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TEMPÊTE

  • Astronomie en générale/ NOTRE SYSTEMES SOLAIRE EN DETAIL

    NOTRE SOLEIL

    Solar prominence from stereo spacecraft september 29 2008

    Notre Étoile Soleil
    Le Soleil est l’étoile du Système solaire. Dans la classification astronomique, c’est une étoile de type naine jaune, composée d’hydrogène et d’hélium. Wikipédia
    Distance de la Terre : 149,6 millions km
    Rayon : 695 700 km
    Température de surface : 5 778 K
    Masse : 1,989 × 10^30 kg
    Magnitude : -26,74
    Type spectral : G2V

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  • Astronomie en générale/ LA LUNE ET SES CRATERES EN DETAIL

    LA LUNE EN DETAIL

     

    La Lune
    La Lune est l'unique satellite naturel de la Terre. Suivant la désignation systématique des satellites, la Lune est appelée Terre I; cependant en pratique cette forme n'est pas utilisée. Wikipédia
    Distance de la Terre : 384 400 km
    Rayon : 1 737 km
    Gravité : 1,622 m/s²
    Période orbitale : 27 jours
    Âge : 4,53 milliards ans
    Orbites : Terre

    Associations Astrophotometeo53 Vanessa Vincent Coralie

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    LES MERS ET LES CRATERES PRINCIPAUX DE LA LUNE

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    SES CRATERES EN DETAIL ILLUSTRES

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  • Astronomie en générale/ Les galaxies

    Les différents types de galaxies

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  • Astronomie en générale/ La nature des nébuleuses

    L’observation des nébuleuses

    Grâce aux progrès constants dans les moyens d’observation du ciel, les astronomes du XVIIIe siècle se rendirent compte qu’il existait de nombreux objets diffus qu’ils baptisèrent du nom de nébuleuse. A cette époque, l’astronome français Charles Messier établit une liste d’une centaine de ces objets. Il leur donna les noms bien connus de nos jour comme par exemple M31 pour la galaxie d’Andromède.

    Au XIXe siècle, William Herschel et son fils établirent une liste de plus de 5000 objets qui devint plus tard le fameux Nouveau Catalogue Général, dans lequel la même galaxie d’Andromède se nomme NGC 224.

    Nous savons de nos jours que ces nébuleuses ne sont pas toutes des objets de même nature. On trouve ainsi de simples amas d’étoiles ou bien des nuages de gaz, mais aussi des objets extérieurs à la Galaxie. Ce sont ces derniers qui posèrent le plus de difficultés aux astronomes et qui nous intéressent ici.

    Le philosophe allemand Emmanuel Kant, qui fut l’un des premiers à réaliser la véritable nature de la Voie Lactée, avança en 1755 que ces nébuleuses étranges étaient d’énormes regroupements d’étoiles, de nature semblable à la Galaxie et situés bien au-delà des limites de cette dernière. Il les appela des univers-îles.

    En 1845, Lord Rosse commença l’étude de ces nébuleuses à l’aide du télescope de 1,80 mètre qu’il venait juste d’achever en Irlande. Il fut alors en mesure d’observer dans certaines d’entre elles une structure spirale très nette et en déduisit que ces objets étaient des systèmes d’étoiles à part entière, distincts de la Voie Lactée.

    Le grand débat entre Harlow Shapley et Heber Curtis

    Au début du XXe siècle, la communauté astronomique était divisée en deux camps, pour ou contre l’hypothèse des univers-îles. En 1920 eut lieu un célèbre débat à Washington, où s’affrontèrent les champions de ces deux camps.

    D’un côté, on trouvait Harlow Shapley qui avançait que la Galaxie était énorme, d’un diamètre de 300.000 années-lumière, et pensait que les nébuleuses spirales étaient des objets gazeux contenus dans notre Galaxie même.

    En effet, les mesures de distance de l’époque indiquaient que les Nuages de Magellan se trouvaient aux limites de la Galaxie et en faisaient donc encore partie. Nous savons aujourd’hui que leur distance est en fait deux fois plus grande, mais étant donné l’incertitude des mesures de l’époque le doute était permis.

    Dans l’autre camp, le chef de file était Heber Curtis, qui ne croyait pas à la description de la Voie Lactée par Harlow Shapley et remettait en cause la méthode des céphéides. Il pensait que la Galaxie était relativement petite, avec un diamètre d’environ 30.000 années-lumière et que les nébuleuses étaient d’autres galaxies situées loin de la nôtre.

    Curtis s’appuyait en particulier sur l’observation d’explosions de supernovae dans ces galaxies. Ces observations montraient que les nébuleuses étaient effectivement formées d’étoiles, mais aussi qu’elles étaient très lointaines étant donné la faible luminosité apparente des supernovae.

