Astronomie

Quelle sera la température sur Terre lorsque le Soleil aura terminé sa séquence principale ?

Quelle sera la température sur Terre lorsque le Soleil aura terminé sa séquence principale ?

Nous savons qu'actuellement le Soleil est à 4,5 milliards d'années dans sa séquence principale. Il lui reste encore 5 milliards d'années avant d'entrer dans la phase de géante rouge. Nous savons également que la luminosité du Soleil augmente de 10 % tous les milliards d'années pendant la séquence principale. Je suis intéressé à trouver l'augmentation de la température à l'approche de la fin de la séquence principale. J'ai obtenu deux valeurs différentes pour la température sur Terre.

L'entrée de Wikipédia indique que la température sur Terre serait de 422 k en 2,8 milliards d'années. Cependant, si nous utilisons la formule pour la température effective telle que discutée dans cette réponse https://earthscience.stackexchange.com/a/4274/15299 et L = 1,8 alors, la température sur Terre serait de 330K. Toujours dans ce livre, l'auteur fait les mêmes calculs à la page 255.


La différence est que votre analyse suppose que l'albédo reste fixe, de sorte que la température de surface évolue simplement comme la luminosité au 1/4 de la puissance. L'entrée Wiki inclut un retour d'information de l'effet de serre, qui aura tendance à augmenter encore la température de surface. Notez qu'une analyse qui ne porte que sur l'irradiation solaire obtiendrait une température de surface beaucoup trop basse pour Vénus, par exemple. Je ne peux pas parler de l'exactitude des commentaires inclus - si je comprends bien, c'est loin d'être un simple effet à inclure.


Soleil et lune anormalement

Ci-dessous, une photo que mon fils a prise en Écosse montrant le soleil et la lune en même temps. J'ai tout de suite remarqué cette anomalie que la lumière éclairant la lune ne pouvait pas provenir du soleil. J'ai envoyé la photo à 4 départements d'astronomie de l'université et un seul a répondu et c'était l'université de Cambridge qui est près de chez moi. La réponse est venue du bibliothécaire du département (pas un astronome) qui a dit qu'il n'avait jamais entendu parler de cela auparavant. Il m'a donné deux solutions possibles, l'une provenait d'un ingénieur (pas un astronome) dans lequel il a confondu la perspective et le traçage des rayons lumineux et l'autre faisait référence à la théorie d'Einstein de la courbure de la lumière par la gravité. Je vérifie Einstein et l'effet était si petit qu'il était presque incommensurable.

J'ai examiné les diverses explications « complexes » pour ce qui est pour moi un modèle très simple. Quel besoin y a-t-il d'introduire des « avions courbes » et des « dômes de ciel étoilé » qui n'existent pas tous dans la réalité ? On ne l'appelle qu'une «illusion» parce que l'observation ne correspond pas au modèle conventionnel, d'où les explications complexes pour essayer de le faire fonctionner. L'anomalie est reconnue pour exister avec ou sans photos. Puisque tout le monde croit que la lune est éclairée par le soleil, la physique normale simple ne semble pas fonctionner. Soit la physique est fausse, soit le soleil n'éclaire pas la lune. Je me rends compte que c'est une déclaration lourde!

C'est pourquoi je précise encore une fois :

  1. Le soleil et la lune sont deux objets (comme une torche et un ballon de football) qui sont suspendus dans un espace en 3 dimensions et la taille ne devrait pas avoir d'importance.
  2. La lune/le football sont illuminés par le soleil/la torche et une ligne perpendiculaire ou un rayon lumineux peut être tracé entre eux.
  3. Peu importe où dans l'espace vous choisissez de les voir, une ligne perpendiculaire ou un rayon lumineux peut toujours être tracé entre eux.

Ce dessin explique mes doutes :

Je suis très surpris que certains d'entre vous ne l'aient jamais remarqué auparavant, d'où la suggestion de me demander de publier une vidéo. C'est un phénomène très courant et je l'ai vu plusieurs fois alors que je fais ma promenade matinale vers 8h00 tous les matins. Je n'ai jamais pensé à compiler mes observations.


