Astronomie

Sera-ce dangereux quand les étoiles proches deviendront des Géantes rouges ?

Sera-ce dangereux quand les étoiles proches deviendront des Géantes rouges ?

Que se passera-t-il si des étoiles proches comme Sirius A ou Procyon_A deviennent des géantes rouges ? Est-ce dangereux pour la Terre et la vie sur elle ?

Si pour Sirius A nous avons encore 500-800 millions d'années, mais que Procyon A pourrait devenir une géante rouge dans 10 à 100 millions d'années, à l'échelle astronomique c'est très bientôt.

Ou il ne se passera rien avec la Terre, parce qu'elle est encore trop loin ?


La vie sur Terre ne sera pas affectée négativement lorsque les étoiles proches deviendront des géantes rouges.

Certes, les choses vont devenir très compliquées à l'intérieur de ces systèmes : les géantes rouges jettent un parcelle de gaz et de poussière. Les géantes rouges sont beaucoup plus lumineuses que le Soleil car elles ont une surface si vaste, mais elles n'émettent pas de grandes quantités de rayonnement dangereux, comme les rayons X ou la lumière ultraviolette. En fait, une géante rouge est plus froide que le Soleil, elle émet donc relativement peu de lumière UV.

Selon Wikipedia, il est possible qu'un système de géante rouge soit même habitable, donc la vie dans les systèmes voisins devrait être assez sûre.

Bien qu'il ait été traditionnellement suggéré que l'évolution d'une étoile en géante rouge rendrait son système planétaire, s'il est présent, inhabitable, certaines recherches suggèrent que, lors de l'évolution d'une étoile de 1 M☉ le long de la branche de la géante rouge, elle pourrait abriter une zone habitable pendant plusieurs milliards d'années à 2 UA à environ 100 millions d'années à 9 UA, donnant peut-être assez de temps pour que la vie se développe sur un monde approprié. Après le stade de la géante rouge, il y aurait pour une telle étoile une zone habitable entre 7 et 22 UA pendant 109 ans supplémentaires. Des études ultérieures ont affiné ce scénario, montrant comment pour une étoile de 1 M☉ la zone habitable dure de $10^8$ années pour une planète avec une orbite similaire à celle de Mars à $2.1×10^8$ an pour celui qui orbite à la distance de Saturne au Soleil, le temps maximum ($3.7×10^8$ an) correspondant aux planètes en orbite à la distance de Jupiter. Cependant, pour les planètes en orbite autour d'une étoile de 0,5 M☉ sur des orbites équivalentes à celles de Jupiter et de Saturne, elles seraient dans la zone habitable pendant $5.8×10^9$ année et $2.1×10^9$ an respectivement; pour les étoiles plus massives que le Soleil, les temps sont considérablement plus courts.


Cependant, les systèmes Sirius et Procyon mentionnés dans la question sont tous deux des systèmes binaires, et Sirius B et Procyon B sont déjà des naines blanches. Cela rend l'image plus compliquée et certainement plus dangereuse à l'intérieur de ces systèmes, mais les systèmes stellaires voisins ne seront pas endommagés.

Lorsque Sirius A et Procyon A deviendront des géantes rouges, leurs compagnons naines blanches seront bombardés par beaucoup de matériel. Si une naine blanche accumule suffisamment d'hydrogène, cela peut entraîner une réaction de fusion galopante, en d'autres termes, une explosion de nova.

La fusion d'hydrogène peut se produire de manière stable à la surface de la naine blanche pour une plage étroite de taux d'accrétion, donnant lieu à une source de rayons X super douce, mais pour la plupart des paramètres du système binaire, la combustion de l'hydrogène est instable thermiquement et se convertit rapidement une grande quantité d'hydrogène en d'autres éléments chimiques plus lourds dans une réaction d'emballement, libérant une énorme quantité d'énergie. Cela souffle les gaz restants loin de la surface de la surface naine blanche et produit une explosion de lumière extrêmement brillante.

Une nova est brillante, mais elle n'émet qu'une infime quantité d'énergie par rapport à une supernova et ne présente aucun danger pour les systèmes stellaires voisins.

En fait, il est très peu probable que Sirius B ou Procyon B aient des événements nova : ils sont tout simplement trop éloignés de leurs compagnons pour accumuler suffisamment d'hydrogène pour que cela se produise. (Merci à Peter Erwin pour cette information).


