il devint professeur d'astronomie en 1905 puis directeur de l'observatoire en 1911. Il fut lauréat en 1925 du prix Rumford pour ses travaux sur les rayonnements stellaires. Il fut également lauréat de la Médaille Franklin en 1934. Catégorie:Astronome américain ja:ヘンリー・ノリス・ラッセル

Hydrogène

L'atome d'hydrogène est composé d'un proton et d'un électron. C'est donc le plus léger atome existant. Sur terre et hormis les composés avec d'autres atomes, il se présente le plus souvent sous la forme d'un gaz : le dihydrogène (H₂) L'hydrogène est présent dans de nombreuses molécules : eau, sucre, protéines, hydrocarbures. Il est également le principal constituant du Soleil et de la plupart des étoiles, dont l'énergie provient de réactions de fusion thermonucléaire de l'hydrogène. Étonnamment, l'hydrogène est un métal : lorsqu'il est sous forme solide (très hautes pressions et très basses températures), il cristallise avec une liaison métallique. Dans le tableau périodique des éléments, il est d'ailleurs dans la colonne des métaux alcalins. N'étant pas présent à l'état solide sur Terre, il n'est toutefois pas considéré comme un métal en chimie. De façon simpliste sa nature métallique est due à son électron périphérique sur son unique et dernière couche saturée à deux électrons.

Caractéristiques principales

L'hydrogène est l'élément chimique le plus simple; son isotope le plus commun est constitué seulement d'un proton et d'un électron (la masse de l'électron étant négligeable, seuls les protons et les neutrons des atomes déterminent le poids de ces derniers). C'est donc le plus léger atome existant. Sur terre et hormis les composés avec d'autres atomes, il se présente le plus souvent sous la forme d'un gaz : le dihydrogène. Sous des très faibles pressions, comme celles qui existent dans l'espace, l'hydrogène a tendance à exister sous forme d'atomes individuels, simplement parce qu'il est alors improbable qu'ils entrent en collision pour se combiner. Toujours dans l'espace, les nuages de H₂ sont à la base du processus de la formation des étoiles. Cet élément joue un rôle vital dans l'univers par l'intermédiaire des réactions proton-proton et du cycle carbone-azote-oxygène, qui sont deux réactions de fusion thermonucléaire qui créent d'énormes quantités d'énergie en combinant deux atomes d'hydrogène pour former un atome d'hélium.

Applications

Des larges quantités d'hydrogène sont nécessaires dans l'industrie, notamment dans les procédé Habber de production de l'ammoniac, l'hydrogénation des graisses et des huiles et la production de méthanol. D'autres utilisations de l'hydrogène sont :
- la fabrication de l'acide chlorhydrique, le soudage, les carburants pour fusées et la réduction de minerais métalliques.
- l'hydrogène liquide (LH2) est utilisé pour les recherches à très basses températures, y compris l'étude de la supraconductivité.
- le tritium est produit dans les réacteurs nucléaires et est utilisé pour la construction de bombes atomiques.
- L'hydrogène était utilisé dans les ballons car il est quatorze fois plus léger que l'air.
- le deutérium (²H), un isotope est utilisé dans les applications nucléaires comme modérateur pour ralentir les neutrons. Les composés du deutérium sont aussi utilisés en chimie et en biologie pour étudier ou utiliser l'effet isotopique.
- le tritium (³H), un autre isotope, est utilisé comme un marqueur isotopique dans les biosciences et comme source de radiation dans les peintures luminescentes. L'hydrogène peut servir de carburant pour moteurs. Chrysler-BMW possède une flotte de voitures (moteurs thermiques) roulant à l'hydrogène H2, sans pile à combustible, avec réservoir cryogénique. De nouveaux procédés sont en train d'aboutir et vont permettre enfin d'abandonner le pétrole définitivement, comme carburant, car il n'y aurait plus que 12 ans de réserves si la Chine consomme de façon croissante les réserves actuelles, et puis combien cela coûtera-t-il pour ensuite l'extraire des chistes bitumeux ? on le saura bientôt... Les piles à combustible ne sont pas une source d'énergie rentable actuellement car elles sont dotées de mousse de platine, très onéreux et restent malgré tout encore polluantes pour un rendement faible avec 2 à 5 Kw d'énergie produite.

