Astronomie

Connaît-on une étoile semblable au Soleil alors qu'elle serait une géante rouge ?

Connaît-on une étoile semblable au Soleil alors qu'elle serait une géante rouge ?

Dans environ 5 milliards d'années, le Soleil devrait devenir une géante rouge et avoir plus de 200 fois sa taille actuelle, atteignant un rayon d'environ 5 UA lorsqu'il est le plus grand.

Je me demande quelle classe spectrale le Soleil aurait alors, je pense quelque part de M1III à M5III. Connaît-on une étoile géante rouge semblable à ce que le Soleil est censé devenir ?


Les modèles pour le comportement futur du Soleil varient, principalement en raison de l'incertitude de la perte de masse pendant les phases géante rouge (combustion de la coquille H) et géante rouge asymptotique (combustion de la coquille H+He).

Un article très cité de Schroeder & Smith 2008 affirme que le Soleil atteindra sa taille maximale d'environ 256 $ R_{odot}$ (1,18 au) à l'extrémité de la branche géante rouge (et non à la fin de la phase de branche géante asymptotique, ce qui est suggéré par d'autres modèles). Cette taille maximale se produira 7,6 milliards d'années dans le futur (pas les 5 milliards d'années de la littérature populaire), lorsque la masse du Soleil sera réduite à environ $0.7M_{odot}$ et ont une température de surface de 2600 K (ou environ 2300 Celsius). Cela aurait un type spectral de M6III, ou peut-être même M6I.

Connaît-on une étoile semblable à celle-ci ? Cela dépend de ce que vous entendez par similaire, mais il est peu probable qu'il y ait des étoiles comme celle-ci dans notre Galaxie. La raison en est que la formation des étoiles a commencé dans notre Galaxie il y a environ 12 milliards d'années. Mais une étoile de 1 masse solaire comme le Soleil a besoin d'environ 12 milliards d'années (ou un peu plus) pour atteindre l'extrémité de la branche de la géante rouge. Même si cela était à peu près possible dans le temps et nous devions trouver une étoile (super)géante rouge d'environ 0,7 M$_{odot}$, il serait hautement improbable que l'étoile ait une composition chimique similaire à celle du Soleil. En effet, les étoiles nées tôt dans la vie de notre Galaxie auraient de très faibles concentrations de métaux comme le fer et le nickel qui ne sont produits qu'à l'intérieur des étoiles et présents uniquement dans le milieu interstellaire lorsqu'une génération d'étoiles a vécu et est morte.

Donc, ma réponse peut-être pédante, c'est qu'il n'y a pas de grandes géantes rouges que nous pouvons voir maintenant qui ont commencé leur vie en tant qu'étoiles de masse solaire et qui ont une composition chimique similaire à celle du Soleil.


Arcturus est une étoile RVB, probablement assez similaire à l'apparence du soleil lorsqu'il deviendra une géante rouge. Arcturus est légèrement plus massif que le soleil ($m_{ m Arc}=1,08 m_{odot}$), mais la principale différence est la plus faible métallicité de $[Fe/H]approx-0.5$.
Cette faible métallicité réduit l'opacité dans la zone radiative stellaire (qui remplit une partie importante de son volume, même en phase RVB). L'opacité réduite augmente l'efficacité de l'évacuation de l'énergie radiative du noyau, ce qui rend Arcturus probablement un peu plus petit et plus lumineux que ce que le soleil deviendra. Il me semble donc que le soleil devrait devenir une étoile précoce de type K pendant la majeure partie de sa durée de vie RVB. Les étoiles qui deviendraient des géantes de type M seraient des étoiles plus massives, comme Bételgeuse.

L'expansion drastique d'une géante rouge apparaît cependant une fois qu'elle entre dans sa phase AGB relativement courte, voir aussi ici. C'est la phase finale de sa vie, accompagnée d'une perte de masse importante engendrant des nébuleuses. Comme vous le voyez, la température solaire restera dans la plage de type K pendant cette phase, avant de se déplacer vers le bleu lors de la perte des dernières couches gazeuses, et enfin d'exposer la naine blanche en son centre.


Oui, vous pouvez en voir un ce soir.

Arctaurus est une étoile géante rouge avec une masse d'environ 1,1 fois la masse solaire, donc assez similaire au soleil. Il a actuellement un type spectral de K0 III. Il monte la branche de la géante rouge, donc sa luminosité et son spectre ne sont pas stables à long terme.

Le soleil traversera cette phase et, à la suite d'un éclair d'hydrogène, atteindra la branche géante asymptotique et ressemblera à Chi Pegasi, une étoile M2 III


Qu'arrivera-t-il à la Terre dans 5 milliards d'années ?

