Astronomie

Le Soleil ne se refroidira-t-il qu'après avoir quitté la séquence principale ?

Le Soleil ne se refroidira-t-il qu'après avoir quitté la séquence principale ?

Je pensais que la réponse est oui, un peu. Au fur et à mesure que le soleil manque d'hydrogène, il se contracte de plus en plus, augmentant la pression, la température et donc la luminosité. Ceci est soutenu par cette réponse disant, à propos des étoiles de la séquence principale, que :

Le résultat est que les étoiles plus âgées sont légèrement plus chaudes et plus brillantes que les étoiles plus jeunes.

Cependant, Wikipédia dit

les étoiles de masse faible et intermédiaire se dilatent et se refroidissent jusqu'à ce qu'à environ 5 000 K, leur luminosité commence à augmenter dans une étape connue sous le nom de branche de la géante rouge. La transition de la séquence principale à la branche géante rouge est connue sous le nom de branche sous-géante.

Ai-je raison de dire que ce refroidissement mentionné par wikipédia se produit après l'étoile a quitté le MS, alors qu'elle était sur la branche sous-géante ? (Pas de refroidissement, puis entrée dans SGB, en route vers RVB.)


La réponse est non: le Soleil se refroidit tout au long de sa durée de vie de séquence principale. Cet effet est dû à l'accumulation de cendres d'hélium dans le cœur, ce qui diminue la quantité d'énergie libérée par unité de volume. La diminution de la production d'énergie pour contrer la gravité signifie que le noyau se contracte sous sa propre gravité, augmentant les températures et les pressions dans le noyau, et donc le taux de fusion. Cela compense la baisse du taux de fusion due à l'accumulation de cendres d'hélium, augmentant la production d'énergie du noyau.

Cependant, cette augmentation de la production d'énergie provoque en fait l'expansion des couches externes de l'étoile, diminuant en conséquence la température. La température de surface de cette étoile baisse donc réellement (au moins pour les étoiles suffisamment massives, je ne sais pas trop s'il y a une différence pour < 1 étoiles de masse solaire).

C'est pourquoi la partie inférieure de la séquence principale s'appelle Zero Age Main Sequence (ZAMS) : tout au long de sa vie, les étoiles du MS se déplaceront vers le haut et vers la droite sur la séquence principale, loin du ZAMS. C'est ce qu'on appelle l'élargissement de la séquence principale. Voir le diagramme ci-dessous, où le "MS" dans les pistes évolutives vous indique quand l'étoile est toujours sur la séquence principale (mais pas sur le ZAMS).

Cependant, il convient de noter que cela est beaucoup moins important que le refroidissement (en termes de températures de surface) dans la phase sous-géante ou géante rouge, c'est pourquoi il est souvent ignoré ou occulté.


Le Soleil ne se refroidira-t-il qu'après avoir quitté la séquence principale ? - Astronomie

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

  • Expliquez comment le Diagramme H–R d'un amas d'étoiles peut être lié à l'âge de l'amas et aux stades d'évolution de ses membres stellaires
  • Décrire comment la coupure de la séquence principale d'un cluster révèle son âge

Dans la section précédente, nous avons indiqué que les amas ouverts sont plus jeunes que les amas globulaires et que les associations sont généralement encore plus jeunes. Dans cette section, nous montrerons comment nous déterminons les âges de ces amas d'étoiles. L'observation clé est que les étoiles de ces différents types d'amas se trouvent à différents endroits dans le diagramme H-R, et nous pouvons utiliser leurs emplacements dans le diagramme en combinaison avec des calculs théoriques pour estimer combien de temps elles ont vécu.


Évolution de la séquence post-principale monosolaire.

Des étoiles telles que notre Soleil quittent la séquence principale et remontent la branche de la géante rouge (RVB), fusionnant l'hydrogène en hélium dans la combustion de la coquille d'hydrogène. Un flash d'hélium très court voit le début de la fusion du noyau d'hélium et l'étoile se déplace le long de la branche horizontale (HB). Une fois que la température de la coquille est suffisante, la combustion de la coquille d'hélium commence et l'étoile monte dans la branche géante asymptotique (AGB).

Sortir de la séquence principale - Branche de la géante rouge

Une étoile reste sur la séquence principale tant qu'il y a de l'hydrogène dans son noyau qu'elle peut fusionner en hélium. Jusqu'à présent, nous avons supposé qu'une étoile de la séquence principale maintenait une production d'énergie constante. En fait, à mesure qu'une étoile de la séquence principale vieillit, sa luminosité augmente légèrement, ce qui entraîne son expansion et le refroidissement de sa couche externe. Cela explique pourquoi la séquence principale est une bande large plutôt qu'une ligne étroite - les étoiles se déplacent vers le haut et vers la droite sur cette bande à mesure qu'elles vieillissent.