Histoire

L'hydrogène fut reconnu comme une substance distincte en 1776 par Henry Cavendish. Antoine Lavoisier lui donna son nom hydrogène qui vient du grec hudôr, « eau » et gennen, « générer ». La Catastrophe du Hindenburg a marqué le glas de son utilisation en aéronautique.

Occurrence

L'hydrogène est l'élément le plus abondant de l'univers : 75% en masse et 90% en nombre d'atome. Cet élément se trouve en grande quantité dans les étoiles et les planètes gazeuses. Relativement à son abondance dans l'univers, l'hydrogène est très rare dans l'atmosphère terrestre : environ 1 ppm en volume. Sur Terre, la source la plus commune d'hydrogène est l'eau dont les molécules sont composées de deux atomes d'hydrogène et d'un atome d'oxygène ; mais la plupart des matières organiques, comme celle qui constitue les êtres vivants, mais aussi le pétrole et le gaz naturel, sont des sources d'hydrogène. Le méthane (CH₄), qui est un produit de la décomposition des matières organiques, est une source d'hydrogène de plus en plus importante. L'hydrogène peut être produit de plusieurs façons : l'action de la vapeur sur du carbone à haute température, le craquage des hydrocarbures par la chaleur, l'action de la soude ou de la potasse sur l'aluminium, l'électrolyse de l'eau ou par de son déplacement depuis les acides par certains métaux. Certains microorganismes (microalgues, cyanobactéries et bactéries) sont également capables de produire de l'hydrogène, à partir d'énergie solaire ou de biomasse. L'hydrogène brut disponible dans le commerce est généralement fabriqué par décomposition du gaz naturel.

Composés

L'hydrogène se combine avec la plupart des autres éléments car il possède une électronégativité moyenne (2,2) et peut ainsi former des composés avec des éléments métalliques ou non-métalliques. Les composés qu'il forme avec les métaux sont appelés hydrures dans lesquels il se trouve sous forme d'ions H^- qui parfois n'existe qu'en solution. Dans les composés avec les non-métalliques, l'hydrogène forme des liaisons covalentes, car l'ion H⁺, qui n'est rien d'autre qu'un simple proton, a une trop forte tendance à s'associer avec les électrons. Dans les acides en solution aqueuse, il se forme des ions H₃O⁺, association du proton et d'une molécule d'eau. L'hydrogène se combine avec l'oxygène pour former de l'eau (H₂O), c'est un processus de combustion très énergétique qui est très explosif dans l'air. L'oxyde de deutérium (D₂O) est communément appelé eau lourde. L'hydrogène forme une grande variété de composés avec le carbone; à cause de leur relation avec les molécules biologiques, ces composés sont appelés composés organiques et la branche de la chimie qui les concerne est la chimie organique.

Formes

Sous conditions normales, le gaz hydrogène est un mélange de type de molécules qui diffèrent l'une de l'autre par le spin de leur électron et noyaux atomiques. Ces deux formes sont appelées ortho- et para-hydrogène et la forme para n'existe pas à l'état pur. Dans les conditions normales de température et de pression, l'hydrogène est composé à 75% de la forme ortho et à 25% de la forme para. Ces deux formes ont des niveaux énergétiques légèrement différents et donc des propriétés physico-chimiques légèrement différentes. Par exemple, le point de fusion et le point d'ébullition du para-hydrogène sont environ 0,1 K plus bas que ceux de l'ortho-.

Isotopes

L'isotope le plus commun de l'hydrogène(H2), le protium (H-1), est simplement constitué d'un proton et ne possède donc pas de neutrons. C'est un isotope stable. Le deutérium (H-3 ou D) possède un proton et un neutron. C'est aussi un isotope stable qui compose entre 0,0184 et 0,0082% de tout l'hydrogène. Le tritium (H-4 ou T) possède un proton et deux neutrons ; c'est un isotope radioactif (instable). Ces deux derniers éléments pourraient servir en fusion nucléaire. L'hydrogène est le seul élément dont les isotopes ont reçu un nom spécifique.

Précautions

L'hydrogène est un gaz extrêmement inflammable (l'histoire de son utilisation dans les ballons dirigeables est parsemée d'accidents graves). Il réagit aussi violemment avec le chlore pour former de l'acide chlorhydrique (HCl) et le fluor pour former de l'acide fluorhydrique (HF). L'eau lourde (D₂O) est toxique pour de nombreuses espèces ; mais la quantité nécessaire pour tuer un être humain est substantielle. L'hydrogène, mélangé à de l'oxygène peut devenir un potentiel explosif qui peut tout détruire sur un grand rayon.