Rien ne se passera. Aucune des deux étoiles n'est assez massive pour devenir une supernova et leurs vitesses par rapport à la Terre signifient que nous serons presque certainement à des centaines d'années-lumière d'elles lorsqu'elles deviendront des géantes rouges.

Une différence de vitesse de 1 km/s sur 100 millions d'années conduit à une différence de distance d'environ 300 années-lumière.

Procyon et Sirius sont tous deux dans des systèmes binaires avec des naines blanches, mais ce ne sont pas des systèmes binaires proches. Il est possible, mais peu probable, que leurs compagnes naines blanches puissent accumuler suffisamment de matière pour provoquer une supernova de type Ia - une possibilité que j'aborde dans Sirius B commencera-t-il à s'accréter à partir de A et deviendra-t-il une supernova de type Ia ? mais même alors, comme je l'ai dit plus haut, ces étoiles seront loin du Soleil lorsque cela se produira.


1 sur 10 géantes rouges sont couvertes de taches, et elles tournent étonnamment rapidement

Les taches solaires sont fréquentes sur notre Soleil. Ces zones plus sombres sont plus froides que leur environnement et sont causées par des pics de flux magnétique qui inhibent la convection. Sans convection, ces zones se refroidissent et s'assombrissent.

Beaucoup d'autres étoiles ont aussi des taches solaires. Mais les Géants rouges (RG) ne le font pas. C'est du moins ce que pensaient les astronomes.

Une nouvelle étude montre que certains RG ont des taches et qu'ils tournent plus vite que prévu.

La nouvelle étude s'intitule « Géantes rouges actives : binaires rapprochés versus rotateurs simples rapides. » L'auteur principal est le Dr Patrick Gaulme de l'Institut Max Planck. L'article est publié dans la revue Astronomy and Astrophysics.

Les étoiles géantes rouges sont à un stade avancé de l'évolution stellaire. Toutes les étoiles tournent, mais à mesure que les RG perdent de la masse et se développent, cette rotation ralentit, comme un patineur artistique qui étend les bras. Cette rotation plus lente calme le processus dynamo à l'intérieur de l'étoile, et ce processus dynamo est ce qui alimente l'activité magnétique de l'étoile. Moins d'activité magnétique signifie moins de taches.

Mais cette nouvelle étude constate que certains RG ne se conforment pas à cette compréhension. L'étude montre qu'environ huit pour cent des RG tournent rapidement et produisent des taches stellaires.

Cette image suit la vie d'une étoile semblable au Soleil, de sa naissance sur le côté gauche du cadre à son évolution en une étoile géante rouge sur la droite. Sur la gauche, l'étoile est vue comme une protoétoile, incrustée dans un disque poussiéreux de matière au fur et à mesure qu'elle se forme. Il devient plus tard une étoile comme notre Soleil. Finalement, il entrera dans une phase de combustion d'hélium, se dilatera et deviendra rouge. Notre Soleil n'a pas de compagnon binaire, il ne tournera donc probablement plus rapidement et ne produira plus de taches solaires. Crédit d'image : par ESO/M. Kornmesser – http://www.eso.org/public/images/eso1337a/, CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=27981948

"La rotation et la convection sont deux ingrédients cruciaux pour la formation de champs magnétiques de surface et de taches stellaires", explique le Dr Federico Spada de MPS, co-auteur de la nouvelle étude, dans un communiqué de presse. "Les étoiles avec des couches convectives externes ont le potentiel de générer des champs magnétiques de surface via l'action de la dynamo, mais ce n'est que lorsque l'étoile tourne assez vite que l'activité magnétique devient détectable", ajoute-t-il.

Mais maintenant, il y a des exceptions à cette compréhension des étoiles RG.

Entre 2009 et 2013, le vaisseau spatial Kepler de la NASA a recueilli des données sur environ 4 500 étoiles géantes rouges. L'équipe de chercheurs à l'origine de cette étude a examiné toutes ces données. Bien que Kepler ait été conçu pour détecter les baisses de luminosité des étoiles causées par les planètes transitant devant l'étoile, il a recueilli des données sur toutes les baisses de luminosité, y compris celles causées par les taches stellaires. Les RG tournent généralement lentement, de sorte que ces baisses de luminosité des taches stellaires tournent dans et hors de vue au cours de quelques mois. Et ils répètent.

Lorsque l'équipe a découvert qu'environ 8% des étoiles tournaient plus rapidement que prévu, ils se sont demandé comment les étoiles avaient obtenu l'énergie nécessaire pour le faire. "Pour répondre à cette question, nous avons dû déterminer autant de propriétés des étoiles que possible, puis dresser un tableau d'ensemble", a déclaré l'auteur principal, le Dr Patrick Gaulme.