Concept d'artiste de la Terre dans environ 5 milliards d'années, lorsque le soleil deviendra une géante rouge. Image via Fsgregs/Wikimedia Commons.

Il est de notoriété publique de nos jours que le soleil de la Terre ne durera pas éternellement. Notre soleil brûle joyeusement comme une étoile d'âge moyen, mais dans 5 milliards d'années, à mesure que le soleil vieillira, il gonflera pour devenir une géante rouge. Qu'arrivera-t-il à la Terre lorsque notre soleil sera environ 100 fois plus gros qu'il ne l'est aujourd'hui ? Une équipe internationale d'astronomes affirme avoir trouvé un analogue du futur système Terre/Soleil dans l'étoile lointaine L 2 Puppis. Il y a cinq milliards d'années, cette étoile était très similaire à notre soleil tel que nous le connaissons aujourd'hui. Maintenant, L 2 Puppis est une géante rouge. De plus, l'équipe a trouvé un objet en orbite autour de la géante rouge à une distance pas très différente de l'orbite terrestre autour de notre soleil. Ces travaux d'astronomes ont été publiés en ligne le 8 décembre 2016 dans la revue à comité de lecture Astronomie & Astrophysique.

Leen Decin de l'Institut d'astronomie de la KU Leuven était membre de l'équipe de recherche. Elle a commenté :

« Le sort de la Terre est encore incertain. Nous savons déjà que notre soleil sera plus gros et plus brillant, de sorte qu'il détruira probablement toute forme de vie sur notre planète.

Dans cinq milliards d'années, le Soleil sera devenu une étoile géante rouge, plus de 100 fois plus grande que sa taille actuelle.

Il subira également une perte de masse intense à cause d'un vent stellaire très fort. Le produit final de son évolution, dans 7 milliards d'années, sera une petite étoile naine blanche. Ce sera à peu près la taille de la Terre, mais beaucoup plus lourd : une cuillère à café de naine blanche pèse environ 5 tonnes.

Au cours de la métamorphose de notre soleil d'étoile ordinaire à géante rouge à naine blanche, les mondes de Mercure et de Vénus à l'intérieur de l'orbite terrestre seront engloutis et détruits. La Terre ne sera pas engloutie. Qu'en sera-t-il ?

Vue composite de L 2 Puppis et de sa planète candidate en lumière visible Image via P. Kervella et al / Kuleuven.

Les astronomes se tournent vers L 2 Puppis pour obtenir des réponses. Cette étoile est visible à l'œil nu mais très faible, située dans notre ciel entre les étoiles brillantes Canopus et Sirius. Il est à 208 années-lumière. L'objet nouvellement trouvé en orbite autour de L 2 Puppis se trouve à environ 200 millions de miles (300 millions de km) de son étoile. Cela contraste avec les 93 millions de miles (150 millions de km) entre notre Terre et le soleil. Le système n'est donc pas un jumeau exact du nôtre, mais ces astronomes disent qu'il est similaire et :

… offre un aperçu unique de notre Terre dans 5 milliards d'années.

Une meilleure compréhension des interactions entre L 2 Puppis et sa planète fournira des informations précieuses sur l'évolution finale du soleil et son impact sur les planètes de notre système solaire. On ne sait toujours pas si la Terre survivra au soleil ou si elle sera détruite, disent ces scientifiques. Ils pensent que L 2 Puppis peut être la clé pour répondre à cette question.

Pendant ce temps, comment pouvons-nous penser autrement au sort ultime de la Terre lorsque notre soleil gonflera jusqu'à sa phase de géante rouge ? Qu'en est-il de ce que l'astronome Leen Decin a dit ci-dessus, à propos de la destruction de toute vie sur Terre ? Est-ce certain ? Les gars d'ASAPScience ne le pensent pas. Ils ont créé la vidéo ci-dessous pour vous donner une autre réponse à la question, impliquant en mouvement La terre!

Bottom line: Les astronomes ont trouvé un objet en orbite autour de l'étoile géante rouge L 2 Puppis, qui, selon eux, peut fournir des informations sur notre système Terre/Soleil à mesure qu'il vieillit.


Les astronomes mesurent avec précision la température des étoiles supergéantes rouges

Les supergéantes rouges sont une classe d'étoiles qui finissent leur vie dans des explosions de supernova. Leurs cycles de vie ne sont pas entièrement compris, en partie à cause des difficultés à mesurer leurs températures. Pour la première fois, les astronomes développent une méthode précise pour déterminer les températures de surface des supergéantes rouges.