Mécanique quantique

L'atome d'hydrogène étant l'atome le plus simple, c'est le premier qui a été étudié dans le cadre de la physique quantique. Voir l'article détaillé Atome d'hydrogène.

La liaison d'hydrogène

Attention aux abus de language ! Les liaisons que l'atome d'hydrogène peut établir peuvent être de trois sortes :
- La perte d'un électron. L'hydrogène devient alors H⁺ (un proton seul). Son rayon est alors très petit : environ 1,5 x 10^-13cm contre 10^-8cm normalement. Le proton tout seul n'existe pas mais il est toujours dans le nuage électronique d'une molécule (telle H₂O) ;
- Acquisition d'un électron. L'hydrogène devient alors H^- (un hydrure). L'ion lui même n'existe en tant que tel que dans des sels d'hydrures ;
- Formation d'une liaison covalente. L'hydrogène fait une liaison covalente donc une mise en commun d'une paire d'électrons avec d'autres atomes comme dans H₂O ou CH₄.

La liaison H

Il s'agit d'une interaction faible entre l'hydrogène avec une autre molécule (du même type ou pas). Par example : NH---O=C, ou dans l'eau H₂O--- H-O-H. La liaison joue un rôle important en chimie organique mais aussi en chimie inorganique, entre les alcohols et les métals alkoxides. Nous distinguons en général trois types :
- faibles avec des entalpies entre 10-50 kJ mol^-1 ;
- fortes avec des entalpies entre 50-100 kJ mol^-1 ;
- très fortes avec des entalpie >100 kJ mol^-1. Exemple d'une liaison très forte et FH---F^- dans KHF₂ avec environ 212kJ mol^-1. On peut penser que dans ces cas il vaut mieux écrire F--H--F. La distance total entre F--H--F est de 2,49 Å seulement et il se forme un angle de 120° entre les différentes molécules. Il existe des liaisons hydrogènes à centres multiples. En général il s'agit de systèmes à trois centres et rarement à quatre. Soit un H est lié à deux autres molécules soit deux hydrogènes sont liés à une autre molécule.

Voir aussi

Lien externe

- [http://www.periodictableonline.org/elem_fr.cfm?IDE=H www.periodictableonline.org H] Catégorie:Astronomie Catégorie:Élément chimique Catégorie:Métal Catégorie:Transport ko:수소 ms:Hidrogen ja:水素 simple:Hydrogen th:ไฮโดรเจน

Composition chimique

La matière étant constituée en général de plusieurs composés chimiques et corps purs, la composition chimique d'un produit fournit la quantité ou la proportion de chacun des composés ou corps purs qui le composent ; on les appelle de manière générique des composants. On parle de :
- Composition qualitative lorsque l'on se contente simplement d'identifier les composants. Par exemple, l'air est essentiellement composé de diazote et de dioxygène.
- Composition quantitative lorsqu'on leur adjoint les concentrations, les quantités. Par exemple, l'air contient environ 78 % de diazote et 21 % de dioxygène en volume. À noter que la composition quantitative peut refléter la proportion volumique ou massique, qui dépendent de la densité de chaque composant. Dans le cas des gaz, comme l'air, la proportion des composants peut refléter le rapport de la pression partielle de chaque composant par rapport à la pression du mélange gazeux. Les chimistes préfèrent calculer des valeurs absolues ou bien des proportions calculées par rapport à la quantité de matière, qui est une valeur absolue.
- Composition élémentaire lorsque l'on s'intéresse pas aux corps purs (molécules, cristaux) mais aux atomes. La composition chimique d'un produit se détermine par des analyses chimiques ou physico-chimiques. catégorie:composé chimique catégorie:chimie analytique