Quelle sera la température sur Terre lorsque le Soleil aura terminé sa séquence principale ? - Astronomie

Salut je suis un romancier de Norvège et j'ai quelques questions concernant la mort du soleil.
Mes questions:
Si le Soleil devenait une géante rouge, la Terre sera-t-elle encore capable de supporter la vie ici ?

Jagadheep : Non, la Terre ne pourra pas supporter la vie si le Soleil devient une étoile géante. Les étoiles géantes ont de grands rayons comme leur nom l'indique. Lorsque le Soleil devient une étoile géante, il peut devenir si grand qu'il engloutira la Terre, auquel cas la planète sera détruite. Même si cela ne se produit pas, le soleil s'étendra si loin que les températures sur Terre deviendront extrêmement élevées, de sorte que tous les océans s'évaporent et qu'il n'y aura plus d'eau sur Terre. Ainsi, aucune vie qui dépend de l'eau ne pourra survivre.

Lorsque le soleil commencera à s'étendre dans environ 5 milliards d'années, quels seront les premiers signes de ce processus ?

Karen : Le Soleil est une étoile de masse relativement faible et, en tant que telle, sa mort sera relativement banale (au moins selon les normes astronomiques). La luminosité et le rayon du Soleil ont augmenté depuis le début de sa vie et continueront d'augmenter progressivement de cette manière pendant encore 4,5 milliards d'années environ. Lorsque l'hydrogène dans le cœur est entièrement épuisé, la production d'énergie s'arrêtera là, mais elle continuera dans une fine couche autour du cœur. C'est ce qui fait que le Soleil se dilate puisqu'il chauffe davantage les couches externes. Curieusement, cela rend la couche externe plus froide, de sorte que le soleil rougit tout en devenant plus brillant et en expansion. Je soupçonne que cette rougeur pourrait être le premier signe que le Soleil a quitté la séquence principale.

Combien de temps faudra-t-il entre le début du processus pour que la terre soit engloutie, ou du moins inhabitable ?

Les échelles de temps sont difficiles dans les modèles évolutifs des étoiles. Ce qui va arriver à la Terre n'est pas clair non plus. Il pourrait être englouti par le Soleil, ou il pourrait être poussé sur une orbite plus large et geler à mesure que le Soleil se dilate. Le Soleil sera une géante rouge pendant quelques millions d'années. D'ici là, je pense qu'il est sûr de dire que la Terre sera inhabitable.

La terre prendra-t-elle feu alors que les humains y vivent encore ou la planète va-t-elle simplement se dessécher ?

Je pense que la température tuerait la vie avant que quoi que ce soit ne prenne feu. Il ne faudrait que 100F environ tout le temps pour que les humains soient anéantis (nous ne survivons pas longtemps dans le désert, n'est-ce pas).

Est-il probable que la vie sur terre survivra aussi longtemps, ou les astéroïdes nous anéantiront-ils avant cela ?

En termes de probabilité, il est probable que la race humaine aura été tuée au moment où le soleil quittera la séquence principale. Je ne pense pas qu'aucune espèce dans l'histoire ait dominé la Terre aussi longtemps. Bien sûr, nous pourrions être les premiers.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015.

A propos de l'auteur

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep a construit un nouveau récepteur pour le radiotélescope d'Arecibo qui fonctionne entre 6 et 8 GHz. Il étudie les masers au méthanol à 6,7 GHz dans notre Galaxie. Ces masers se produisent sur des sites où naissent des étoiles massives. Il a obtenu son doctorat de Cornell en janvier 2007 et a été boursier postdoctoral à l'Institut Max Planck de radioastronomie en Allemagne. Après cela, il a travaillé à l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï en tant que boursier postdoctoral submillimétrique. Jagadheep est actuellement à l'Institut indien de science et de technologie spatiales.