    Mais le débat de 1920 ne régla rien, aucun des participants n’étant en mesure d’apporter un argument vraiment déterminant.

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    En 2011, le télescope spatial pointe vers l’étoile V1 dans la galaxie d’Andromède, la première céphéide dont Edwin Hubble fut en mesure de déterminer la distance en 1923. Crédit : NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

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  • Astronomie en générale/ Catégories d'étoiles

    Caractéristiques des étoiles

          Catégorie : étoiles
     

    L'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent 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 rien en 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. Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 150 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile. En 2010, une équipe d’astronomes dirigée par Paul Crowther, Professeur d’astrophysique à l’Université de Sheffield, a découvert l’étoile la plus massive avec une masse supérieure à 300 fois la masse de notre Soleil, soit deux fois les 150 masses solaires considérées comme la masse maximale pour une étoile. L’étoile R136a1, trouvée dans l’amas R136, est l’étoile observée la plus massive avec une masse d’environ 265 masses solaires et une masse calculée à la naissance de 320 fois la masse du Soleil. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite. Les étoiles très massives produisent des vents très puissants. 
    "Étant âgée d’un peu plus d’un million d’années, l’étoile la plus extrême, R136a1, est déjà à la moitié de sa vie et a déjà subi un intense régime amaigrissant, perdant un cinquième de sa masse initiale pendant cette période, ce qui correspond à plus de cinquante masses solaires." dit Paul Crowther. 
    En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires. 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. Comparativement à notre planète (environ 12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ 1,5 million de km et certaines étoiles comme Antarès ou Bételgeuse ont un diamètre 800 fois supérieur à notre Soleil. La recherche stellaire quant à elle utilise plutôt la grandeur du rayon plutôt que le diamètre qui reste une notion à deux dimensions. 
    La magnitude est une échelle logarithmique du flux radiatif de l'étoile. La magnitude est une échelle logarithmique du flux radiatif de l'étoile.

     

    On distingue la magnitude apparente qui dépend de la distance entre l'étoile et l'observateur, et la magnitude absolue, qui est la magnitude de l'étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsec de l'observateur. La magnitude absolue est bien sûr directement liée à la luminosité de l'étoile. Cette dernière grandeur est utilisée par les modèles d'évolution stellaires, tandis que la magnitude apparente est plutôt utilisée pour les observations, puisque l'œil possède une sensibilité également logarithmique. La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement les étoiles, nous pouvons y remarquer une couleur : bleu, blanc, rouge et même doré. Le fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère. 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 et sont classés par les lettres O B A F G K M . 
    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. 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, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges.

    class Description temperature
    O super massive star ≥ 30000 K
    W Wolf-Rayet star ≥ 25000 K
    B massive star 10000 - 30000 K
    A large star 7300 - 10000 K
    F solar type 6000 - 7300 K
    G solar type 5300 - 6000 K
    K solar type 3800 - 5300 K
    M sub solar 2500 - 3800 K
    C carbon star 2400 - 3200 K
    S sub carbon star 2400 - 3500 K
    L hot brown dwarf 1300 - 2400 K
    T cool brown dwarf 600 - 1300 K
    Y sub brown dwarf < 600 K

    Tableau : Classification par type spectral.

       

    Image : Image de l’amas globulaire d’Omega du Centaure, prise par le télescope spatial Hubble avec la Wide Field Camera 3 (WFC3), en 2009. crédit : NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team.
    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 et sont classés par les lettres O B A F G K M . 
    Les étoiles O et B sont bleues à l'œil, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges.

    Catégorie d'étoiles : naine

           
    nota : Les naines brunes ne sont pas des étoiles ou plutôt ce sont des étoiles ratées. Leur masse se situe entre celles des petites étoiles et celle des grosses planètes. En effet, au dessus de 8% de la masse solaire, une protoétoile amorce des réactions thermonucléaires et brille. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives mais elles rayonnent un peu de chaleur, résidu de sa formation. Il est possible qu'au début de leur formation elles aient démarré une fusion thermonucléaire mais elles se sont éteintes. Les naines brunes n'ont jamais atteint la masse critique (13 fois la masse de Jupiter ou 0,08 fois la masse du Soleil) pour s'enflammer et maintenir un état durable. Les naines brunes sont difficilement observables, puisqu'elles n'émettent qu'un faible rayonnement dans l'infrarouge. 
    Naines brunes : Teide 1, WISE 0855–0714
     