Type spectral

Catégorie:Classification Catégorie:Étoile Catégorie:Physique stellaire En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales: leur température de surface, leur gravité à la surface, leur masse et leur luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables. Si vous observez attentivement le ciel, vous remarquerez que les étoiles ne sont pas toutes blanches : certaines sont rouges, d'autres bleutées. Elles se présentent dans une variété de couleurs déterminées par leur température de surface. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile sera rouge, orange, jaune, blanche, bleue et violette. Cet ordre de couleur peut sembler étrange: on associe souvent le rouge au chaud et le bleu au froid. Mais souvenez-vous du forgeron qui, autrefois dans les campagnes, chauffait le fer au blanc. Le fer chauffé change de couleur à mesure que sa température s'élève: il rougit d'abord, vire au jaune ensuite et finit au blanc. Si on le chauffait davantage, il deviendrait bleuté. A priori, on pourrait classer les étoiles selon leur température de surface en utilisant la loi de Wien, mais ceci pose quelques difficultés. Les caractéristiques spectrales permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité. En effet, les raies d'absorption présentes dans le spectre électromagnétique des étoiles ne peuvent être observées que dans une certaine gamme de température car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux énergétiques atomique relatifs à ces raies sont peuplés. De même, la largeur des raies d'absorption dépend de la gravité à la surface de l'étoile et donc de sa luminosité.

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Au début du , Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell étudièrent la relation entre la luminosité et la température de surface des étoiles. Ils arrivèrent indépendamment à la conclusion que la majorité des étoiles se trouvent dans une région précise d'un graphique luminosité-température. On désigne maintenant un tel graphique « diagramme de Hertzsprung-Russell » (ou plus simplement « diagramme HR »). En effet, 80% des étoiles se situent sur une bande diagonale du graphique. On appelle cette bande « séquence principale ». Elle démontre une relation de proportionnalité entre la température et la luminosité. La plupart des étoiles s'y retrouvent puisqu'elles y passent la plus grande partie de leur vie. Les étoiles situées en dehors de la séquence principale sont soit au début ou à la fin de leur vie. Ce sont, sauf pour les naines blanches, des phases transitoires de plus ou moins courte durée. Ainsi, une étoile se déplace sur le diagramme. À la fin de sa vie, elle quitte la séquence principale et devient une géante puis une naine blanche (voir vie et mort des étoiles). Il existe deux méthodes de classification spectrale communément utilisées : la classification de Harvard et celle de Yerkes.

La classification de Harvard

Cette méthode fut développée à l'observatoire de Harvard au début du par Henry Draper. Après la mort de Draper, sa veuve légua à l'observatoire une somme d'argent pour continuer le travail de classification. La plus grande partie de ce travail fut effectué par les « filles » de l'observatoire, principalement Annie Jump Cannon et Antonia Maury en se basant sur le travail de Williamina Fleming. Ce travail s'acheva par la publication du Henry Draper Catalogue (HD) entre 1918 et 1924. Le catalogue contenait 225 000 étoiles jusqu'à la neuvième magnitude. La classification de Harvard est basée sur des raies d'absorption qui sont surtout sensibles à la température plutôt qu'à la gravité de surface. Les différentes classes et leur température sont les suivantes: Pour mémoriser l'ordre des types spectraux (OBAFGKM), les anglophones utilisent la phrase « Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! », ce qui se traduit par « Oh! Sois une gentille fille/un gentil gars, embrasse-moi »; il en existe de nombreuses variantes. En français, on pourrait dire : « Observez bien au firmament : grandiose kaléidoscope multicolore ! » La raison de l'arrangement étrange des lettres est historique. Quand les premiers spectres d'étoiles furent pris, on remarqua que la raie de l'hydrogène variait beaucoup et l'on classa les étoiles selon l'intensité de la raie de Balmer : de A, la plus forte, à Q, la plus faible. Puis les raies d'autres éléments chimiques vinrent en jeu : les raies H et K du calcium, la raie D du sodium, etc. Plus tard, il apparut que beaucoup de ces classes se chevauchaient et furent retirées. Ce n'est que bien plus tard encore qu'on découvrit que l'intensité des raies dépendait essentiellement de la température de surface de l'étoile.