Finalement, le carburant hydrogène dans le cœur s'épuise et la fusion s'arrête, coupant la pression de rayonnement vers l'extérieur. L'attraction gravitationnelle vers l'intérieur provoque la contraction du noyau d'hélium, convertissant l'énergie potentielle gravitationnelle en énergie thermique. Bien que la fusion n'ait plus lieu dans le cœur, l'augmentation de la température chauffe la coque d'hydrogène entourant le cœur jusqu'à ce qu'elle soit suffisamment chaude pour démarrer la fusion d'hydrogène, produisant plus d'énergie que lorsqu'elle était une étoile de la séquence principale. Cette soi-disant combustion des coquilles provoque des effets intéressants.

La nouvelle pression de rayonnement accrue provoque en fait l'expansion des couches externes de l'étoile pour maintenir le gradient de pression. Au fur et à mesure que le gaz se dilate, il se refroidit, tout comme une bombe aérosol semble plus froide après utilisation, car le gaz a été libéré. Cette expansion et ce refroidissement font chuter la température effective. La convection transporte l'énergie vers les couches externes de l'étoile depuis la région de combustion des coquilles. La luminosité de l'étoile finit par augmenter d'un facteur 1000 × environ. Au cours de cette étape d'expansion, l'étoile se déplacera vers le haut et vers la droite sur le diagramme HR le long de la branche de la Géante Rouge (RVB). Une étoile de classe G (V) peut devenir une géante de classe III à luminosité K élevée ou M faible.

Une géante rouge affiche des extrêmes de densité. L'enveloppe extérieure est grossièrement étendue et donc à une densité inférieure à celle du vide sur Terre. Il n'est que faiblement retenu par la force gravitationnelle au reste de l'étoile et facilement éjecté. La perte de masse d'un géant est généralement d'environ 10 à 7 masses solaires par an, contre seulement 10 à 17 masses solaires par an actuellement pour le Soleil. Alors que l'enveloppe est ténue et froide, le noyau d'hélium contracté est incroyablement dense. Il ne fait qu'environ un tiers de sa taille d'origine. Les électrons dans le noyau forment un gaz d'électrons dégénéré, ils sont emballés étroitement dans un volume régi uniquement par le principe d'incertitude. Dans cet état, il ne se comporte plus comme un gaz parfait.

L'hélium « brûlant » et le flash d'hélium

La fusion de l'hydrogène dans la coque produit plus d'hélium. Cela se déverse sur le noyau, ajoutant à sa masse, le faisant chauffer encore plus. Lorsque la température centrale atteint 100 millions de K, les noyaux d'hélium ont maintenant une énergie cinétique suffisante pour surmonter la forte répulsion coulombique et fusionner, formant du carbone 12 dans un processus en deux étapes. Comme trois noyaux d'hélium, également connus sous le nom de particules alpha, sont utilisés, cela s'appelle le processus triple alpha. La fusion ultérieure avec un autre noyau d'hélium produit des noyaux d'oxygène-16. Ce processus est la principale source de carbone et d'oxygène présents dans l'Univers, y compris dans notre corps.

Dans les étoiles dont la masse est inférieure à environ 2-3 masses solaires, le processus triple alpha démarre en quelques minutes ou heures. Une fois que la température est suffisamment élevée pour la fusion de l'hélium dans une partie du cœur, la réaction se propage rapidement dans tout le cœur en raison du comportement du gaz dégénéré en électrons. Ce début soudain de la fusion du noyau d'hélium (ou « brûlage ») est appelé le flash d'hélium.

La branche horizontale

L'énergie libérée par le flash d'hélium élève la température centrale au point où elle n'est plus dégénérée. Il recommence donc à se comporter comme un gaz parfait et peut donc se dilater et se refroidir. Les transferts d'énergie se traduisent par une couche externe plus chaude de l'étoile mais une taille globale plus petite. L'élévation de la température effective et la diminution de la surface sont telles que la luminosité reste à peu près constante. Une telle étoile traverse vers la gauche le long de la branche horizontale sur le diagramme RH. Les étoiles HB ont une combustion de noyau d'hélium et une combustion de coque d'hydrogène.

Une étoile de masse solaire a suffisamment de combustible à l'hélium pour que la combustion du cœur dure environ 100 millions d'années.

La branche géante asymptotique

Finalement, tout l'hélium du noyau a fusionné en carbone et en oxygène et le noyau se contracte à nouveau. Les noyaux de carbone et d'oxygène contiennent plus de protons que l'hélium, donc la répulsion coulombique est plus grande. La température nécessaire pour les fusionner en noyaux plus lourds doit être encore supérieure aux 100 millions de K nécessaires à la fusion de He. Dans les étoiles de 8 masses solaires ou moins, l'énergie gravitationnelle est insuffisante pour générer les températures requises. Plus aucune fusion du cœur ne peut donc avoir lieu. La contraction du noyau génère cependant suffisamment de chaleur pour que la couche d'hélium environnante commence à fusionner, c'est-à-dire que la combustion de la coque d'hélium commence. L'énergie provenant de la combustion de l'hélium chauffe à son tour l'hydrogène inutilisé environnant qui déclenche également la combustion de la coquille.