Les étoiles sont disponibles dans une large gamme de tailles, de masses et de compositions. Notre soleil est considéré comme un spécimen relativement petit, surtout par rapport à quelque chose comme Bételgeuse, connue sous le nom de supergéante rouge. Les supergéantes rouges sont des étoiles plus de neuf fois la masse de notre soleil, et toute cette masse signifie que lorsqu'elles meurent, elles le font avec une férocité extrême dans une énorme explosion connue sous le nom de supernova, en particulier ce qu'on appelle une supernova de type II.

Les supernovae de type II ensemencent le cosmos avec des éléments essentiels à la vie, les chercheurs souhaitent donc en savoir plus à leur sujet. À l'heure actuelle, il n'existe aucun moyen de prédire avec précision les explosions de supernova. Une pièce de ce puzzle réside dans la compréhension de la nature des supergéantes rouges qui précèdent les supernovae.

Malgré le fait que les supergéantes rouges soient extrêmement brillantes et visibles à de grandes distances, il est difficile de déterminer des propriétés importantes à leur sujet, y compris leurs températures. Cela est dû aux structures compliquées de leurs hautes atmosphères, ce qui conduit à des incohérences dans les mesures de température qui pourraient fonctionner avec d'autres types d'étoiles.

"Afin de mesurer la température des supergéantes rouges, nous devions trouver une propriété visible, ou spectrale, qui n'était pas affectée par leurs hautes atmosphères complexes", a déclaré l'étudiant diplômé Daisuke Taniguchi du département d'astronomie de l'Université de Tokyo. "Les signatures chimiques connues sous le nom de raies d'absorption étaient les candidats idéaux, mais il n'y avait pas une seule raie qui révélait la température seule. Cependant, en examinant le rapport de deux raies différentes mais liées - celles du fer - nous avons trouvé le rapport lui-même lié à la température. Et cela de manière cohérente et prévisible."

Taniguchi et son équipe ont observé des étoiles candidates avec un instrument appelé WINERED qui se fixe à des télescopes afin de mesurer les propriétés spectrales d'objets distants. Ils ont mesuré les raies d'absorption du fer et calculé les rapports pour estimer les températures respectives des étoiles. En combinant ces températures avec des mesures de distance précises obtenues par l'observatoire spatial Gaia de l'Agence spatiale européenne, les chercheurs ont calculé la luminosité ou la puissance des étoiles et ont trouvé leurs résultats cohérents avec la théorie.

"Nous avons encore beaucoup à apprendre sur les supernovae et les objets et phénomènes associés, mais je pense que cette recherche aidera les astronomes à combler certains des vides", a déclaré Taniguchi. "L'étoile géante Bételgeuse (sur l'épaule d'Orion) pourrait devenir une supernova de notre vivant en 2019 et 2020, elle s'est assombri de manière inattendue. Ce serait fascinant si nous pouvions prédire si et quand elle pourrait devenir une supernova. J'espère que notre nouvelle technique y contribue. effort et plus encore."


Comment déterminons-nous les cycles de vie des étoiles et marquons-nous certaines comme « jeunes » et d'autres comme « âgées ? »

C'est l'un des problèmes les plus importants et les plus intéressants de l'astronomie. Fondamentalement, il est très difficile de déterminer l'âge d'une étoile individuelle. Il a fallu aux astronomes la majeure partie de ce siècle pour reconstituer les cycles de vie des étoiles, simplement parce que nous ne pouvons pas vivre assez longtemps pour suivre une seule étoile tout au long de son cycle de vie. À l'exception de quelques rares cas, la plupart des étoiles ont la même apparence qu'aujourd'hui depuis avant que les humains ne commencent à regarder le ciel.

Pourtant, les étoiles varient considérablement dans leurs caractéristiques physiques. Certains sont un million de fois plus lumineux que le Soleil d'autres sont un million de fois moins lumineux. Certains, comme l'étoile Pistol, sont aussi gros que l'orbite de la Terre, d'autres sont aussi petits qu'une ville.

Les étoiles sont-elles différentes les unes des autres parce qu'elles ont des âges, des masses, des compositions, des distances ou une autre caractéristique fondamentale différents ? La clé est de trouver un groupe d'étoiles qui doit avoir le même âge et la même composition. Des centaines d'amas d'étoiles sont en effet connus. (Un amas voisin, les Pléiades est visible à l'œil nu.)

Parce qu'il est hautement improbable que les étoiles d'un amas se soient réunies par accident, elles doivent être nées en même temps. S'ils se sont formés en même temps, alors ils doivent aussi avoir la même composition, car ils se sont condensés à partir d'un seul nuage de gaz et de poussière interstellaires. Enfin, parce que nous voyons le groupe d'étoiles ensemble dans le ciel, elles doivent également toutes être à peu près à la même distance de nous. Cela signifie que les étoiles les plus brillantes d'un amas sont vraiment plus lumineuses. Ainsi, au sein d'un amas, toutes les différences que nous voyons entre ses étoiles doivent être dues à la seule chose qui reste : la masse.