diagramme de Hertzsprung-RussellImage:H-R diagram-fr-petit.png
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Actuellement, ces classes sont subdivisées à l'aide des chiffres (0-9) : A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 pour les moins chaudes. Par exemple, notre soleil est une étoile de type G2. Plus récemment, la classification a été étendue en W O B A F G K M L T et R N C S, où W sont les étoiles de Wolf-Rayet, L et T représentent des étoiles extrêmement froides : des naines brunes, et R N C S sont utilisés pour les étoiles carbonées.
- Les étoiles de classes O sont très chaudes et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple, Noas, dans la constellation de la poupe, brille près d'un million de fois plus fort que le Soleil. Ces étoiles possèdent des raies d'hélium intenses et des raies d'hydrogène assez faibles, elles émettent principalement dans l'ultraviolet. Ces étoiles sont si énergétiques qu'un grand nombre perd de la matière qui forme alors des cocons donnant des raies en émission (type Oe pour les émissions dans l'hydrogène, type Of pour les émissions dans HeII, NIII). hydrogène
- Les étoiles de classe B sont aussi très lumineuses; Rigel, dans la constellation d'Orion est une supergéante bleue de classe B. Leur spectre possède des raies d'hélium neutre et les raies d'hydrogène sont assez faibles. Les étoiles de type O et B sont si puissantes qu'elles ne vivent que fort peu de temps. Elles ne s'écartent donc que peu de l'endroit où elles se sont formées. Ainsi, elles ont tendance à s'assembler en ce qu'on appelle des associations OB1 qui regroupent ces étoiles au sein d'un immense nuage moléculaire. L'association OB1 d'Orion forme un bras entier de la Voie lactée et contient toute la constellation d'Orion. Il faut noter que c'est la présence d'étoiles très brillantes et non leur nombre qui font que les bras des galaxies paraissent plus brillants. On peut rajouter que parmi les 100 étoiles les plus brillantes, 1/3 sont des étoiles de type B. galaxie
- Les étoiles de classe A sont parmi les plus communes visibles à l'œil nu. Deneb dans la constellation du cygne et Sirius, l'étoile la plus brillante, sont deux étoiles de classe A. Comme toutes celles de ce type, elles sont blanches, leur spectre possède des raies d'hydrogène assez intenses et montre plus faiblement la présence de métaux ionisés. Beaucoup de naines blanches sont de classe A. naines blanches
- Les étoiles de classe F sont encore très lumineuses, et sont en général des étoiles de la séquence principale, comme Fomalhaut dans la constellation du poisson austral, Canopus, l'Etoile Polaire, Procyon A. Leur spectre est caractérisé par des raies d'hydrogène plus faibles et la présence de métaux ionisés (FeI, FeII, TiII, CaI, Ca II, MgI, etc.). Leur couleur est blanche avec une légère teinte de jaune. poisson austral
- Les étoiles de classe G sont les mieux connues, pour la seule raison que notre Soleil est de cette classe. Elles possèdent des raies d'hydrogène encore plus faibles que celles de classe F et des raies de métaux ionisés ou neutres. Les raies du CaII H & K sont très prononcées. Peu de supergéantes sont de ce type car généralement elles oscillent entre O et B ou entre K et M. Le type G est l'un des derniers (outre K et M, ci-dessous) où l'on distingue encore (étant donné la température de 5000 à 6000K) des raies moléculaires encore assez fortes (CH, CN). supergéante
- Les étoiles de classe K sont des étoiles de couleur orange, légèrement moins chaudes que le Soleil. Certaines, comme Antarès, sont des géantes alors que d'autres, comme Alpha Centauri sont des étoiles de la séquence principale. Elles possèdent des raies d'hydrogène très faibles, voire inexistantes, et surtout des raies de métaux neutres. Quelques composés moléculaires y sont visibles: CH, CN, CO, ainsi que les larges bandes de TiO (oxyde de titane) pour les plus froides. titane
- Les étoiles de classe M sont les plus nombreuses. Toutes les naines rouges, soit 90% des étoiles existantes, sont de ce type, comme par exemple Proxima Centauri. La plupart des géantes et certaines supergéantes, comme Arcturus et Bételgeuse, de même que les étoiles variables de type Mira sont également de ce type. Leurs spectres montrent des raies correspondant à des molécules (CN, CH, CO, TiO, VO, MgH, H2,etc.) et des métaux neutres, les raies de oxyde de titane peuvent être très intenses et l'hydrogène en est généralement absent. titane titane
- Les étoiles de la nouvelle classe L sont de couleur rouge très foncé et illuminent surtout dans l'infrarouge. Leurs gaz sont assez froids pour que les hydrures de métaux et les métaux alcalins prédominent dans leur spectre.
- Les étoiles de classe T se trouvent à l'extrémité de l'échelle. Ce sont soit des étoiles à peine assez massives pour pouvoir effectuer des réactions de fusion nucléaire, soit des naines brunes (quasi-étoiles dépourvues de fusion nucléaire). Elles émettent peu ou pas de lumière visible, mais seulement des infrarouges. Leur température de surface peut être aussi basse que 600 C, ce qui permet la formation de molécules complexes, comme le confirme l'observation de raies de méthane dans le spectre de certaines de ces étoiles.
- les étoiles de classe R, N S et C sont les étoiles carbonées, des étoiles géantes ayant une forte proportion en carbone. Elles correspondent à une classification en parallèle avec les étoiles de classe G à M et ont été récement unifiées en une unique classe C. Les étoiles de classe S se situent à mi-chemin entre les étoiles carbonées et ceux de classe M et possèdent dans leur spectre des raies d'oxyde de zinc plutôt que de titane. Elles ont une abondance en oxygène et carbone presque identique, les deux éléments se trouvant presque exclusivement sous forme de monoxyde de carbone (CO). Quand une étoile est assez froide pour que du CO puisse se former, celle-ci consomme un maximum d'oxygène et de carbone et il ne reste plus que l'élément en excès : l'oxygène dans les étoiles de la séquence principale, le carbone dans les étoiles carbonées et à peu près rien dans les étoiles de classe S. En réalité, il existe une continuité entre les étoiles de la séquence principale et les étoiles carbonées qui demanderait une autre dimension dans la classification pour être correctement traitée.

Voir aussi

Article connexe

- Classification MKK ou de Yerkes. ja:スペクトル分類

Physique stellaire

catégorie:Physique stellaire Catégorie:Étoile La physique stellaire est la science qui étudie les étoiles. Elle fait intervenir des connaissances issues de la physique nucléaire, physique atomique, physique moléculaire, thermodynamique, magnétohydrodynamique, physique des plasmas, physique du rayonnement et sismologie. À l'heure actuelle, l'étoile la mieux connue est le Soleil à cause de sa proximité.

Historique

Au V siècle av. J.-C.

Anaxagore définit les étoiles comme étant des roches en fusion éloignées.

Emmanuel Kant définit les étoiles comme étant de gigantesques boules de feu brûlant de gaz légers. Dans ce cas, les combustibles chimiques ne seraient capables de fournir l’énergie du soleil que pendant quelques millénaires au plus.

1804

Le physicien allemand Joseph von Fraunhofer invente le spectroscope.

1854

Le physicien allemand Hermann von Helmholtz soutient que le soleil tire son énergie de sa contraction gravitationnelle, à l’instar d’une usine hydroélectrique alimentée par l’énergie d’une chute d’eau. Dans ce cas, une contraction d’une centaine de mètres par an pourrait permettre au soleil de briller pendant 30 millions d’années.

(2 moitié)

Développement des premiers modèles de la structure des étoiles (assimilées à des sphères gazeuses en équilibre hydrostatique) par Helmholtz, Kelvin, Lane et Ritter.

Fin du

Avènement de la spectroscopie qui permet l’étude systématique des étoiles grâce à l’analyse de la lumière émise par leur surface.

1905

Développement de la théorie de la relativité restreinte par Albert Einstein, qui débouche sur l’équivalence entre masse et énergie (E=mc²). Cela permet d’envisager des sources d’énergie plus efficaces tel que la fusion nucléaire.

1912

Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell classent les étoiles en fonction de leur température et de leur luminosité. À l’époque les connaissances ne sont pas suffisantes pour interpréter ce diagramme. La datation des roches terrestres au moyen de leur radioactivité permet d’évaluer l’âge de la Terre à plusieurs milliards d’années. L’énergie dégagée par la contraction gravitationnelle ne peut donc en aucun cas permettre au Soleil de briller sur une aussi longue échelle de temps.

1919

Jean Baptiste Perrin et Arthur Eddington émettent l’idée que l’énergie du soleil provient des réactions nucléaires entre noyaux d’hydrogène.

Fin des années 1920

La mécanique quantique permet d’expliquer la nature des naines blanches.

Début des années 1930

Subrahmanyan Chandrasekhar démontre qu’une naine blanche ne peut avoir une masse supérieure à 1,4 masse solaire (masse limite de Chandrasekhar). À la même époque, la découverte du neutron par James Chadwick conduit les physiciens à imaginer le concept d’étoile à neutrons (astre de milliers de fois plus dense et plus compactes qu’une naine blanche). Presque aussitôt, Fritz Zwicky émet l’idée que les étoiles à neutrons sont les résidus d’explosions de supernova, apparitions saisissantes observées depuis l’antiquité. Cette intuition de Zwicky n’a été confirmée que quarante ans plus tard par la découverte en 1967 des pulsars (étoiles à neutrons en rotation rapide).