Impression d'artiste de la structure d'une étoile de type solaire et d'une géante rouge, pas à l'échelle. Crédit d'image: ESO

Les chercheurs ont examiné un certain nombre de choses. Ils ont examiné les longueurs d'onde de la lumière des étoiles et leur évolution au fil du temps. Ils ont examiné les fluctuations rapides de la luminosité des étoiles. Ces fluctuations rapides sont causées par des ondes de pression provenant du centre de l'étoile vers la surface, et elles se superposent aux creux causés par les taches stellaires. Les fluctuations des ondes de pression sont comme une fenêtre sur l'intérieur de l'étoile, et elles contiennent des indices sur la masse et l'âge de l'étoile.

Mais la découverte la plus intéressante était qu'environ 15% des RG à rotation rapide avec des taches stellaires sont en relations binaires étroites avec une autre étoile, généralement une étoile plus petite et moins massive.

"Dans de tels systèmes, les vitesses de rotation des deux étoiles se synchronisent au fil du temps jusqu'à ce qu'elles tournent à l'unisson comme une paire de patineurs artistiques", explique Gaulme. Ainsi, la Géante Rouge à rotation lente gagne de l'énergie de rotation de son partenaire binaire. Il tourne plus vite qu'un RG sans copain binaire.

Mais cela n'explique pas les 85% restants des RG avec des taches stellaires qui tournent également plus rapidement que prévu. Ces étoiles n'ont pas de compagnons binaires d'où tirer leur énergie de rotation. Ce qui donne?

Au total, derrière la caractéristique d'observation commune que certaines géantes rouges ont des taches, nous trouvons trois groupes d'étoiles en rotation rapide, dont chacune a une explication très différente.

Dr Patrick Gaulme, auteur principal, Institut Max Planck

Pour commencer, les chercheurs ont divisé ces étoiles en deux groupes : les étoiles qui ont une masse à peu près égale au Soleil et les étoiles qui ont deux à trois fois plus de masse que le Soleil.

L'équipe dit que les étoiles à peu près égales à notre Soleil ont probablement fusionné avec une autre étoile, ou peut-être une planète, et ont gagné de l'énergie de rotation de cette façon. Les étoiles du groupe le plus massif se sont développées différemment. Ils avaient probablement une structure interne assez différente des autres. Ils n'ont peut-être jamais créé le type de champ magnétique global qui, sur une longue période, éloigne la masse de l'étoile sous forme de particules. Sans cette perte de masse, leur rotation n'a jamais ralenti, et ils tournent plus rapidement à ce jour.

L'étude a révélé qu'il existe trois chemins différents que les Géants rouges peuvent suivre pour produire des taches stellaires. Crédit d'image: MPS / hormesdesign.de

Au total, derrière la caractéristique d'observation commune que certaines géantes rouges ont des taches, nous trouvons trois groupes d'étoiles en rotation rapide, chacune ayant une explication très différente. Il n'est donc pas étonnant que le phénomène soit plus répandu qu'on ne le pensait auparavant », a déclaré Gaulme.

Qu'est-ce que cela signifie pour les exoplanètes en orbite autour des RG ? L'étude expose certains détails des étoiles géantes rouges et la complexité qui régit leur impact sur l'habitabilité de toutes les planètes qui les entourent. Mais toutes les conclusions ou règles qui peuvent leur être appliquées ou à leurs planètes devront attendre des missions comme la mission PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) de l'ESA. PLATO examinera les propriétés des exoplanètes terrestres dans les zones habitables autour de leurs étoiles semblables au Soleil. Il étudiera également l'activité sismique de ces étoiles, explorant davantage les relations entre les planètes de la zone habitable et leurs étoiles.

"Nous attendons avec impatience la mission PLATO dans l'espace avec ses observations uniques de longue durée, nous pourrons étendre l'étude à d'autres régions de la Voie lactée", a conclu le co-auteur de l'étude Spada.


Évolution stellaire

Les étoiles ne sont pas des objets statiques. Lorsqu'une étoile consomme du combustible dans ses réactions nucléaires, sa structure et sa composition changent, affectant sa couleur et sa luminosité. Ainsi, le diagramme H-R ne nous montre pas seulement les couleurs et les luminosités de nombreuses étoiles, il montre ces étoiles à différentes étapes de leur histoire évolutive.

Toutes les étoiles de la séquence principale ont des intérieurs assez chauds pour fusionner quatre atomes d'hydrogène en un atome d'hélium, et cet atome d'hélium est 0,7% plus léger que 4 atomes d'hydrogène. La masse perdue est convertie en énergie, et cette énergie est libérée, fournissant la luminosité de l'étoile. Sur des milliards d'années, cependant, l'hélium résiduel dans le noyau de l'étoile s'accumule. Lorsque suffisamment d'hélium s'est accumulé, l'hélium peut également subir une réaction nucléaire. Dans cette réaction, trois atomes d'hélium sont convertis en un atome de carbone. La réaction nucléaire de combustion de l'hélium ne peut se produire que lorsque l'intérieur de l'étoile atteint une température plus élevée, et cette température plus élevée provoque une expansion de la surface extérieure de l'étoile à une taille beaucoup plus grande qu'elle ne l'était lorsqu'elle restait sur la séquence principale. Même si le noyau de l'étoile est beaucoup plus chaud, la surface est maintenant plus froide, ce qui rend l'étoile plus rouge. Ainsi, au fil du temps, une étoile devient une géante rouge, passant de la zone de séquence principale au centre du diagramme H-R à la zone de géante rouge en haut à droite. Le diagramme ci-dessous montre comment une étoile semblable au Soleil évolue sur le diagramme H-R.

Un diagramme H-R montrant la trajectoire évolutive d'une étoile semblable au soleil*

L'évolution de la séquence principale à la géante rouge se produit à des moments différents pour différentes étoiles. Les étoiles beaucoup plus lourdes et plus chaudes, comme les étoiles O, deviennent des géantes rouges en seulement 10 millions d'années. Des étoiles plus froides et plus légères comme notre soleil mettent 10 milliards d'années à devenir des géantes rouges. Ce fait fournit en fait un moyen de tester l'âge d'un groupe d'étoiles - il suffit de faire un diagramme H-R pour les étoiles et de voir quelles classes d'étoiles ont évolué à partir de la séquence principale !

Finalement, tout l'hélium dans le noyau de l'étoile est épuisé. À ce stade, ce qui se passe ensuite dépend de la masse de l'étoile. Les étoiles les plus lourdes, plus de six à huit fois plus massives que notre soleil, ont suffisamment de pression dans leur noyau pour commencer à fusionner du carbone. Une fois que le carbone est parti, ils explosent en supernovae, laissant derrière eux des étoiles à neutrons ou des trous noirs. Les étoiles moins massives s'éteignent simplement, perdant leurs couches externes en de belles nébuleuses planétaires et laissant le noyau sous la forme d'une naine blanche chaude. Les naines blanches se trouvent dans le coin inférieur gauche du diagramme H-R, un lieu de sépulture cosmique pour les étoiles mortes.


Astronomie > Tête-à-tête avec le Soleil

STELLA: Vous savez, tout le monde ici sur Terre aime votre travail. Sans vous, nous ne serions pas là.

SOLEIL: Merci, Stella. Je produis de l'énergie depuis des milliards d'années, et pas un jour de congé.

STELLA: Impressionnant. Votre agent m'a dit que vous étiez la plus grande star de l'univers. Est-ce vrai?

SOLEIL: En fait non. Mon agent a tendance à exagérer. Je ne suis qu'une star de taille moyenne. Pour mes fans sur Terre, j'ai l'air beaucoup plus grosse que les autres étoiles dans le ciel. C'est parce que je suis beaucoup plus proche de toi que les autres étoiles. Je suis à 93 millions de kilomètres de toi. Les plus grosses étoiles sont des millions de fois plus éloignées de votre planète.

STELLA: Je ne peux pas le croire. Vous, le Soleil, n'êtes qu'une étoile ordinaire, ordinaire et banale !

SOLEIL: Hé, allez-y doucement. Je suis peut-être une étoile moyenne, mais je suis toujours BEAUCOUP plus grande que votre chétive planète. Devinez combien de planètes de la taille de la Terre pourraient tenir en moi ?

STELLA: Je ne sais pas. Peut-être dix ?

SOLEIL: Même pas près ! Plus d'un million ! Je suis grand et j'ai beaucoup de masse. C'est pourquoi j'ai beaucoup de gravité. Vous n'appelez pas cela le système solaire pour rien. "Solar" signifie "sun." Ceci est mon spectacle. Toutes les planètes, comètes et astéroïdes orbitent autour de MOI.

STELLA: Je sais que vos types de stars ont tendance à être sensibles à l'âge, mais quel âge as-tu ?

SOLEIL: Eh bien, j'ai commencé à briller il y a environ 4,6 milliards d'années. C'était il y a si longtemps que je ne me souviens plus du jour exact.

STELLA: C'était un dimanche ? Je rigole. En fait, je suis curieux de savoir comment les étoiles commencent. Quelle est ton histoire?

SOLEIL: Nous, les étoiles, commençons comme d'énormes nuages ​​de gaz et de poussière en rotation. La gravité rassemble le gaz et la poussière en touffes rondes, qui deviennent chaudes. À ce stade, nous sommes appelés protostars. Finalement, nous devenons suffisamment chauds pour commencer à fusionner des atomes d'hydrogène, ce qui libère de l'énergie. Ensuite, nous brillons vraiment. Les étoiles naissent par lots, qui sont comme des pépinières d'étoiles. Puis, pendant des millions d'années, ces étoiles se séparent et se répandent dans la galaxie.

STELLA: Venons-en à un sujet délicat. Comment meurent les étoiles ?

SOLEIL: Après que des étoiles comme moi brillent pendant des milliards d'années, nous finissons par manquer de carburant. Lorsque cela se produit, nous gonflons jusqu'à 100 fois plus gros et nous sommes appelés géants rouges. Les astronomes prédisent que je finirai par devenir une géante rouge. À ce moment-là, ma chaleur vaporisera les planètes intérieures - Mercure, Vénus et la Terre.


Les étoiles supergéantes les plus massives sont appelées hypergéantes. Cependant, ces étoiles ont une définition très vague, ce ne sont généralement que des étoiles supergéantes rouges (ou parfois bleues) qui sont de l'ordre le plus élevé : les plus massives et les plus grosses.

Une étoile de très grande masse oscillera entre différents stades de supergéante en fusionnant des éléments de plus en plus lourds dans son noyau. A terme, il épuisera tout son combustible nucléaire qui fait tourner l'étoile. Lorsque cela se produit, la gravité gagne. À ce stade, le noyau est principalement du fer (qui nécessite plus d'énergie pour fusionner que l'étoile n'en a) et le noyau ne peut plus supporter la pression de rayonnement vers l'extérieur et commence à s'effondrer.

La cascade d'événements qui s'ensuit conduit finalement à un événement de supernova de type II. Le noyau de l'étoile sera laissé derrière, ayant été comprimé en raison de l'immense pression gravitationnelle dans une étoile à neutrons ou dans le cas des étoiles les plus massives, un trou noir est créé.


Branches géantes asymptotiques étoiles

Ce livre traite des stars au cours d'un court épisode avant qu'elles ne subissent une transition majeure et fatale. Bientôt, l'étoile cessera de libérer de l'énergie nue, elle deviendra une nébuleuse planétaire pour un moment bref mais poétique, puis elle se transformera en naine blanche et disparaîtra lentement de la vue. Juste avant que ce changement dramatique ne commence, l'étoile a atteint la luminosité la plus élevée et le plus grand diamètre de son existence, et bien qu'il s'agisse d'une étoile détectable dans les galaxies au-delà du Groupe Local, sa structure contient déjà la naine blanche discrète qu'elle deviendra. On l'appelle "étoile géante asymptotique à branche" ou "étoile AGB". Au cours des 30 dernières années impaires, les stars d'AGB sont devenues un sujet à part entière, bien que les membres individuels de cette dass aient déjà été étudiés pendant des siècles sans se rendre compte de ce qu'ils étaient. Au début de l'évolution, appelée phase "E-AGB", les étoiles sont un peu plus bleues que, mais par ailleurs très similaires, à ce qu'on appelle maintenant les étoiles géantes rouges à branches (étoiles RVB). Ce n'est que dans la seconde moitié de leur existence brève que les étoiles AGB diffèrent fondamentalement des étoiles RGB.

"Les étoiles AGB ont des géantes rouges comme ancêtres, et sont destinées à devenir des nébuleuses planétaires et des naines blanches. Ce livre comprend un ensemble d'articles traitant de tous les aspects de la physique de ces étoiles. Il est destiné à un niveau d'études supérieures … . les chapitres qui sont conçus pour être autonomes fournissent des discussions intéressantes sur la théorie et les observations corroborantes, et je pense qu'il y a beaucoup de choses qui peuvent être glanées … " (Callum Potter, Journal de la British Astronomical Association, Vol. 114 (3), 2004)


Hubble trouve trois exoplanètes géantes et plusieurs naines brunes dans la nébuleuse d'Orion

À l'aide du télescope spatial Hubble de la NASA/ESA pour scruter profondément la célèbre nébuleuse d'Orion, le chercheur de l'Institut du télescope spatial Massimo Robberto et ses collègues ont recherché de petits corps faibles. Ils ont trouvé 17 naines brunes de très faible masse compagnes d'étoiles naines rouges, une paire de naines brunes et une naine brune avec une compagne planétaire. le astronomes ont également trouvé trois exoplanètes géantes, dont un système binaire où deux planètes orbitent l'une autour de l'autre en l'absence d'étoile hôte.

Cette image de Hubble montre la nébuleuse d'Orion. Crédit image : NASA/ESA/M. Robberto, Space Telescope Science Institute & ESA/Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team.

La nébuleuse d'Orion, également connue sous le nom de NGC 1976, Messier 42 (M42), LBN 974 et Sharpless 281, est une nébuleuse diffuse dans la constellation d'Orion.

Il s'étend sur environ 24 années-lumière et est situé à environ 1 350 années-lumière de la Terre. On peut le voir à l'œil nu sous la forme d'une tache floue entourant l'étoile Theta Orionis dans l'épée du chasseur, sous la ceinture d'Orion.

La nébuleuse d'Orion est un excellent laboratoire pour étudier le processus de formation des étoiles dans un large éventail, des étoiles géantes opulentes aux minuscules étoiles naines rouges et aux naines brunes insaisissables et pâles.

Parce que les naines brunes sont plus froides que les étoiles, le Dr Robberto et ses co-auteurs ont utilisé Hubble pour les identifier par la présence d'eau dans leur atmosphère.

« Ils sont si froids que de la vapeur d'eau se forme. L'eau est une signature des objets substellaires. C'est une marque étonnante et très claire. Au fur et à mesure que les masses diminuent, les étoiles deviennent plus rouges et plus faibles, et vous devez les voir dans l'infrarouge. Et dans la lumière infrarouge, la caractéristique la plus importante est l'eau », a expliqué le Dr Robberto.

"Mais la vapeur d'eau chaude dans l'atmosphère des naines brunes ne peut pas être facilement vue depuis la surface de la Terre, en raison des effets absorbants de la vapeur d'eau dans notre propre atmosphère. Heureusement, Hubble est au-dessus de l'atmosphère et a une vision dans le proche infrarouge qui peut facilement repérer l'eau sur des mondes lointains.

Les astronomes ont identifié 1 200 étoiles rougeâtres candidates. Ils ont découvert que les étoiles se séparaient en deux populations distinctes : celles avec de l'eau et celles sans. Les brillants avec de l'eau se sont avérés être de faibles naines rouges.

Cette image fait partie d'un sondage Hubble pour les étoiles de faible masse, les naines brunes et les planètes de la nébuleuse d'Orion. Chaque symbole identifie une paire d'objets, qui peuvent être vus au centre du symbole comme un seul point de lumière. Des techniques spéciales de traitement d'image ont été utilisées pour séparer la lumière des étoiles en une paire d'objets. Le cercle intérieur plus épais représente le corps principal, et le cercle extérieur plus fin indique le compagnon. Les cercles sont codés par couleur : rouge pour une planète, orange pour une naine brune et jaune pour une étoile. Dans le coin supérieur gauche se trouve une paire planète-planète en l'absence d'étoile parente. Au milieu du côté droit se trouve une paire de naines brunes. La partie de la nébuleuse d'Orion mesure environ 3 x 4 années-lumière. Crédit image : NASA/ESA/G. Strampelli, STScI.

Image de boussole pour les objets substellaires dans la nébuleuse d'Orion. Crédit image : NASA/ESA/G. Strampelli, STScI.

L'équipe a également recherché des compagnons binaires plus faibles pour ces 1 200 étoiles rougeâtres.

Parce qu'ils sont si proches de leurs étoiles primaires, ces compagnons sont presque impossibles à découvrir en utilisant des méthodes d'observation standard.

Mais en utilisant une technique d'imagerie unique à contraste élevé développée par les astronomes, ils ont pu résoudre des images faibles d'un grand nombre de compagnons candidats.

Cette première analyse n'a pas permis aux astronomes de Hubble de déterminer si ces objets orbitent autour de l'étoile la plus brillante ou si leur proximité dans l'image de Hubble est le résultat d'un alignement aléatoire.

En conséquence, ils sont classés comme candidats pour le moment. Cependant, la présence d'eau dans leurs atmosphères indique que la plupart d'entre elles ne peuvent pas être des étoiles mal alignées dans le fond galactique, et doivent donc être des naines brunes ou des compagnons exoplanètes.

Au total, les chercheurs ont trouvé 17 naines brunes candidates aux étoiles naines rouges, une paire de naines brunes et une naine brune avec un compagnon planétaire.

L'étude a également identifié trois compagnons potentiels de masse planétaire : un associé à une naine rouge, un à une naine brune et un à une autre planète.

Les scientifiques ont présenté leurs résultats cette semaine au 231e réunion de l'American Astronomical Society à Washington, D.C.

Giovanni Maria Strampelli et al. 2018. Une recherche HST/WFC3 de compagnons substellaires dans l'amas de la nébuleuse d'Orion. 231e réunion de l'AAS, résumé #414.07


Sera-ce dangereux quand les étoiles proches deviendront des Géantes rouges ? - Astronomie

Le terme étoile était à l'origine associé aux étoiles visibles que nous reconnaissons du ciel nocturne. Stellar signifie “comme une étoile”.

Au fur et à mesure que notre connaissance de l'Univers augmentait, on s'est vite rendu compte que notre Soleil était une étoile assez normale, juste assez proche pour être très brillante en raison de l'effet de la loi du carré inverse.

L'utilisation scientifique du télescope a permis de voir de nombreuses étoiles pour la première fois, et les astronomes pensent maintenant qu'il existe des

Les étoiles ont une large gamme de masses et leur luminosité varie de plusieurs ordres de grandeur. À mesure que la masse des étoiles augmente, leur durée de vie devient considérablement plus courte, les étoiles 10 fois celle du Soleil ne vivant qu'environ 0,1% du temps, bien qu'à une luminosité beaucoup plus grande (environ 10 000 fois plus lumineuse). Les astronomes se réfèrent à la façon dont les étoiles vivent et meurent comme une évolution stellaire, même si cela n'a rien à voir avec les théories de Darwin.

Des étoiles comme notre Soleil vivent environ 10 milliards d'années avant d'épuiser leur principale source de carburant, l'élément le plus simple, l'hydrogène. Après cela, elles gonflent considérablement pour devenir des géantes rouges avant de perdre leurs couches externes et de ressembler à une nébuleuse planétaire. Une fois que les couches externes se décollent, l'étoile devient connue sous le nom de naine blanche. Les naines blanches sont encore appelées étoiles. Pendant qu'elles brûlent de l'hydrogène dans leurs noyaux, les étoiles seraient "sur la séquence principale" du diagramme de Hertzsprung Russell.

Les étoiles à l'origine plus massives qu'environ 6 à 8 fois la masse du Soleil peuvent brûler des éléments plus massifs que l'hydrogène et finalement créer des noyaux qui s'effondrent de manière catastrophique, créant des étoiles à neutrons ou des trous noirs dans une explosion de supernova. Les étoiles à neutrons et les trous noirs sont souvent appelés étoiles, même s'ils sont souvent invisibles aux longueurs d'onde optiques. La masse exacte à laquelle une étoile cesse de former une étoile à neutrons et commence à créer un trou noir n'est pas connue, mais on pense qu'elle est d'environ 20 masses solaires. Les étoiles à neutrons se manifestent de diverses manières, parmi lesquelles des pulsars et des magnétars.

Les étoiles moins massives qu'environ 0,8 masse solaire n'ont pas eu le temps d'épuiser leur hydrogène depuis le Big Bang, et sont toujours sur la séquence principale.

Les étoiles de très faible masse avec des masses inférieures à environ 0,08 masse solaire, ne peuvent pas du tout brûler d'hydrogène dans leur noyau et sont souvent appelées « naines brunes ».

Les étoiles ne se forment pas individuellement, mais en groupes massifs et sont généralement associées à des galaxies (collections de milliards d'étoiles) ou à des amas globulaires.

Les étoiles filantes n'ont rien à voir avec les étoiles et sont de petites particules frappant l'atmosphère terrestre.

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Étudier le palladium dans les météorites

Au cours des dix dernières années, les chercheurs qui étudient les roches de la Terre et les météorites ont pu mettre en évidence ces anomalies dites isotopiques pour de plus en plus d'éléments. Schönbächler et son groupe ont examiné des météorites qui faisaient à l'origine partie de noyaux d'astéroïdes détruits il y a longtemps, en mettant l'accent sur l'élément palladium.