L'étoile géante s'étend à nouveau, peut-être jusqu'à 1,5 UA, soit l'équivalent de l'orbite de Mars. C'est maintenant une étoile à branche géante asymptotique (AGB), occupant la partie supérieure droite du diagramme HR. Un AGB à une masse solaire peut avoir une luminosité de 10 000 fois celle de notre Soleil actuel. Mira (ο Ceti) est un exemple d'étoile AGB.

Les couches externes des étoiles AGB ne sont que faiblement retenues par la gravité. L'enveloppe qui brûle l'hélium n'est pas assez dense pour dégénérer, de sorte que des éclairs d'hélium se produisent avec une élévation de température galopante. La vitesse de réaction accrue qui en résulte génère une grande libération d'énergie ou une impulsion thermique pendant quelques centaines d'années. Au cours de cette phase, les noyaux à l'intérieur de l'enveloppe brûlant de l'hélium peuvent être synthétisés en noyaux plus lourds grâce à la capture de neutrons et à la désintégration bêta radioactive. Ce soi-disant s-processus (s pour ralentir, en comparaison avec le rapide, r-processus qui se produit dans les étoiles plus massives) produit des éléments aussi lourds que le bismuth avec 83 protons. Les étoiles AGB peuvent produire une impulsion thermique tous les 10 000 à 100 000 ans.

Les grands courants de convection dans les étoiles AGB transportent le matériau produit dans la fine coquille brûlant de l'hélium jusqu'à la surface. Ces noyaux plus lourds sont détectés dans le spectre de l'étoile, ce qui donne ainsi un aperçu de ce qui se passe au plus profond de l'étoile. Comme pour les étoiles RVB, la pression de rayonnement a tendance à faire disparaître une grande partie de la couche externe tenue de manière ténue. Le taux de perte de masse est d'un ordre de grandeur plus élevé bien qu'il commence à environ 10 -6 masses solaires par an. Au fur et à mesure que l'étoile évolue dans la branche AGB, les pulsations augmentent le taux de perte de masse jusqu'à environ 10 -4 masses solaires par an.

Le matériau éjecté comprend un mélange d'éléments comprenant du carbone et de l'oxygène dragué de l'intérieur de l'étoile. Les molécules riches en carbone forment des particules de poussière et de suie qui ont tendance à envelopper l'étoile réelle. Au fur et à mesure que le nuage se dilate, il se refroidit mais la poussière absorbe et réémet le rayonnement de l'étoile à des longueurs d'onde plus longues. Les AGB sont ainsi souvent plus lumineux dans l'infrarouge que dans le visible. Le nuage en expansion peut également être observé dans les bandes d'ondes radio.

Les AGB comme Mira sont des étoiles variables intrinsèques avec des périodes de quelques mois ou quelques années. Ils peuvent varier jusqu'à 10 magnitudes. Le rayon de Mira diffère d'un facteur deux lors de ses oscillations.

Ce qui arrive aux étoiles de masse solaire une fois la fusion terminée est discuté à la page suivante.


  • T passe de 4000K (enveloppe) à 120 000K (noyau nu)
  • L reste constant à

Les photons UV du noyau ionisent le gaz d'enveloppe éjecté, formant un Nébuleuse planétaire

En fait, il y a une certaine controverse à ce sujet. La masse stellaire minimale nécessaire pour obtenir un stade de nébuleuse planétaire n'est pas connue, principalement en raison de l'incertitude sur la quantité de masse perdue pendant les phases de vent stellaire et sur la manière dont cela affecte l'évolution du noyau nu et de l'enveloppe en expansion. Il y a deux possibilités : l'une est le scénario ci-dessus où le Soleil fleurit brièvement comme une nébuleuse planétaire, l'autre où l'enveloppe se dissipe avant que le noyau ne devienne suffisamment chaud pour l'ioniser et allumer la nébuleuse. Il n'y a actuellement aucun consensus.


Étoile brillante brillante

Il y a plus de 2 000 ans, l'astronome grec Hipparque a été le premier à dresser un catalogue d'étoiles en fonction de leur luminosité, selon Dave Rothstein, qui a participé au site Web "Ask An Astronomer" de l'Université Cornell en 2003.

"Fondamentalement, il a regardé les étoiles dans le ciel et les a classées en fonction de leur luminosité. Les étoiles les plus brillantes étaient" magnitude 1 ", les plus brillantes suivantes étaient " magnitude 2 ", etc., jusqu'à " magnitude 6 ", qui étaient les étoiles les plus faibles qu'il pouvait voir", a écrit Rothstein.

Les instruments modernes ont amélioré les mesures de luminosité, les rendant plus précises.

Au début du 20e siècle, les astronomes ont réalisé que la masse d'une étoile est liée à sa luminosité, ou à la quantité de lumière qu'elle produit. Ceux-ci sont tous deux liés à la température stellaire. Les étoiles 10 fois plus massives que le soleil brillent mille fois plus.

La masse et la luminosité d'une étoile sont également liées à sa couleur. Les étoiles plus massives sont plus chaudes et plus bleues, tandis que les étoiles moins massives sont plus froides et ont un aspect rougeâtre. Le soleil se situe entre le spectre, ce qui lui donne un aspect plus jaunâtre.

"La température de surface d'une étoile détermine la couleur de la lumière qu'elle émet", selon l'observatoire mondial de Las Cumbres. "Les étoiles bleues sont plus chaudes que les étoiles jaunes, qui sont plus chaudes que les étoiles rouges."

Cette compréhension a conduit à la création d'un graphique connu sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R), un graphique d'étoiles basé sur leur luminosité et leur couleur (qui à son tour montre leur température). La plupart des étoiles se trouvent sur une ligne connue sous le nom de « séquence principale », qui va du haut à gauche (où les étoiles chaudes sont plus brillantes) vers le bas à droite (où les étoiles froides ont tendance à être plus sombres). [Vidéo : Construction du diagramme de Hertzsprung-Russell (site Hubble)]


Âge:4,6 milliards d'années
Taper:Naine Jaune (G2V)
Diamètre:1 392 684 km
Circonférence équatoriale :4 370 005,6 km
Masse:1,99 × 10^30 kg (333 060 Terres)
Température de surface :5 500 °C
  • Le Soleil c'est toutes les couleurs mélangées, cela paraît blanc à nos yeux.
  • Le Soleil est composé d'hydrogène (70%) et d'hélium (28%).
  • Le Soleil est une étoile G2V (ou naine jaune) de la séquence principale.
  • Le Soleil est 109 fois plus large que la Terre et 330 000 fois plus massif.
  • La surface du Soleil est 11 990 fois celle de la Terre.
  • La distance entre la Terre et le Soleil est une unité astronomique (UA)
  • Un million de Terres pourraient tenir à l'intérieur du Soleil.
    Un Soleil creux conviendrait à environ 960 000 Terres sphériques. S'il est écrasé à l'intérieur sans espace perdu, alors environ 1 300 000 pourraient tenir à l'intérieur. La surface du Soleil est 11 990 fois celle de la Terre.
  • Le Soleil contient 99,86% de la masse du système solaire.
    La masse du Soleil est environ 330 000 fois supérieure à celle de la Terre. C'est presque trois quarts d'hydrogène, tandis que la majeure partie de la masse restante est de l'hélium.
  • Le Soleil est une sphère presque parfaite.
    Il y a une différence de 10 kilomètres entre le diamètre polaire et équatorial du Soleil. Cela signifie que c'est la chose la plus proche d'une sphère parfaite qui a été observée dans la nature.
  • Le Soleil va consommer la Terre.
    Lorsque le Soleil aura brûlé tout son hydrogène, il continuera à brûler de l'hélium pendant encore 130 millions d'années. Pendant ce temps, il s'étendra au point d'engloutir Mercure, Vénus et la Terre. A ce stade elle sera devenue une géante rouge
  • Le Soleil aura un jour à peu près la taille de la Terre.
    Après sa phase de géante rouge, le Soleil s'effondrera. Il gardera sa masse énorme avec le volume approximatif de notre planète. Lorsque cela se produira, il sera devenu une naine blanche.
  • La température à l'intérieur du Soleil peut atteindre 15 millions de degrés Celsius.
    L'énergie est générée au cœur du Soleil, par fusion nucléaire, lorsque l'hydrogène se transforme en hélium. Les objets chauds se dilatent, le Soleil exploserait sans son énorme force gravitationnelle. La température à la surface du Soleil est plus proche de 5 600 degrés Celsius.
  • La lumière du Soleil met huit minutes pour atteindre la Terre.
    Le Soleil est à une distance moyenne de 150 millions de kilomètres de la Terre. La lumière voyage à 300 000 kilomètres par seconde. Diviser l'un par l'autre nous donne un temps approximatif de 500 secondes (ou huit minutes et 20 secondes). Bien que cette énergie atteigne la Terre en quelques minutes, il aura déjà fallu des millions d'années pour voyager du noyau solaire à sa surface.
  • Le Soleil se déplace à 220 kilomètres par seconde.
    Le Soleil est à 24 000 à 26 000 années-lumière du centre galactique. Il faut au Soleil 225-250 millions d'années pour compléter une orbite du centre de la Voie lactée.
  • La distance du Soleil à la Terre change tout au long de l'année.
    C'est parce que la Terre se déplace sur une orbite elliptique autour du Soleil. La distance entre les deux corps varie de 147 à 152 millions de kilomètres.
  • Le Soleil est d'âge moyen.
    À environ 4,6 milliards d'années, le Soleil a déjà brûlé environ la moitié de ses réserves d'hydrogène. Il lui en reste assez pour continuer à brûler de l'hydrogène pendant environ 5 milliards d'années. Le Soleil est actuellement un type d'étoile connu sous le nom de naine jaune.
  • Le Soleil a un champ magnétique très puissant.
    L'énergie magnétique libérée par le Soleil lors des orages magnétiques provoque des éruptions solaires. Nous les voyons comme des taches solaires. Dans les taches solaires, les lignes magnétiques se tordent et tournent, un peu comme une tornade le ferait sur Terre.
  • Le Soleil génère du vent solaire.
    Le vent est un flux de particules chargées. Celui-ci se déplace à environ 450 kilomètres par seconde à travers le système solaire. Le vent solaire se produit lorsque le champ magnétique du Soleil s'étend dans l'espace.
  • Sol est le latin pour Sun
    C'est de là que vient le mot “solaire”, qui est utilisé pour décrire des choses qui sont dérivées, liées ou causées par le Soleil

Le Soleil ne se refroidira-t-il qu'après avoir quitté la séquence principale ? - Astronomie

Lorsque la température dans le noyau atteint environ 100 millions de degrés, l'hélium commence à fusionner en carbone par une réaction connue sous le nom de processus triple-alpha, car il convertit trois noyaux d'hélium en un atome de carbone. Cela génère beaucoup de chaleur. Cependant, contrairement à l'époque où le Soleil était jeune et que son noyau contenait de la matière normale, ajouter plus de chaleur à l'hélium dégénéré en électrons ne provoque pas son expansion et son refroidissement. Comme je l'ai noté lorsque je discutais de la mécanique quantique, la matière dégénérée par les électrons se comporte plus comme un liquide que comme un gaz lorsque vous la chauffez : sa température augmente rapidement, mais elle ne se dilate pas. En d'autres termes, le mécanisme d'autorégulation qui maintient les étoiles de la séquence principale si stables (équilibre hydrostatique) est désactivé dans la matière dégénérée en électrons. Si vous ajoutez de la chaleur à une naine blanche, elle devient juste plus chaude.

En l'occurrence, le processus triple-alpha est exceptionnellement fortement dépendant de la température : doubler la température de la réaction la fait fonctionner environ un billion de fois plus vite ! Ainsi, lorsque l'hélium en fusion chauffe le noyau, qui ne peut pas se dilater pour se refroidir, l'augmentation de la température fait que la fusion de l'hélium se déroule soudainement des millions de fois plus rapidement, ce qui chauffe encore plus rapidement le noyau, ce qui à son tour fait fusionner l'hélium. , bien plus vite . . .

Bref, le centre du noyau d'hélium explose. Environ 6 % du noyau d'hélium dégénéré par les électrons, qui pèse maintenant environ 40 % de la masse solaire, est fusionné en carbone en quelques minutes. (Cela correspond à la combustion d'environ dix masses terrestres d'hélium par seconde, si vous gardez le score.) Pour des raisons évidentes, les astronomes appellent cela le flash d'hélium. En à peu près le temps qu'il faut pour griller un bagel, le flash libère autant d'énergie que notre Soleil actuel en génère en 200 millions d'années. Au plus fort de l'éclair, le noyau du Soleil égalera très brièvement la luminosité combinée de toutes les étoiles de la Voie lactée ! On pourrait imaginer qu'une conflagration de cette ampleur aurait un impact dramatique sur la géante rouge &ndash et c'est le cas, d'une certaine manière, mais pas aussi soudainement ou violemment qu'on pourrait le penser.

Pendant le flash d'hélium, le noyau dégénéré d'une étoile est chauffé si intensément qu'il finit par "se vaporiser", pour ainsi dire. C'est-à-dire que les noyaux individuels commencent à se déplacer si vite qu'ils peuvent "s'évaporer" et s'en échapper. Le noyau redevient un gaz normal (spectaculairement dense) et se dilate puissamment. L'énorme énergie gravitationnelle nécessaire pour étendre 100 000 masses terrestres hors de la dégénérescence et jusqu'à plusieurs fois leur volume d'origine est comparable à la libération d'énergie du flash d'hélium. Ou en d'autres termes, presque toute l'énergie du flash est absorbée par l'haltérophilie titanesque nécessaire pour sortir le noyau de son état de naine blanche. Essentiellement, aucune énergie n'atteint la surface de la géante rouge, et en effet, si vous observiez la géante rouge à l'œil nu alors que son noyau d'hélium s'envolait, il est peu probable que vous remarquiez quoi que ce soit.

Mais les températures élevées nécessaires pour maintenir la combustion de l'hélium signifient que le Soleil ne peut brûler l'hélium que dans un seul sens : très rapidement. Le noyau chaud dicte également une combustion rapide de l'hydrogène. Lorsqu'il était sur la séquence principale normale, la luminosité du Soleil se tenait assez près de 1,0 Lo pendant environ neuf milliards d'années avant de s'éclaircir à environ 2,7 Lo à la fin. Sur la séquence principale d'hélium, la luminosité du Soleil se maintiendra à environ 45 Lo avant d'éclaircir à environ 110 Lo à la fin. Pas si impressionnant qu'une géante rouge, mais très lumineux néanmoins.

Pour maintenir son mode de vie sous-géant, le Soleil doit détruire le carburant de son noyau d'hélium 100 fois plus vite qu'il ne l'a fait avec son noyau d'hydrogène d'origine. Après seulement cent millions d'années sur la séquence principale de l'hélium, le Soleil recommencera à monter vers le royaume des géantes rouges, et pour les mêmes raisons qu'avant. Mais il n'y a pas d'équivalent « flash de carbone » du flash d'hélium qui a arrêté le Soleil la première fois. La température et la pression nécessaires pour enflammer la fusion carbone-carbone sont trop élevées pour que le Soleil puisse les atteindre, quelle que soit la compression de son noyau, de sorte que le carbone s'accumule et devient de plus en plus dense. La tendance que le Soleil a montrée lors de son premier passage en tant que géante rouge, lorsque son noyau a été écrasé à des densités de naines blanches alors même que les couches externes gonflaient à des dizaines de millions de kilomètres de diamètre, est maintenant imparable. Le Soleil redevient une géante rouge, cette fois avec une luminosité maximale supérieure à 3 000 Lo. Ses couches externes soufflent de plus en plus vers l'extérieur, au-delà de l'orbite de Jupiter, alors même que son noyau dégénéré en électrons devient rapidement plus massif et donc plus petit et plus dense.

Et finalement le jour arrive où les deux parties se séparent. Les derniers jours d'une étoile sont extrêmement compliqués, car les coquilles brûlant de l'hélium et de l'hydrogène ne brûlent pas au même rythme. La coquille d'hélium plus chaude et plus rapide a tendance à courir vers l'extérieur et à dépasser la coquille à hydrogène, et lorsque cela se produit, il ne reste plus d'hélium à brûler, de sorte que la coquille d'hélium s'éteint. Mais l'étoile géante prépare rapidement plus d'hélium, qui s'accumule ensuite sur le noyau de la naine blanche jusqu'à ce qu'il s'enflamme soudainement dans un allumage d'hélium qui ressemble à une version bébé d'un flash de noyau d'hélium. La poussée d'hélium perturbe (éteint) la combustion de l'hydrogène pendant une courte période, et ainsi de suite. À la toute fin, le Soleil se tousse littéralement à mort alors que de multiples allumages de carburant et des extinctions de fusion étouffées déchirent son atmosphère.

Remarquablement, il y a une étoile sur le point de souffler ses couches externes qui peuvent être vues à l'œil nu. Il s'agit de Mira, l'"Amazing One", ainsi nommée par les astronomes arabes au Moyen Âge parce que Mira varie de manière assez erratique sur une période d'environ 330 jours, de l'étoile la plus brillante de sa constellation (Cetus, la Baleine) à l'invisibilité totale. Mira est la seule étoile au nom classique que vous ne pouvez pas voir, la plupart du temps. Les instruments modernes révèlent que Mira est un sac de gaz rouge foncé très étendu qui n'est même pas très sphérique et qui, à 2 000 K°, est également l'une des étoiles les plus froides connues. Son atmosphère subit des ondulations et des oscillations complexes alors que la combustion nucléaire en dessous crache et halète. D'où sa variabilité. Dans 500 000 ans ou moins, Mira sera une nébuleuse planétaire.


22.3 Vérification de la théorie

Dans la section précédente, nous avons indiqué que les amas ouverts sont plus jeunes que les amas globulaires et que les associations sont généralement encore plus jeunes. Dans cette section, nous montrerons comment nous déterminons les âges de ces amas d'étoiles. L'observation clé est que les étoiles de ces différents types d'amas se trouvent à différents endroits dans le diagramme H-R, et nous pouvons utiliser leurs emplacements dans le diagramme en combinaison avec des calculs théoriques pour estimer combien de temps elles ont vécu.

Diagrammes H–R des jeunes clusters

Que prédit la théorie pour le diagramme H-R d'un amas dont les étoiles se sont récemment condensées à partir d'un nuage interstellaire ? N'oubliez pas qu'à chaque étape de l'évolution, les étoiles massives évoluent plus rapidement que leurs homologues de masse inférieure. Après quelques millions d'années (« récemment » pour les astronomes), les étoiles les plus massives devraient avoir terminé leur phase de contraction et se trouver sur la séquence principale, tandis que les moins massives devraient se trouver à droite, toujours en route vers la séquence principale. . Ces idées sont illustrées à la figure 22.8, qui montre le diagramme H-R calculé par R. Kippenhahn et ses associés à l'Université de Munich pour un groupe hypothétique avec un âge de 3 millions d'années.

Il existe de vrais amas d'étoiles qui correspondent à cette description. Le premier à être étudié (vers 1950) était NGC 2264, qui est toujours associé à la région de gaz et de poussière dont il est né (figure 22.9).

Le diagramme H–R du cluster NGC 2264 est illustré à la Figure 22.10. L'amas au milieu de la nébuleuse d'Orion (illustré à la figure 21.4 et à la figure 21.5) est à un stade d'évolution similaire.

Au fur et à mesure que les clusters vieillissent, leurs diagrammes H-R commencent à changer. Peu de temps après (moins d'un million d'années après avoir atteint la séquence principale), les étoiles les plus massives utilisent l'hydrogène de leur noyau et évoluent hors de la séquence principale pour devenir des géantes rouges et des supergéantes. Au fur et à mesure que le temps passe, les étoiles de masse inférieure commencent à quitter la séquence principale et se dirigent vers le coin supérieur droit du diagramme H-R.