1937

Découverte des chaînes de réactions nucléaires au cœur des étoiles. L’idée capitale qui en ressort est l’existence d’un lien évolutif entre les différentes étoiles du diagramme de Hertzsprung-Russell. Les réactions nucléaires modifient progressivement la composition chimique, mais aussi la structure et l’aspect extérieur des étoiles.

1957

Article de G. Burbidge, M. Burbidge, W.Fowler et F. Hoyle sur la nucléosynthèse stellaire. Cet article a été le premier à poser les bases théoriques de la formation des éléments dans les étoiles. Une preuve éclatante de la justesse de cet article est venue la même année avec la découverte dans le spectre d'une étoile du Technétium, élément dont tous les isotopes sont radioactifs et ont des période de demi-vie de l'ordre du million d'année, impliquant leur synthèse au coeur même de l'étoile.

Années 1960

L’apparition des premiers ordinateurs conduit à la construction de modèles plus exacts de l’évolution stellaire. Ces méthodes, sont pour l’essentiel, encore utilisées aujourd’hui.

1987

L’observation d’une supernova, dans le Grand Nuage de Magellan, à l’aide de toutes les techniques actuelles, permet d’améliorer les théories sur la vie et la mort des étoiles.

Voir aussi

- étoile
- Type spectral
- Naissance des étoiles
- évolution des étoiles
- Limite de Chandrasekhar

Şivan Perwer

Sivan Perwer (richtiger Name: Ismail Aygün) (
- 1955 im ostanatolischen Urfa) ist ein kurdischer Sänger, der heute in Schweden lebt. In seinen Liedern besingt er die Landschaft Kurdistans, historische Themen und die Traditionen ebenso wie das Schicksal der Kurden in der Türkei, dem Irak, Syrien, Iran und Russland. Er studierte Mathematik. Seine ersten künstlerischen Erfolge hatte er Anfang der 1970er Jahre. Diese Zeit war begleitet von der Bedrohung durch Organe des türkischen Staates und der Herrschaft der Militär-Junta. In diese Zeit fallen seine ersten öffentlichen Konzerte, wo er schon vor vielen Menschen sang - an die 30.000. Obwohl kurdisch verboten war, sang er auf seinen Konzerten kurdisch. Deswegen wurde er dann auch verhaftet. Er versuchte vergebens, nach Schweden zu emigrieren. 1976 kam er nach Deutschland, wo er in Köln lebte und auch Gülistan heiratete. Hier studierte er auch Musikwissenschaft, sang und gab Konzerte. Sein Sohn "Serxwebun" wurde geboren. 1983 beantragte er erneut Asyl in Schweden: die deutschen Behörden gaben seiner früheren Ehefrau "Gülistan" keine Aufenthaltserlaubnis. Heute ist Sivan Perwer der meistbekannte kurdische Sänger seiner Generation. Bekannt in allen Gebieten Kurdistans. Geschätzt und gern gehört in aller Welt als kultureller Botschafter des alten wie des neuen Kurdistans.

Alben

- Govenda Azadixwazan (1975)
- Hevale Bar Giranim (1976)
- Herne Pes (1977)
- Ey Ferat (1978)
- Kine Em (1979)
- Hay Dil (1980)
- Gele Min Rabe (1981)
- Agiri (1982)
- Bilbilo / Ferzê (1983)
- Dotmam (1985)
- Lê Dîlberê (1986)
- Helebçe (1988)
- Xewna Min / Qasimlo (1991)
- Zembîlfiros (1992)
- Ya Star (1995)
- Naze (1996)
- Heviya Te (1999)
- Roj û Heyv (2000)
- Sarê (2001)
- Helbestên bijartî yên 1 /Kirîvê (2002)
- Helbestên bijartî yên 2/Klasîk (2003)
- Helbesten Bijarti yên 3 (2004)
- Min bêriya te kiriye (2004) Siehe auch Kurdische Musik

Weblinks

- [http://www.sivan-perwer.com Offizielle Seite]
- [http://www.sp-f.org/index.php Sivan Perwer Stiftung] Perwer, Sivan Perwer, Sivan Perwer, Sivan Perwer, Sivan

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