D'autres équipes avaient déjà étudié des éléments voisins dans le tableau périodique, tels que le molybdène et le ruthénium, de sorte que l'équipe de Schönbächler a pu prédire ce que leurs résultats de palladium montreraient. Mais leurs mesures en laboratoire n'ont pas confirmé les prédictions. "Les météorites contenaient des anomalies de palladium beaucoup plus petites que prévu", explique Mattias Ek, post-doctorant à l'Université de Bristol qui a effectué les mesures isotopiques lors de sa recherche doctorale à l'ETH.

Maintenant, les chercheurs ont mis au point un nouveau modèle pour expliquer ces résultats, comme ils le rapportent dans le journal Astronomie de la nature. Ils soutiennent que la poussière d'étoiles était principalement constituée de matériaux produits dans les étoiles géantes rouges. Ce sont des étoiles vieillissantes qui se dilatent parce qu'elles ont épuisé le carburant de leur cœur. Notre soleil, lui aussi, deviendra une géante rouge dans quatre ou cinq milliards d'années.

Dans ces étoiles, des éléments lourds tels que le molybdène et le palladium ont été produits par ce que l'on appelle le processus de capture lente des neutrons. « Le palladium est légèrement plus volatil que les autres éléments mesurés. En conséquence, moins de poussière s'est condensée autour de ces étoiles, et donc il y a moins de palladium provenant de la poussière d'étoile dans les météorites que nous avons étudiées », explique Ek.

Les chercheurs de l'ETH ont également une explication plausible à une autre énigme de la poussière d'étoiles : l'abondance plus élevée de matière provenant des géantes rouges sur Terre par rapport à Mars ou Vesta ou d'autres astéroïdes plus loin dans le système solaire. Cette région externe a vu une accumulation de matière provenant d'explosions de supernova.

« Lorsque les planètes se sont formées, les températures plus proches du Soleil étaient très élevées », explique Schönbächler. Cela a provoqué l'évaporation de grains de poussière instables, par exemple ceux avec une croûte de glace. La matière interstellaire contenait plus de ce type de poussière qui a été détruite près du Soleil, tandis que la poussière d'étoiles des géantes rouges était moins sujette à la destruction et donc concentrée là-bas. Il est concevable que la poussière provenant des explosions de supernova s'évapore également plus facilement, car elle est un peu plus petite. "Cela nous permet d'expliquer pourquoi la Terre a le plus grand enrichissement en poussière d'étoiles d'étoiles géantes rouges par rapport aux autres corps du système solaire", explique Schönbächler.

L'auteur de ce texte, Barbara Vonarburg, est chargée de la sensibilisation du public au National Competence Center in Research PlanetS .


Au-delà des cieux terrestres

Environ 6 milliards d'années, le Soleil commencera à manquer d'hydrogène dans son noyau et entrera dans sa phase d'évolution post-séquence principale caractérisée par une forte augmentation de sa luminosité. Toutes les planètes entourant le Soleil recevront une insolation beaucoup plus grande qu'elles ne le font actuellement. Actuellement, Jupiter orbite autour du Soleil à une distance d'environ 5 UA, où 1 UA est la distance moyenne de séparation Terre-Soleil. Lorsque le Soleil entrera dans l'évolution post-séquence principale, Jupiter pourrait devenir si intensément irradié qu'il deviendrait un "Jupiter chaud".

1000 K ou plus lorsque le Soleil passe par ses étapes RVB et AGB. La plupart des planètes de masse de Jupiter actuellement connues sur de larges orbites de plusieurs UA autour d'étoiles semblables au Soleil (c'est-à-dire des étoiles entre 1 et 3 fois la masse du Soleil) connaîtront également une telle augmentation de température lorsque leurs étoiles hôtes évoluent hors de la principale -séquence. Les auteurs appellent ces planètes des Jupiters chauds géants rouges (RGHJ) pour les distinguer des Jupiter chauds typiques qui tournent sur des orbites rapprochées et de courte durée autour des étoiles de la séquence principale.

1/10 000e de la masse de la planète pour une planète de la masse de Jupiter.

300 K) pour que la glace d'eau se sublime. L'abondance de H2O diminue légèrement pendant une brève période au cours de la phase RVB lorsque les températures atmosphériques sur le RGHJ dépassent

600 K. À de telles températures, une partie de l'oxygène dans H2O se lie en silicates. La même baisse de l'abondance de H2O pourrait également se produire lorsque les températures augmentent à nouveau pendant le stade AGB.