    nota : Les naines rouges sont de petites étoiles (0,08 et 0,4 masse solaire) rouges et discrètes dont la température en surface est peu élevée (entre 2 500 et 5 000 K), ce qui explique qu'elles brillent dans le rouge ou l'orange. Ces étoiles parmi les plus nombreuses de l'Univers, ne consomment que très peu de carburant nucléaire (hydrogène) et possèdent donc une durée de vie très longue, estimée entre quelques dizaines et 1 000 milliards d'années.  
    Elles se contractent et s'échauffent lentement jusqu'à ce que tout leur hydrogène soit consommé. Proxima du Centaure ou Alpha Centauri C, l'étoile la plus proche de nous est une naine rouge, de même qu'une vingtaine d'autres parmi les trente étoiles les plus proches du système solaire. 
    Naines rouges : Proxima Centauri, Regulus C
     
    nota : Les naines blanches sont des résidus d'étoiles éteintes. C’est l’avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,3 et 1,4 fois celle du Soleil. La densité d'une naine blanche est très élevée. Une naine blanche de 1 masse solaire a un rayon de l'ordre de celui de la Terre. Le diamètre de la naine blanche ne dépend pas de sa température, mais de sa masse, plus sa masse est élevée, plus son diamètre est faible. Toutefois, il existe une valeur au-dessus de laquelle une naine blanche ne peut exister, c’est la limite de Chandrasekhar. Au-delà de cette masse, la pression due aux électrons est insuffisante pour compenser la gravité et l'étoile continue sa contraction, jusqu'à devenir une étoile à neutrons.
    Naines blanches : Sirius B, 40 Eridani B

    Catégorie d'étoiles : naine

           
    nota : Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne, mais les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes. Elles ont une température de surface d'environ 6 000 K 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. 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, et 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 alors de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche de la taille d'une planète. 
    Naines jaunes : Soleil, α Centauri A
      protubérance solaire  
    nota : Les naines orange sont des étoiles de la séquence principale, de type K V, K (type spectral), V (classe de luminosité). Elles se situent entre les naines jaunes comme le Soleil et les naines rouges comme Proxima du Centaure. Elles ont des masses de l'ordre de 0,5 à 0,8 fois celle du Soleil (entre 500 et 800 masses de Jupiter) et des températures de surface comprises entre 3 500 et 5 000 K. 
    Naines oranges : Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Eta Cassiopeiae, Sigma Draconis, 61 Cygni

    Catégorie d'étoiles : géante

           

    Les géantes blanches, bleues et  super géantes jaunes, rouges sont très chaudes et brillantes. 
    Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Les géantes bleues sont extrêmement lumineuses, de magnitude absolue -5, -6 et plus. 
    Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène et leur durée de vie est très courte de l'ordre de 10 à 100 millions d'années, elles sont donc très rares dans l'Univers observable. Lorsque l'hydrogène dans son cœur a été consumé, la géante bleue fusionne alors l'hélium puis produisent de l'oxygène. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse jusqu'à devenir une super géante rouge. 
    L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... 
    C'est dans les étoiles que la matière dont nous sommes fait est créée.
    À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Puis elle explose en une supernova et meurt en ensemençant l'espace interstellaire d'atome complexe.

     

    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.

    Géantes bleues : Rigel, Deneb, Hadar,
    Géantes rouges : Aldébaran, 
    Géantes blanches : Procyon, 
    Géantes jaunes : Pollux,
    Supergéantes jaunes : Canopus,
    Supergéantes bleues : Achernar,
    Supergéantes rouges : Bételgeuse, Antarès,

       

    Catégorie d'étoiles : étoile à neutrons et trou noir

           

    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. La densité d'une étoile à neutrons est à peu près celle du noyau atomique. 
    Ces objets, appelés magnétars, possèdent des champs magnétiques très intenses. Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Ce champs est tellement puissant qu'il déforme jusqu'aux atomes constituant la matière. 
    En l'absence de champs magnétiques, les atomes ont une forme sphérique, alors que soumis à des champs magnétiques super puissants, ils prennent une forme effilée et s'alignent d'eux-mêmes suivant des lignes de champ magnétique, comme autant de petites aiguilles placées bout à bout.
    Les trous noirs sont des objets massifs dont le champ gravitationnel est si intense qu’il empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper.

     

    Les trous noirs sont décrits par la théorie générale de la relativité. Lorsque le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons, il se contracte inexorablement jusqu'à former cet objet astronomique qu'est le trou noir. 
    Envisagée dès le 18ème siècle, la théorie soutenant l'existence des trous noirs, stipule qu'il s'agit d'objets si denses que leur vitesse de libération est supérieure à la vitesse de la lumière – c'est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle de surface, et reste donc prisonnière. 
    De cette caractéristique inquiétante proviennent les qualificatifs « noir » et « obscur, » mais le terme le plus exact serait surement « invisible, » car il s'agit bien là d'une absence totale de luminosité. La théorie définit également avec précision l'intensité du champ gravitationnel d'un trou noir. 
    Elle est telle qu'aucune particule franchissant son horizon, frontière théorique, ne peut s'en échapper. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, 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.

     

     

    Image : V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA.