Astronomie

Le Soleil est-il vraiment une étoile de taille moyenne ?

Le Soleil est-il vraiment une étoile de taille moyenne ?

On dit souvent que le Soleil est une étoile de taille moyenne, voire faible. Est-ce vrai?

Selon cette liste d'étoiles à moins de 21 années-lumière, il n'y a, sur les 121 étoiles les plus proches, que six plus brillantes que le Soleil. Cela signifie que le Soleil est dans le top 6%. Si vous comptez également les naines brunes, le Soleil se classe encore plus haut.

Cela n'indique-t-il pas que le Soleil est en fait une étoile relativement grande ?


Il est vrai qu'un nombre étonnamment élevé d'étoiles sont plus petites (et donc moins massives) que le Soleil. Cependant, les étoiles qui sont plus gros que le Soleil sont souvent beaucoup plus gros.

Regardez ce tableau :


Image reproduite avec l'aimable autorisation de l'utilisateur de Wikipedia Jcpag2012 sous la licence Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0 Unported.

Remarquez à quel point le Soleil est petit par rapport à certaines des autres étoiles. C'est tout petit! C'est en effet une petite étoile - en termes techniques une nain de la séquence principale.

Cependant, malgré sa taille, il est clair qu'il y a beaucoup plus d'étoiles moins massives que le Soleil qu'il y a d'étoiles plus massives que le Soleil. Pourquoi? Il y a deux raisons :

  1. Les étoiles de faible masse vivent plus longtemps.
  2. Plus d'étoiles de faible masse peuvent se former dans une région donnée que d'étoiles de masse élevée.

Encyclopédie d'Astronomie et d'Astrophysique

La distribution des masses peut être quantifiée dans une fonction de masse initiale, généralement donnée sous la forme $$xi(m)=km^{-alpha}$$

Lorsque vous intégrez cela sur une plage de masses, vous pouvez trouver combien d'étoiles se trouvent dans cette plage. Sans surprise, ce nombre diminue de plus en plus au fur et à mesure que vous faites glisser les extrémités vers des étoiles plus massives. Vous pouvez voir cette diminution du fait que $xi'(m)<0$, tant que $k>0$ et $alpha>0$ - ce qui est supposé par le modèle, selon les données empiriques.


Taille des étoiles

Comme vous pouvez probablement le deviner, notre Soleil est une étoile moyenne. Les étoiles peuvent être plus grosses que le Soleil et les étoiles peuvent être plus petites. Jetons un coup d'œil à la taille des étoiles.

Les plus petites étoiles sont les minuscules naines rouges. Ce sont des étoiles n'ayant pas plus de 50% de la masse du Soleil, et elles peuvent avoir aussi peu que 7,5% de la masse du Soleil. C'est la masse minimale dont vous avez besoin pour qu'une étoile puisse supporter la fusion nucléaire dans son noyau. En dessous de cette masse, vous obtenez les naines brunes étoilées ratées. Un exemple assez connu d'étoile naine rouge est Proxima Centauri, l'étoile la plus proche de la Terre. Cette étoile a environ 12% de la masse du Soleil et environ 14% de la taille du Soleil, soit environ 200 000 km de diamètre, ce qui n'est qu'un peu plus grand que Jupiter.

Notre propre Soleil est un exemple d'étoile moyenne. Il a aujourd'hui un diamètre de 1,4 million de kilomètres. Mais lorsque notre Soleil approche de la fin de sa vie, il gonflera comme une géante rouge et grossira jusqu'à 300 fois sa taille d'origine. Cela consommera les orbites des planètes intérieures : Mercure, Vénus et oui, même la Terre.

Un exemple d'étoile plus grande que notre Soleil est la supergéante bleue Rigel dans la constellation d'Orion. C'est une étoile avec 17 fois la masse du Soleil, qui émet 66 000 fois plus d'énergie. On estime que Rigel est 62 fois plus gros que le Soleil.

Plus gros? Aucun problème. Jetons un coup d'œil à la supergéante rouge Bételgeuse, également dans la constellation d'Orion. Bételgeuse a 20 fois la masse du Soleil, et elle approche de la fin de sa vie, les astronomes pensent que Bételgeuse pourrait exploser en tant que supernova au cours des 1 000 prochaines années. Bételgeuse a gonflé à plus de 1 000 fois la taille du Soleil. Cela consommerait l'orbite de Mars et atteindrait presque Jupiter.

Mais la plus grande star de l'Univers serait le monstre VY Canis Majoris. Cette étoile hypergéante rouge serait 1 800 fois la taille du Soleil. Cette étoile toucherait presque l'orbite de Saturne si elle était dans notre système solaire.

Nous avons écrit de nombreux articles sur les étoiles ici sur Universe Today. Voici un article sur la plus grande étoile de l'Univers, et voici un article plus détaillé sur les naines rouges.

Nous avons enregistré plusieurs épisodes d'Astronomy Cast sur les étoiles. En voici deux qui pourraient vous être utiles : Épisode 12 : D'où viennent les bébés étoiles et Épisode 13 : Où vont les étoiles quand elles meurent ?


Combien de temps durent les étoiles ?

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La masse d'une étoile définit sa durée de vie. Les étoiles les moins massives vivront le plus longtemps, tandis que les étoiles les plus massives de l'Univers épuiseront leur carburant en quelques millions d'années et finiront par une explosion de supernova spectaculaire. Alors, combien de temps durent les étoiles ?

Il existe des facteurs qui définiront combien de temps une étoile survivra, à quelle vitesse elle brûlera l'hydrogène dans son cœur et si elle a un moyen de mélanger le carburant dans son cœur. Notre propre Soleil a trois couches distinctes, le noyau, où a lieu la fusion nucléaire, la zone radiative, où les photons sont émis puis absorbés par les atomes de l'étoile. La dernière zone est la zone convective. Dans cette région, le gaz chaud du bord de la zone radiative est transporté vers le haut jusqu'à la surface de l'étoile dans des colonnes de plasma chaud.

Mettons la vedette avec les plus grandes étoiles. Les plus grosses étoiles possibles ont probablement 150 fois la masse du Soleil par exemple, le monstre Eta Carinae situé à environ 8 000 années-lumière d'ici. Eta Carinae s'est probablement formée il y a moins de 3 millions d'années. Il consomme du carburant si vite dans son noyau qu'il dégage 4 millions de fois l'énergie du Soleil. Les astronomes pensent qu'Eta Carinae a moins de 100 000 ans à vivre. En fait, il pourrait exploser comme une supernova n'importe quel jour maintenant…

À mesure que les étoiles deviennent plus petites, elles vivent plus longtemps. Notre propre Soleil existe depuis 4,5 milliards d'années, transformant lentement l'hydrogène en hélium en son cœur. Le Soleil manquera de ce carburant hydrogène dans 5 milliards d'années environ, et il se transformera en une géante rouge. Il s'étendra jusqu'à plusieurs fois sa taille d'origine, puis éjectera ses couches externes et se rétrécira en une minuscule étoile naine blanche, un objet dense de la taille de la Terre. Ainsi, la durée de vie totale d'une étoile avec la masse du Soleil est d'environ 10 milliards d'années.

Les étoiles les plus petites sont les naines rouges, elles commencent à 50 % de la masse du Soleil et peuvent atteindre 7,5 % de la masse du Soleil. Une naine rouge avec seulement 10 % de la masse du Soleil émettra 1/10 000e de la quantité d'énergie dégagée par le Soleil. De plus, les naines rouges manquent de zones radiatives autour de leur noyau. Au lieu de cela, la zone convective de l'étoile se résume à la cure. Cela signifie que le noyau de l'étoile est continuellement mélangé et que les cendres d'hélium sont emportées pour l'empêcher de s'accumuler. Les étoiles naines rouges utilisent tout leur hydrogène, pas seulement le contenu du noyau. On pense que les plus petites étoiles naines rouges vivront 10 000 milliards d'années ou plus.

Combien de temps durent les étoiles ? Les plus grosses étoiles ne durent que des millions, les étoiles de taille moyenne des milliards et les étoiles les plus petites peuvent durer des milliers de milliards d'années.