Star in a Box : Lycée

L'exactitude de leurs réponses à la question peut constituer la base de l'évaluation de la compréhension des élèves. Cependant, des commentaires plus détaillés peuvent être obtenus en discutant avec les étudiants individuels de leur compréhension.
- Demandez aux élèves de parler de ce qui arrive à une étoile de 1 masse solaire lorsque le marqueur d'étoile se déplace sur le graphique.
- Demandez aux élèves pourquoi différentes masses initiales d'étoiles mènent des cycles de vie différents, quelles sont les principales différences et ce qui se passe à la fin de la vie de ces étoiles ?

  • Les élèves doivent comprendre ce qu'est une étoile en termes généraux avant de commencer cette activité.
  • Les élèves doivent se familiariser avec le concept de combustion/fusion d'hydrogène.
  • Les élèves doivent être habitués à utiliser des graphiques pour afficher et discerner des informations.
  • Les enseignants peuvent utiliser la présentation Powerpoint fournie pour donner aux élèves une leçon complète sur le cycle de vie des étoiles avant de tenter l'activité (disponible sur http://lco.global/education/starinabox).

L'application Star in a Box est disponible sur http://starinabox.lco.global

Niveau secondaire

Étape 1

  • Ouvrez le couvercle de votre « Star in a Box ».
  • Le graphique est un diagramme de Hertzsprung-Russell, où la luminosité d'une étoile est tracée en fonction de sa température.
  • Les panneaux d'information vous permettent de comparer le Soleil avec votre étoile. Il compare le rayon relatif, la température de surface, la luminosité (luminosité) et la masse de l'étoile au Soleil.

Étape 2

L'évolution du Soleil au cours de sa vie.

Cliquez sur le bouton de lecture sous le diagramme de Hertzsprung-Russell pour montrer l'évolution du Soleil.

Nommez les trois étapes de la vie du Soleil représentées sur le diagramme de Hertzsprung-Russell.

Utilisez le tableau ci-dessous pour décrire les changements que le Soleil subira entre les étapes.

  • Étiquetez "Augmenter", "Diminuer" ou "Rester le même" pour chacune des quantités dans le tableau avec les valeurs à partir desquelles elles changent.

Regardez l'onglet ampoule :

  • À quelle étape de son cycle de vie le Soleil sera-t-il le plus brillant ?
  • Quel âge aura le Soleil à ce stade ? Myr

Regardez l'onglet thermomètre :

  • A quelle étape de son cycle de vie le Soleil sera-t-il le plus chaud ?
  • Quelle est sa température maximale ? K

Regardez l'onglet camembert :

  • A quelle étape de sa vie le Soleil passera-t-il le plus clair de son temps ?
  • Combien de temps va-t-il passer à cette étape ? Myr

Quel type d'étoile sera le Soleil en fin de vie ?

Quelle est la durée de vie totale du Soleil ?

Étape 3

À l'aide de la bannière « Propriétés des étoiles », explorez l'évolution des étoiles avec différentes masses de départ.

  • Sélectionnez une masse de départ différente pour votre étoile dans la bannière « Propriétés de l'étoile ».
  • À l'aide de l'onglet du diagramme Hertzsprung-Russell, cliquez sur play pour regarder l'évolution de vos nouvelles étoiles.

Essayez plusieurs masses différentes, puis répondez aux questions suivantes.

En utilisant le diagramme de Hertzsprung-Russell :

Où sur la séquence principale commencent les étoiles de masse plus élevée ?

Il y a trois issues possibles pour l'étape finale de la vie d'une étoile en fonction de sa masse initiale. Nommez ces 3 étapes finales possibles.

Étape 4

Suivez l'évolution de cinq étoiles de masses différentes.

Complétez le tableau ci-dessous en remplissant une ligne pour chacune des différentes masses.
Astuce : vous trouverez peut-être plus facile d'utiliser le tableau de données sur « Star in a Box » pour trouver les valeurs exactes.

Masse de l'étoile (MSoleil) Rayon maximal (RSoleil) Luminosité maximale (LSoleil)(Luminosité) Température maximale (K) Nom de l'étape finale Durée de vie totale (myr)
0.2
1
6
20
40

Étape 5

Étudiez les données pour les différentes étoiles dans votre tableau ci-dessus.