Lien vers l'apprentissage

Pour voir l'évolution d'un amas d'étoiles dans une galaxie naine, vous pouvez regarder cette brève animation de la façon dont son diagramme H-R change.

La figure 22.11 est une photographie de NGC 3293, un amas vieux d'environ 10 millions d'années. Les nuages ​​denses de gaz et de poussière ont disparu. Une étoile massive a évolué pour devenir une géante rouge et se distingue comme un membre orange particulièrement vif de l'amas.

La figure 22.12 montre le diagramme H-R de l'amas ouvert M41, qui a environ 100 millions d'années à cette époque, un nombre important d'étoiles se sont déplacées vers la droite et sont devenues des géantes rouges. Notez l'écart qui apparaît dans ce diagramme H-R entre les étoiles proches de la séquence principale et les géantes rouges. Un écart n'implique pas nécessairement que les étoiles évitent une région de certaines températures et luminosités. Dans ce cas, il représente simplement un domaine de température et de luminosité à travers lequel les étoiles évoluent très rapidement. Nous voyons un écart pour M41 car à ce moment particulier, nous n'avons pas attrapé une étoile en train de se précipiter sur cette partie du diagramme.

Diagrammes H–R des grappes plus anciennes

Après 4 milliards d'années, beaucoup plus d'étoiles, y compris des étoiles qui ne sont que quelques fois plus massives que le Soleil, ont quitté la séquence principale (Figure 22.13). Cela signifie qu'aucune étoile n'est laissée près du haut de la séquence principale, seules les étoiles de faible masse près du bas restent. Plus l'amas est ancien, plus le point de la séquence principale (et la masse des étoiles) est bas où les étoiles commencent à se déplacer vers la région de la géante rouge. L'emplacement dans le diagramme H-R où les étoiles ont commencé à quitter la séquence principale s'appelle l'arrêt de la séquence principale .

Les amas les plus anciens sont les amas globulaires. La figure 22.14 montre le diagramme H–R de l'amas globulaire 47 Tucanae. Notez que les échelles de luminosité et de température sont différentes de celles des autres diagrammes H–R de ce chapitre. Sur la figure 22.13, par exemple, l'échelle de luminosité sur le côté gauche du diagramme va de 0,1 à 100 000 fois la luminosité du Soleil. Mais sur la figure 22.14, l'échelle de luminosité a été considérablement réduite. Tant d'étoiles de cet ancien amas ont eu le temps de désactiver la séquence principale qu'il ne reste que le bas de la séquence principale.

Lien vers l'apprentissage

Regardez cette brève vidéo de la NASA avec une visualisation en 3D de la création d'un diagramme H-R pour l'amas globulaire Omega Centauri.

Quel est l'âge des différents clusters dont nous avons discuté ? Pour obtenir leurs âges réels (en années), nous devons comparer les apparences de nos calculé Diagrammes H–R d'âges différents à observé Diagrammes H–R de clusters réels. En pratique, les astronomes utilisent la position au sommet de la séquence principale (c'est-à-dire la luminosité à laquelle les étoiles commencent à s'éloigner de la séquence principale pour devenir des géantes rouges) comme mesure de l'âge d'un amas (la coupure de la séquence principale nous en avons parlé précédemment). Par exemple, nous pouvons comparer les luminosités des étoiles les plus brillantes qui sont encore sur la séquence principale dans la Figure 22.10 et la Figure 22.13.

En utilisant cette méthode, certaines associations et amas ouverts s'avèrent être aussi jeunes que 1 million d'années, tandis que d'autres ont plusieurs centaines de millions d'années. Une fois que toute la matière interstellaire entourant un amas a été utilisée pour former des étoiles ou s'est dispersée et s'est éloignée de l'amas, la formation d'étoiles cesse et les étoiles de masse progressivement inférieure quittent la séquence principale, comme le montrent les figures 22.10, 22.12, et Figure 22.13.

À notre grande surprise, même le plus jeune des amas globulaires de notre Galaxie s'avère plus vieux que le plus ancien amas ouvert. Tous les amas globulaires ont des séquences principales qui s'éteignent à une luminosité inférieure à celle du Soleil. La formation d'étoiles dans ces systèmes surpeuplés a cessé il y a des milliards d'années, et aucune nouvelle étoile n'arrive dans la séquence principale pour remplacer celles qui se sont éteintes (voir Figure 22.15).

En effet, les amas globulaires sont les structures les plus anciennes de notre Galaxie (ainsi que d'autres galaxies). Les plus jeunes ont environ 11 milliards d'années et certains semblent être encore plus âgés. Comme ce sont les objets les plus anciens que nous connaissons, cette estimation est l'une des meilleures limites que nous ayons sur l'âge de l'univers lui-même - il doit avoir au moins 11 milliards d'années. Nous reviendrons sur la fascinante question de la détermination de l'âge de l'univers entier dans le chapitre sur le Big Bang.


Par Erik Max Francis [email protected]>

Le Soleil est un nain jaune de séquence principale G2 V. Les naines jaunes vivent
environ 10 milliards d'années (de la séquence principale de l'âge zéro à la naine blanche
formation), et notre Soleil a déjà environ 5 milliards d'années.

Les étoiles de la séquence principale (comme notre Soleil) sont celles qui fusionnent l'hydrogène en
l'hélium, bien que les réactions exactes varient en fonction de la masse du
Star. La phase de séquence principale est de loin la plus stable et
partie de longue durée de la vie d'une étoile le reste de la vie d'une étoile
l'évolution est presque une réflexion après coup, même si les résultats de cette
l'évolution sont ce qui est le plus visible dans le ciel nocturne. Comme le Soleil
âges, sa luminosité augmentera régulièrement. Dans environ 5
milliards d'années, lorsque l'hydrogène dans le noyau du Soleil est principalement
épuisé, le noyau s'effondrera --- et, par conséquent, sa température
se lèvera --- jusqu'à ce que le Soleil commence la fusion de l'hélium en carbone. Parce que
la source de carburant d'hélium libérera plus d'énergie que l'hydrogène, le
Les couches externes du soleil gonfleront et laisseront échapper une partie de ses
l'atmosphère extérieure à l'espace. Lorsque la conversion à la nouvelle source de carburant
est complète, le Soleil sera légèrement diminué en masse, ainsi que
extending out to the current orbit of Earth or Mars (both of which
will then be somewhat further out due to the Sun's slightly decreased
mass). Since the Sun's fuel source will not have increased in
proportion to its size, the blackbody power law indicates that the
surface of the Sun will be cooler than it is now, and will become a
cool, deep red. The Sun will have become a red giant.

A few tens or hundreds of millions of years after the Sun enters its
red giant phase (or "helium main sequence" the traditional main
sequence is occasionally referred to as the hydrogen main sequence to
contrast the other main sequences that a massive star enters), the Sun
will begin to exhaust its fuel supply of helium. As before, when the
Sun left the (hydrogen) main sequence, the core will contract, which
will correspondingly lead to an increase in temperature in the core.

For very massive stars, this second core collapse would lead to a
carbon main sequence, where carbon would fuse into even heavier
elements, such as oxygen and nitrogen. However, the Sun is not
massive enough to support the fusion of carbon instead of finding
newer fuel sources, the Sun's core will collapse until degenerate
electrons---electrons which are in such a compressed state that their
freedom of movement is quantum mechanically restricted---smashed
together in the incredible pressures of the gravitational collapse,
will halt the core's collapse. Due to the energy radiated away during
the process process of the formation of this electron-degenerate core,
the atmosphere of the Sun will be blown away into space, forming what
astronomers call a planetary nebula (named such because it resembles a
planetary disk in the telescope, not because it necessarily has
anything to do with planets). The resulting dense, degenerate core is
called a white dwarf, with a mass of something like the Sun compressed
into a volume about that of the Earth's.

White dwarfs are initially extremely hot. But since the white dwarf
is supported by degenerate electrons, and has no nuclear fuel to speak
of to create more heat, they have no alternative but to cool. Once
the white dwarf has cooled sufficiently---a process which will take
many billions of years---it is called an exhausted white dwarf, or a
black dwarf.


Hertzsprung-Russell diagram

Nos rédacteurs examineront ce que vous avez soumis et détermineront s'il faut réviser l'article.

Hertzsprung-Russell diagram, also called H-R diagram, in astronomy, graph in which the absolute magnitudes (intrinsic brightness) of stars are plotted against their spectral types (temperatures). Of great importance to theories of stellar evolution, it evolved from charts begun in 1911 by the Danish astronomer Ejnar Hertzsprung and independently by the U.S. astronomer Henry Norris Russell.

On the diagram stars are ranked from bottom to top in order of decreasing magnitude (increasing brightness) and from right to left by increasing temperature (spectral class). Stars of the galactic arm in which the Sun is located tend to fall into distinct regions on the diagram. The group called the main sequence extends in a rough diagonal from the upper left of the diagram (hot, bright stars) to the lower right (dim and cool). Large, bright, though cool, stars called giants and supergiants appear in the upper right, and the white dwarfs, dim, small, and hot, lie in the lower left. The Sun lies near the middle of the main sequence, and stars spend most of their lives on the main sequence. As stars burn up the hydrogen in their cores into helium, they become more luminous and cooler (because they have expanded) and therefore move off the main sequence into the upper right region of the giants and supergiants. The point at which stars move off the main sequence can be used to give the age of star clusters, because stars at the lower end of the main sequence take longer to burn their hydrogen into helium than stars at the upper end. The most massive stars explode in supernovas. Stars of a few solar masses eject their outer layers as planetary nebulae, which have a hot, luminous central star found in the upper left of the diagram. Stars like the Sun burn down to cool white dwarfs, which are found in the bottom left of the diagram.

Diagrams drawn for the same stars with colour instead of temperature plotted against magnitude give similar results and are called colour-magnitude diagrams. Colour-magnitude diagrams drawn for stars from other parts of the Milky Way Galaxy—e.g., globular clusters—show different patterns from that for the local stars.

The Editors of Encyclopaedia Britannica This article was most recently revised and updated by Erik Gregersen, Senior Editor.