Nous avons écrit de nombreux articles sur les étoiles ici sur Universe Today. Voici un article sur la plus grande étoile de l'Univers. Et voici un article sur la façon dont la Terre ne survivra pas lorsque le Soleil deviendra une géante rouge.

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Des étoiles semblables au soleil
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(De 1,5 à 3 fois la masse du Soleil)
Étoiles géantes
(Plus de 3 fois la masse du Soleil)

LA MORT DES ÉTOILES SOLAIRES
(avec une masse jusqu'à 1 1/2 fois celle du Soleil)

Une étoile grandit en vieillissant. Au fur et à mesure que le noyau manque d'hydrogène puis d'hélium, les contacts du noyau et les couches externes se dilatent, se refroidissent et deviennent moins brillants, il s'agit d'une géante rouge.

Après s'être étendues et avoir atteint l'énorme phase de géante rouge, les couches externes de l'étoile continuent de s'étendre. Au fur et à mesure que cela se produit, le noyau contracte les atomes d'hélium du noyau fusionnant, formant des atomes de carbone et libérant de l'énergie. Le noyau est maintenant stable puisque les atomes de carbone ne sont plus compressibles.


La nébuleuse de l' Egguf : une nébuleuse planétaire formée il y a quelques centaines d'années.
Maintenant, les couches externes de l'étoile commencent à dériver dans l'espace, formant une nébuleuse planétaire (une nébuleuse planétaire n'a rien à voir avec les planètes).

L'étoile perd la majeure partie de sa masse au profit de la nébuleuse. L'étoile se refroidit et rétrécit elle ne fera finalement que quelques milliers de kilomètres de diamètre !


Une étoile naine blanche : (entourée) dans l'amas globulaire M4.
L'étoile est maintenant une naine blanche, une étoile stable sans combustible nucléaire. Il rayonne sa chaleur résiduelle pendant des milliards d'années. Lorsque sa chaleur sera entièrement dispersée, ce sera une naine noire sombre et froide - essentiellement une étoile morte (peut-être remplie de diamants, de carbone hautement comprimé).

NOVA
Une nova est une étoile naine blanche dont la luminosité augmente soudainement de plusieurs magnitudes. Il s'estompe très lentement.


Étoiles

Les étoiles sont de grosses boules de gaz qui émettent de la lumière. Les scientifiques savent que vous pouvez voir environ 3 000 étoiles à l'œil nu. Avec de puissants télescopes, les scientifiques peuvent voir des milliards et des milliards d'autres étoiles.

Voici un fait amusant : le préfixe &ldquoastro&rdquo signifie &ldquostar&rdquo en grec.

Quel âge a une star ?

Saviez-vous que les étoiles varient dans leur taille, leur couleur et leur luminosité ? Une étoile peut être rouge, orange, jaune, blanche ou bleue. Sa couleur dépend de sa température de surface, qui est déterminée par son âge et sa masse. Les étoiles traversent de nombreuses étapes au cours de leur vie. Certains des noms de ces étapes sont Nebula, Red Giant, Supernova, White Dwarf, Neutron Star et même Black Holes. Les étoiles peuvent briller jusqu'à 10 milliards d'années !

Suivez les liens ci-dessous pour plus d'informations sur les étoiles.

Le cycle de vie d'une étoile de la taille de notre soleil Le cycle de vie d'une étoile plus lourde que le soleil Statistiques des étoiles célèbres


Nous ne savons toujours pas vraiment ce qu'il y a à l'intérieur du soleil, mais cela pourrait changer très bientôt

Les chercheurs ont construit des chambres super-sensibles à l'intérieur des montagnes pour étudier notre étoile hôte.

Le 31 août 2012, un long filament de matière solaire qui planait dans l'atmosphère du soleil, la couronne, a éclaté dans l'espace à 16h36. EDT. L'éjection de masse coronale, ou CME, a voyagé à plus de 900 miles par seconde. Le CME n'a pas voyagé directement vers la Terre, mais s'est connecté à l'environnement magnétique de la Terre, ou magnétosphère, provoquant l'apparition d'aurores dans la nuit du lundi 3 septembre. Tondu. Crédit : NASA/GSFC/SDO Politique d'utilisation des images de la NASA. Le Goddard Space Flight Center de la NASA permet la mission de la NASA à travers quatre efforts scientifiques : sciences de la Terre, héliophysique, exploration du système solaire et astrophysique. Goddard joue un rôle de premier plan dans les réalisations de la NASA en apportant des connaissances scientifiques convaincantes pour faire avancer la mission de l'Agence. Suivez-nous sur Twitter Aimez-nous sur Facebook Retrouvez-nous sur Instagram

Lorsque le soleil réchauffe votre visage, il projette plus que des rayons de soleil sur votre peau. Les neutrinos, des particules fantomatiques avec juste une trace de masse, accompagnent le voyage. De nombreux milliards d'entre eux pénètrent dans votre corps chaque seconde et continuent jusqu'au sol, filant à travers la planète à presque la vitesse de la lumière.

Les scientifiques ont passé des années à scruter ce barrage de neutrinos, essayant de comprendre précisément comment le soleil les fabrique et les lance. Alors que 99% de l'énergie solaire provient d'un type de fusion, on a longtemps pensé que les 1% restants provenaient d'une seconde réaction plus compliquée. Et après des décennies de sorcellerie expérimentale, les physiciens ont détecté pour la première fois les neutrinos provenant de cette réaction plus rare.

"Cela représente un pistolet fumant", explique Marc Pinsonneault, astronome à l'Ohio State University qui n'était pas impliqué. C'est "une très belle confirmation d'une prédiction théorique très profonde".

Dans ces modestes poignées de neutrinos, les chercheurs espèrent un jour discerner la réponse à l'une des questions les plus brûlantes de l'astronomie : quels ingrédients composent le soleil, et par extension, toutes les autres étoiles de l'univers ?

Les chercheurs savent que le soleil contient au moins 98% d'hydrogène et d'hélium, les deux éléments les plus légers et les plus abondants de la nature. Mais le débat fait rage sur la composition de ces deux derniers pour cent. Les astronomes déterminent généralement de quoi sont faits les objets en analysant les couleurs de lumière qu'ils émettent (ou n'émettent pas), mais lorsqu'il s'agit de certains des ingrédients les plus lourds du soleil, tels que le carbone, l'azote et l'oxygène, leurs empreintes digitales ne font tout simplement pas. t briller clairement.

« Le problème, ce ne sont pas les données », dit Pinsonneault. "C'est un accident du tableau périodique."

Lorsque les observations ont échoué, les chercheurs se sont tournés vers les théories. Les premiers modèles prédisaient que le soleil devrait contenir 1,8 % d'atomes volumineux tels que le carbone, l'azote et l'oxygène. Mais ensuite, dans les années 2000, des théories plus sophistiquées incorporant le barattage du soleil et d'autres caractéristiques ont prédit que seulement 1,4% de l'étoile devrait être un poids lourd.

Un demi-pourcent de différence peut sembler peu, mais cela a des conséquences cosmiques. Le soleil étant l'étoile la plus connue, les astronomes l'utilisent presque comme unité de mesure. Une autre étoile d'apparence similaire, supposent-ils, devrait avoir la même composition. Et lorsque vous multipliez par toutes les étoiles de l'univers, un demi pour cent s'additionne rapidement. Si l'estimation la plus basse est correcte, par exemple, cela réduirait de 40 pour cent l'estimation des chercheurs pour la quantité d'oxygène dans l'ensemble du cosmos.

« Quand vous changez le soleil, vous changez la quantité de [trucs lourds] que nous pensons qu'il y a partout », dit Pinsonneault.

Une façon de vraiment comprendre ce qui se passe à l'intérieur du soleil est d'étudier les innombrables neutrinos qu'il propulse à travers la Terre chaque seconde. Dans notre étoile, la grande majorité provient de la fusion directe de protons. Mais les physiciens nucléaires ont prédit à la fin des années 1930 que quelques-uns devraient provenir d'une réaction compliquée où précisément les éléments lourds en question - le carbone, l'azote et l'oxygène - aident à guider les protons ensemble.

La chasse aux soi-disant « neutrinos CNO » a commencé en 1988. Toutes les réactions nucléaires pulvérisent des neutrinos, donc si vous cherchez les quelques-uns qui proviennent d'une réaction nucléaire rare à des millions de kilomètres, vous devez d'abord préparer un environnement nucléaire. Les membres de la collaboration Borexino en Italie ont commencé par développer la technologie pour purger les matériaux à partir desquels ils construiraient leur détecteur d'ingrédients radioactifs polluants. L'effort a duré 19 ans.

"C'est probablement l'environnement le plus pur en termes de radioactivité sur Terre", explique Gioacchino Ranucci, membre de Borexino.

Même alors, la détection n'a pas été facile. Les chercheurs ont construit Borexino profondément sous une montagne, loin des rayons cosmiques, dans le laboratoire national italien du Gran Sasso. Une infusion chimique de trois cents tonnes forme le noyau du détecteur, qui clignote à l'occasion extrêmement rare où un neutrino interagit avec le liquide. 1 000 tonnes supplémentaires de la même concoction enveloppent le noyau du détecteur et 2 300 tonnes d'eau entourent l'ensemble de l'appareil, le protégeant des rayons gamma et des neutrons crachés par les rochers de la montagne du Gran Sasso.

L'expérience a démarré en 2007, détectant presque immédiatement les neutrinos du principal type de fusion du soleil. Au cours des années suivantes, les chercheurs ont sondé tous les aspects de la fusion proton-proton standard. Les neutrinos du CNO sont cependant restés hors de portée.

En 2015, ils ont réorganisé le détecteur pour maintenir le liquide dans le cœur complètement immobile et, enfin, leurs efforts ont porté leurs fruits. En juin, la collaboration internationale d'une centaine de chercheurs a annoncé qu'après avoir éliminé toutes les autres sources possibles, ils détectaient enfin les neutrinos du CNO. Chaque jour, les 100 tonnes centrales de liquide clignotent environ 20 fois en moyenne. Dix proviennent de la désintégration radioactive dans les matériaux des détecteurs, et dans cette gamme d'énergie particulière, environ trois proviennent de la principale réaction de fusion du soleil. Les sept flashs restants, dit Ranucci, marquent l'arrivée de neutrinos lancés par les rares cas de fusion assistée par CNO du soleil. L'équipe a publié ses résultats aujourd'hui dans Nature.

« C'est une belle, belle expérience », dit Pinsonneault.

Les ouvriers installent des phototubes dans le noyau du détecteur, avant qu'il ne soit rempli de centaines de tonnes de liquide. Collaboration Borexino

Pris ensemble, ces sept flashs quotidiens donnent le moindre indice que le soleil - et donc l'univers - pourrait avoir plus de carbone, d'azote et d'oxygène plutôt que moins. Mais même après des décennies de labeur et un tour de force, les preuves ne sont pas concluantes. "Nous avons une préférence pour les [abondances d'éléments lourds] élevées", dit Ranucci, mais "cela pourrait être un coup de chance".

L'expérience Borexino continuera à rechercher des éclairs de neutrinos CNO pendant encore quelques mois, après quoi la durée de vie du détecteur prendra fin. Ranucci a hâte de publier un autre article sur les neutrinos du CNO avec un an et demi supplémentaire de données, ce qui pourrait offrir une réponse un peu plus ferme.

Indépendamment de ce que la collaboration Borexino peut tirer des derniers jours de la machine, Pinsonneault dit que les physiciens solaires travaillent sur des expériences supplémentaires qui pourraient atteindre le contenu du soleil d'autres manières. Et, à défaut, des cuves de liquide encore plus grandes sont en route. Aucun ne prend encore de données, mais après des décennies d'observation du développement de Borexino, les physiciens solaires sont habitués à être patients.

« Il ne ferme pas la porte à l'une ou l'autre des branches de la solution, dit Pinsonnault, mais il montre la voie vers les générations futures qui seront peut-être plus décisives.

Charlie Woodest un journaliste couvrant les développements des sciences physiques à la fois sur et hors de la planète. En plus de Science populaire, son travail est paru dans Magazine Quanta, Scientifique américain, Le Moniteur de la Science Chrétienne, et autres publications. Auparavant, il a enseigné la physique et l'anglais au Mozambique et au Japon, et a étudié la physique à l'Université Brown. Vous pouvez consulter son site Internet ici.


Questions de révision

Donnez plusieurs raisons pour lesquelles le nuage moléculaire d'Orion est un « laboratoire » si utile pour étudier les étapes de la formation des étoiles.

Pourquoi la formation d'étoiles est-elle plus susceptible de se produire dans les nuages ​​moléculaires froids que dans les régions où la température du milieu interstellaire est de plusieurs centaines de milliers de degrés ?

Pourquoi avons-nous beaucoup appris sur la formation des étoiles depuis l'invention des détecteurs sensibles au rayonnement infrarouge ?

Décrivez ce qui se passe lorsqu'une étoile se forme. Commencez par un noyau dense de matière dans un nuage moléculaire et suivez l'évolution jusqu'au moment où l'étoile nouvellement formée atteint la séquence principale.

Décrivez comment le stade de l'étoile T Tauri dans la vie d'une étoile de faible masse peut conduire à la formation d'un objet Herbig-Haro (H-H).

Regardez les quatre étapes illustrées à la figure 21.8. A quelle(s) étape(s) peut-on voir l'étoile en lumière visible ? En rayonnement infrarouge ?

La trajectoire évolutive d'une étoile de 1 masse solaire reste presque verticale dans le diagramme H-R pendant un certain temps (voir Figure 21.12). Comment évolue sa luminosité pendant cette période ? Sa température ? Son rayon ?

Deux protoétoiles, une 10 fois la masse du Soleil et la moitié de la masse du Soleil naissent en même temps dans un nuage moléculaire. Lequel sera le premier à atteindre l'étape de la séquence principale, où il est stable et tire son énergie de la fusion ?

Comparez l'échelle (taille) d'un disque poussiéreux typique autour d'une étoile en formation avec l'échelle de notre système solaire.

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    • Auteurs : Andrew Fraknoi, David Morrison, Sidney C. Wolff
    • Éditeur/site Web : OpenStax
    • Titre du livre : Astronomie
    • Date de parution : 13 octobre 2016
    • Lieu : Houston, Texas
    • URL du livre : https://openstax.org/books/astronomy/pages/1-introduction
    • URL de la section : https://openstax.org/books/astronomy/pages/21-review-questions

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    Contenu

    La luminosité solaire est liée à l'irradiance solaire (la constante solaire). L'irradiance solaire est responsable du forçage orbital à l'origine des cycles de Milankovitch, qui déterminent les cycles glaciaires terrestres. L'irradiance moyenne au sommet de l'atmosphère terrestre est parfois appelée constante solaire, je. L'irradiance est définie comme la puissance par unité de surface, donc la luminosité solaire (puissance totale émise par le Soleil) est l'irradiance reçue à la Terre (constante solaire) multipliée par la surface de la sphère dont le rayon est la distance moyenne entre la Terre et le Soleil:

    UNE est l'unité de distance (la valeur de l'unité astronomique en mètres) et k est une constante (dont la valeur est très proche de un) qui reflète le fait que la distance moyenne de la Terre au Soleil n'est pas exactement une unité astronomique.


    Minuscule, mais génial.

    Avec un univers aussi vaste, on se demande de quoi il s'agit. Ce que je trouve étonnant, c'est que nous ne sommes tous que de la poussière cosmique. Mais, nous sommes une poussière cosmique très spéciale.

    Pour une raison quelconque, nous sommes ici, maintenant, assis et nous nous interrogeons sur l'univers. Nous, les enfants mêmes de l'univers, nés de produits chimiques ordinaires sur des milliards d'années, regardons maintenant merveilleusement dans l'abîme noir sans fin pour y penser. Le sujet de la matière inerte évoluant vers la vie est un sujet intéressant en soi, dont j'ai parlé dans mon dernier article, Les blocs de construction de base de la vie.

    L'univers commence peut-être seulement maintenant à se comprendre. Ou, nous ne sommes que l'une des mille milliards d'autres civilisations intelligentes qui existent. Quoi qu'il en soit, je pense que c'est génial, et j'espère que vous aussi.