Comparer les températures :

  • Quelle étoile de masse atteint la température la plus élevée ?
  • A quelle étape de sa vie l'étoile atteint-elle cette température ?

Comparaison des luminosités :

  • Quelle étoile de masse devient la plus lumineuse (la plus brillante) ?
  • Est-ce la même masse d'étoiles qui atteint la température la plus élevée ?

Étape 6

Questions à choix multiple. Choisis la bonne réponse.

Quel type d'étoile le Soleil deviendra-t-il après avoir quitté la séquence principale ?

Quel facteur principal détermine les étapes qu'une étoile suivra après la séquence principale ?

La masse de l'étoile Bételgeuse est bien supérieure à la masse du Soleil donc, sa durée de vie totale sera de :

Par rapport au moment où elle rejoint la séquence principale, la masse d'une étoile à la fin de sa vie :

Le Soleil passera la majeure partie de sa vie à quelle étape ?

Pays Niveau Matière Tableau d'examen Section
Royaume-Uni GCSE La physique AQA Science A Pas dans le programme actuel
Royaume-Uni GCSE La physique Edexcel P1.3 : 11, 12, 13
Royaume-Uni GCSE La physique OCR A P7.3.8 P7.4 : 22-28
Royaume-Uni GCSE La physique ROC B P2h
Royaume-Uni GCSE La physique WJEC Physique 3.5 : b, c, d, g, j
Royaume-Uni GCSE Astrophysique Edexcel Unité 1.3 : 3o-q, 4a, 4c
Royaume-Uni Un niveau La physique AQA 3.9.2.5
Royaume-Uni Un niveau La physique Edexcel Sujet 10 : 159, 160
Royaume-Uni Un niveau La physique OCR A 5.5.1 : c, e, g
Royaume-Uni Un niveau La physique ROC B 5.1.3 : b, c
Royaume-Uni Un niveau La physique WJEC Unité 1 6d)
Royaume-Uni KS3 La physique - Physique spatiale : notre soleil comme étoile
Royaume-Uni KS2 : 5e année La science - Terre et espace
  • Si vous souhaitez en savoir plus sur l'évolution des étoiles, consultez nos pages SpaceBook sur le cycle de vie des étoiles. http://lco.global/book/life-cycle-stars
  • Vous pouvez également en savoir plus sur le diagramme de Hertzsprung-Russell sur SpaceBook http://lco.global/book/h-r-diagram
  • Les questions du cahier d'exercices pourraient être transformées en un quiz à choix multiples à l'aide d'un site Web ou d'une application telle que Socrative https://itunes.apple.com/au/app/teacher-clicker-socrative/id477620120?mt=8.

Version linguistique :

La version espagnole de &ldquoStar in a Box: High School&rdquo traduite par Mariana Lanzara, relue par Pau Ramos et révisée par le Dr Amelia Ortiz-Gil pour le projet Astronomy Translation Network. Téléchargez les fichiers : http://astroedu.iau.org/media/files/Spanish_Star_in_a_Box_Highschool.zip

L'activité se termine lorsque les élèves ont rempli les feuilles de travail. L'enseignant devrait discuter de la gamme de réponses que les élèves ont eues pour certaines des dernières questions sur chaque feuille de travail.


Orbite de la Terre et distance historique Soleil-Terre

Objet de ma question : Je crée un programme pour calculer le rayonnement solaire et j'ai besoin de calculer le rayon entre le soleil et la terre.

Le livre basé sur "Guide to HTML, JavaScript and PHP" pour les scientifiques et les ingénieurs, par David R. Brooks. Le code est dérivé de ce lien qui est une calculatrice. J'ai édité le code en C.

Calcul du rayon

Dans mon code, le calcul du rayon est défini comme o->R = 1.000001018*(1.0-e*e)/(1.0+e*cos(f)) où e - excentricité de l'orbite terrestre : F- vraie anomalie du soleil :

C'est une fonction pour calculer la position solaire. Cela fonctionne exactement de la même manière que le modèle d'irradiance solaire de Bird et Hulstrom fait référence à la calculatrice (voir le lien ci-dessus). Ici j'utilise je objet d'entrée où les données d'entrée sont enregistrées et o Objet de sortie où les données calculées concernant la position solaire sont enregistrées après leur calcul. atan2 - Renvoie la valeur principale de l'arc tangente de y/x, exprimée en radians (quoi que cela signifie, cela est tiré du manuel C/C++ -

). Ceil arrondit l'étage vers le bas.

Le problème est que si je mets une ancienne date comme 1849/06/31 11:15 La constante solaire corrigée en rayon ne correspond pas aux enregistrements historiques. Dans le cas, le résultat serait 1322.3 pour SolConst 1367. Ce qui est fou. Selon les données historiques, il devrait être 1361.035. Je suppose donc que le rayon est mal calculé.

La correction de la distance Terre/Soleil est effectuée dans une autre fonction pour calculer le rayonnement solaire. Le code:

1) où puis-je obtenir des enregistrements historiques du rayon soleil-terre

2) qu'est-ce qui ne va pas avec cette formule ou ce calcul ? Pouvez-vous suggérer une meilleure formule?

Edit : j'ajoute le code nécessaire pour calculer le rayonnement et la correction de la constante solaire.


Redevenir un géant

Après le flash d'hélium, l'étoile, ayant survécu à la "crise énergétique" qui a suivi la fin de l'étape de la séquence principale et l'épuisement du carburant hydrogène en son centre, retrouve son équilibre. Au fur et à mesure que l'étoile se réajuste à la libération d'énergie du processus triple-alpha dans son noyau, sa structure interne change une fois de plus : sa température de surface augmente et sa luminosité globale diminue. Le point qui représente l'étoile sur le diagramme H-R se déplace donc vers une nouvelle position à gauche et un peu en dessous de sa place en tant que géante rouge (Figure 1). L'étoile continue ensuite à fusionner l'hélium dans son noyau pendant un certain temps, revenant au type d'équilibre entre la pression et la gravité qui caractérisait l'étage de la séquence principale. Pendant ce temps, un noyau de carbone nouvellement formé au centre de l'étoile peut parfois être rejoint par un autre noyau d'hélium pour produire un noyau d'oxygène, un autre élément constitutif de la vie.

Figure 1. Évolution d'une étoile comme le Soleil sur un diagramme H-R : Chaque étape de la vie de la star est étiquetée. (a) L'étoile évolue à partir de la séquence principale pour devenir une géante rouge, dont la température de surface diminue et la luminosité augmente. (b) Un éclair d'hélium se produit, entraînant un réajustement de la structure interne de l'étoile et (c) une brève période de stabilité pendant laquelle l'hélium est fusionné au carbone et à l'oxygène dans le noyau (au cours du processus, l'étoile devient plus chaude et moins lumineuse qu'elle ne l'était en tant que géante rouge). (d) Une fois l'hélium central épuisé, l'étoile redevient géante et passe à une luminosité plus élevée et à une température plus basse. À ce stade, cependant, la star a épuisé ses ressources intérieures et va bientôt commencer à mourir. Là où la piste évolutive devient une ligne pointillée, les changements sont si rapides qu'ils sont difficiles à modéliser.

Cependant, à une température de 100 millions de K, le noyau interne convertit son combustible d'hélium ou de carbone (et un peu d'oxygène) à un rythme rapide. Ainsi, la nouvelle période de stabilité ne peut pas durer très longtemps : elle est bien plus courte que l'étape de la séquence principale. Bientôt, tout l'hélium suffisamment chaud pour la fusion sera épuisé, tout comme l'hydrogène chaud qui a été utilisé plus tôt dans l'évolution de l'étoile. Encore une fois, le noyau interne ne pourra pas générer d'énergie par fusion. Une fois de plus, la gravité prendra le dessus et le noyau recommencera à rétrécir. Nous pouvons considérer l'évolution stellaire comme l'histoire d'une lutte constante contre l'effondrement gravitationnel. Une étoile peut éviter de s'effondrer tant qu'elle peut puiser dans des sources d'énergie, mais une fois qu'un combustible particulier est épuisé, elle recommence à s'effondrer.

La situation de l'étoile est analogue à la fin de l'étape de la séquence principale (lorsque l'hydrogène central s'est épuisé), mais l'étoile a maintenant une structure un peu plus compliquée. Encore une fois, le noyau de l'étoile commence à s'effondrer sous son propre poids. La chaleur dégagée par le rétrécissement du noyau de carbone et d'oxygène s'écoule dans une enveloppe d'hélium juste au-dessus du noyau. Cet hélium, qui n'avait pas été assez chaud pour la fusion en carbone auparavant, est chauffé juste assez pour que la fusion commence et génère un nouveau flux d'énergie.

Plus loin dans l'étoile, il y a aussi une coquille où l'hydrogène frais a été suffisamment chauffé pour faire fondre l'hélium. L'étoile a maintenant une structure multicouche comme un oignon : un noyau de carbone-oxygène, entouré d'une coquille de fusion d'hélium, une couche d'hélium, une coquille de fusion d'hydrogène, et enfin, les couches externes étendues de l'étoile (voir Figure 2). Au fur et à mesure que l'énergie s'écoule des deux coquilles de fusion, les régions externes de l'étoile commencent à nouveau à s'étendre. Sa brève période de stabilité est terminée, l'étoile revient dans le domaine de la géante rouge sur le diagramme H-R pendant une courte période (voir Figure 1). Mais c'est un bref et dernier sursaut de gloire.

Figure 2. Couches à l'intérieur d'une étoile de faible masse avant la mort : Ici, nous voyons les couches à l'intérieur d'une étoile avec une masse initiale inférieure à deux fois la masse du Soleil. Ceux-ci comprennent, du centre vers l'extérieur, le noyau carbone-oxygène, une couche d'hélium suffisamment chaude pour fusionner, une couche d'hélium plus froid, une couche d'hydrogène suffisamment chaude pour fusionner, puis de l'hydrogène plus froid au-delà.

Rappelons que la dernière fois que l'étoile était dans cette situation difficile, la fusion d'hélium est venue à sa rescousse. La température au centre de l'étoile est finalement devenue suffisamment élevée pour que le produit de l'étape précédente de fusion (hélium) pour devenir le le carburant pour l'étape suivante (la fusion de l'hélium en carbone). Mais l'étape après la fusion des noyaux d'hélium nécessite une température si élevée que les types d'étoiles de masse inférieure (moins de 2 masses solaires) dont nous parlons ne peuvent tout simplement pas comprimer leur noyau pour l'atteindre. Aucun autre type de fusion n'est possible pour une telle étoile.

Dans une étoile de masse similaire à celle du Soleil, la formation d'un noyau carbone-oxygène marque ainsi la fin de la génération d'énergie nucléaire au centre de l'étoile. La star doit maintenant affronter le fait que sa mort est proche. Nous discuterons de la façon dont des étoiles comme celle-ci finissent leur vie dans La mort des étoiles, mais en attendant, le tableau 1 résume les étapes discutées jusqu'à présent dans la vie d'une étoile de même masse que celle du Soleil. Une chose qui nous donne confiance dans nos calculs d'évolution stellaire est que lorsque nous réalisons des diagrammes H-R d'amas plus anciens, nous voyons en fait des étoiles dans chacune des étapes dont nous avons discuté.


Ensemble de cartes mémoire partagées

L'effondrement de la matière interstellaire sous son propre poids provoque la formation d'étoiles.

L'attraction gravitationnelle de la poussière et du gaz provoque
le nuage commence à se condenser

Quelles sont les deux conditions qui doivent être justes pour que l'effondrement se produise ?

  1. Le nuage doit être suffisamment dense :
    • beaucoup de masse dans un volume donné
    • la gravité est assez grande pour provoquer l'effondrement
  2. Le nuage doit être suffisamment froid :
    • gaz plus chaud, pression plus élevée
    • si le gaz est trop chaud, la pression vers l'extérieur peut s'équilibrer
      gravité pour arrêter l'effondrement.

7 étapes de la formation des étoiles

2. Fragment de nuage qui s'effondre

  • dizaines de parsecs à travers
  • milliards de particules/ m 3
  • fragments de nuages ​​pendant l'effondrement
  • chaque fragment devient une étoile
  • des dizaines d'étoiles d'un seul nuage
  • environ 100 fois la taille du système solaire
  • ne chauffe pas beaucoup au début parce que le rayonnement s'échappe
  • devient finalement assez dense pour piéger le rayonnement et commence à se réchauffer
  • à peu près la même taille du système solaire
  • la partie interne du nuage est opaque et se réchauffe BEAUCOUP
  • le centre a une température = 10 000 K
  • partie extérieure encore fraîche et mince
  • le centre a 10 18 particules
  • la partie intérieure devient une (proto-étoile)
  • Phase de contraction de Kelvin-Helmboltz
  • *Proto-étoile : objet préstellaire assez chaud pour émettre des IR, mais pas assez chaud pour la fusion.
    • continuera à être proto-étoile jusqu'à ce que la fusion commence.
    • température centrale 1 million K
    • la contraction ralentit, mais ne s'arrête pas
    • du stade 4 au stade 6 se trouve la piste Hayashi appelée T Tauri Star
    • pendant l'étape 4, l'étoile commence à apparaître sur le diagramme H-R
    • Température de surface : 5 000 K
    • Température à cœur : 5 millions de K
    • Taille: 10 Radi solaire
    • Contraction : toujours au ralenti
    • Toujours une T Tauri Star, sur la piste Hayashi
    • La température centrale atteint 10 millions de K, assez chaude pour démarrer la fusion H
    • la taille est un peu plus grande que le soleil
    • surface un peu plus fraîche que le soleil
    • luminosité un peu moins que le soleil

    L'étoile (la séquence principale)

    • densité centrale environ 10 32 particules
    • température centrale 15 millions de K
    • température de surface 6 000 K
    • l'étoile est arrivée le long de la séquence principale de l'âge zéro (ZAMS)
    • le bord gauche de la séquence principale est l'endroit où toutes les étoiles commencent leur étape de la vie

    Étape 4-6 : la piste Hayashi, appelée T Tauri Star
    Étape 6 : Fusion d'hydrogène dans le noyau (puis rapidement à 7)


    Comparaison avec d'autres étoiles

    Notre Soleil est une étoile assez typique de l'Univers, et lorsque nous comparons certaines de ses caractéristiques, en particulier ses températures, nous réalisons une fois de plus à quel point le monde dans lequel nous vivons est vaste.

    Certaines des étoiles les plus chaudes de l'Univers peuvent atteindre jusqu'à 100 000 degrés Fahrenheit en tant que telles, elles sont au moins dix fois plus chaudes que notre Soleil.

    Mais ce ne sont que des estimations des températures de surface. À l'intérieur du noyau, les températures sont vraiment étonnantes. Certaines étoiles atteignent environ 200 millions de degrés à l'intérieur de leur cœur, soit plus de huit fois la température centrale du Soleil.

    Il y a une autre chose à considérer lorsque certaines étoiles finissent leur vie dans des explosions massives, les températures intérieures pourraient atteindre 10 milliards de degrés.

    Bien que ces estimations soient difficiles à comprendre, nous pouvons être reconnaissants que notre Soleil fasse partie des types d'étoiles les plus courants dans l'Univers, qui ont généralement, du moins comme nous le comprenons actuellement, les bonnes températures pour le développement de la vie.

    Revenir à notre système solaire, à la distance du Soleil ou d'une étoile en général, ne signifie pas nécessairement des températures plus fraîches. Prenez Mercure, par exemple.

    Même si c'est la planète la plus proche du Soleil, ce n'est pas la plus chaude. Vénus occupe plutôt la première place en tant que planète la plus chaude de notre système solaire. Mais c'est uniquement parce que Vénus a une atmosphère inconfortable qui emprisonne la chaleur à l'intérieur.


    Université de Californie, San Diego Physique 7 - Introduction à l'Astronomie

    Le processus réel de formation d'étoiles reste enveloppé de mystère parce que les étoiles se forment dans des nuages ​​moléculaires denses et froids dont la poussière obscurcit les étoiles nouvellement formées de notre vue. Pour des raisons qui ne sont pas entièrement comprises, mais qui peuvent avoir à voir avec des collisions de nuages ​​​​moléculaires, ou des ondes de choc traversant des nuages ​​​​moléculaires lorsque les nuages ​​traversent une structure en spirale dans les galaxies, ou des instabilités magnétiques-gravitationnelles (ou, peut-être tout ce qui précède) le noyau dense d'un nuage moléculaire commence à se condenser sous son auto-gravité, se fragmentant en nuages ​​de masse stellaire qui continuent à se condenser formant protostars. Au fur et à mesure que le nuage se condense, l'énergie potentielle gravitationnelle est libérée - la moitié de cette énergie gravitationnelle libérée va dans le chauffage du nuage, la moitié est rayonnée sous forme de rayonnement thermique. Parce que la gravité est plus forte près du centre du nuage (rappelez-vous Fg

    1/distance 2) le centre se condense plus rapidement, plus d'énergie est libérée au centre du nuage, et le centre devient plus chaud que les régions extérieures. Pour suivre le cycle de vie stellaire, nous suivons son chemin sur le diagramme de Hertzsprung-Russell.


    Protoétoile

    [/légende]
    Une star vivra la majorité de son live dans la phase de séquence principale. C'est là que la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium se produit dans son noyau, et la légère pression de cette énergie équilibre l'effondrement gravitationnel de l'étoile. Avant qu'une étoile n'entre dans la phase de séquence principale, cependant, elle passe un certain temps en tant que protostar - une petite étoile.

    Les étoiles se forment lorsque de vastes nuages ​​d'hydrogène moléculaire froid et d'hélium s'effondrent sous l'effet de la gravité mutuelle. Cet effondrement pourrait avoir été déclenché par une collision de galaxies ou par l'onde de choc d'une supernova voisine. Au fur et à mesure que le nuage s'effondre, il se brise en fragments, dont chacun deviendra éventuellement une étoile d'une certaine taille.

    Au fur et à mesure que le nuage se contracte, sa température commence à augmenter. Cela vient de la conversion de l'énergie gravitationnelle en énergie cinétique. Le nuage continue de se réchauffer et la conservation de la quantité de mouvement de toutes les différentes particules fait tourner la protoétoile.

    L'effondrement du nuage se produit le plus rapidement en son centre, où le matériau est à la densité la plus élevée et à la température la plus élevée. Malheureusement, ces objets sont enveloppés de poussière et impossibles à voir avec les observatoires terrestres. Ils peuvent être vus dans les télescopes infrarouges, qui peuvent percer le voile de poussière qui les enveloppe.

    Alors que l'effondrement se poursuit, un disque de gaz se forme autour de la protoétoile et des jets bipolaires jaillissent du haut et du bas de l'étoile. Celles-ci produisent des ondes de choc spectaculaires dans les nuages.

    Un objet peut être considéré comme une protoétoile tant que la matière tombe toujours vers l'intérieur. Après environ 100 000 ans, la protoétoile cesse de croître et le disque de matière qui l'entoure est détruit par les radiations. Elle devient alors une étoile T Tauri et est visible par les télescopes terrestres.

    Nous avons écrit de nombreux articles sur les étoiles sur Universe Today. Voici un article sur les protoétoiles, et en voici un autre.

    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 ?


    Voir la vidéo: Quelle est la température normale du corps? (Juillet 2021).