Pour chaque règle générale, il existe cependant des exceptions. Quelques pour cent des étoiles dans un tel diagramme sont des Géantes rouges, qui s'avèrent à la fois très lumineuses et froides. Un autre dix pour cent environ s'avère être assez chaud, et pourtant très faible, ceux-ci sont appelés White Dwarfs.

Lorsque nous comparons les diagrammes H-R de nombreux amas différents, nous constatons que les amas qui contiennent de nombreuses étoiles chaudes et brillantes ont généralement du gaz visible, ce qui suggère que la formation d'étoiles n'est peut-être pas terminée. Ce type d'amas a rarement des Géantes Rouges ou des Naines Blanches. En fait, la tendance est que moins un amas a d'étoiles chaudes et brillantes, plus il a de géantes rouges et de naines blanches. La cause la plus probable de ces différences est que différents amas ont des âges différents - nous en déduisons donc que les géantes rouges et les naines blanches sont ce que deviennent les étoiles à mesure qu'elles vieillissent.

Une comparaison détaillée suggère que les étoiles commencent leur vie sur la séquence principale et y restent très longtemps. Ils deviennent alors des géantes rouges, une phase qui ne dure qu'environ 10 % de la durée, en fonction de la fraction d'étoiles comme celle-ci que nous voyons dans les amas. Enfin, la plupart des étoiles semblent devenir des naines blanches et le restent. Ainsi, un amas accumule des naines blanches sur des milliards d'années.

Voilà pour la séquence de la jeunesse stellaire, de l'âge mûr et de la mort. Mais comment connaître l'âge d'une étoile en particulier ? C'est beaucoup plus difficile. La plupart du temps, nous devons dépendre des lois physiques et "construire" un modèle stellaire d'une masse et d'une composition particulières qui concorde avec la luminosité et la température des étoiles que nous voyons. Si nous ne faisons pas le bon choix, le modèle ne « fonctionnera pas ». C'est-à-dire qu'elle nous dit qu'une telle étoile n'est pas stable et n'existe donc pas.

Ainsi, en fin de compte, nous pouvons faire une supposition éclairée sur l'âge d'une étoile par la composition du noyau du modèle qui correspond le mieux - et le temps qu'il faudrait à l'hydrogène pour se transformer en hélium. Cela prend des milliards d'années pour les séquences principales d'étoiles comme le Soleil. Transformer l'hélium en carbone et en éléments plus lourds prend beaucoup moins de temps (seulement quelques centaines de millions à un milliard d'années), et ce sont ces modèles qui correspondent le mieux aux caractéristiques observées des étoiles géantes rouges. Nous concluons donc que les Géantes rouges sont de vieilles étoiles, qui n'ont plus beaucoup de durée de vie.

Pour les étoiles brûlant de l'hydrogène sur la séquence principale, comme le Soleil, il existe un autre moyen de réduire un âge. Tout comme le Soleil a un cycle de taches solaires de 11 ans, les étoiles ont également des cycles d'activité, elles ont parfois de nombreuses "taches stellaires" et quelques-unes à d'autres moments. Ces cycles sont détectables en recherchant les caractéristiques spectrales émises par les régions superficielles actives, telles que les raies d'émission de l'élément commun calcium. Les modèles suggèrent que l'activité d'une étoile et la luminosité de ces caractéristiques spectrales diminuent à mesure qu'une étoile vieillit. Par conséquent, une façon de déterminer l'âge d'une étoile de la séquence principale est de mesurer la luminosité de ces caractéristiques spectrales sensibles à l'activité.

Qu'en est-il de l'âge d'une star de White Dwarf ? Ces étoiles ne produisent plus leur propre énergie et ne brillent que parce qu'elles sont encore chaudes à cause de leurs phases de combustion d'hydrogène et d'hélium. Ils sont si petits et si chauds qu'il leur faut des milliards d'années pour se refroidir à la température de l'espace interstellaire, qui n'est que de quelques degrés au-dessus du zéro absolu.

Pensez à une tasse de café. Lorsqu'il est versé pour la première fois, il fait très chaud, mais avec le temps, la température baisse. Si vous savez à quelle vitesse une tasse de café refroidit, vous pouvez mesurer sa température actuelle et déterminer depuis combien de temps elle a été versée. La couleur d'une naine blanche est facile à mesurer et elle nous indique directement sa température. Plus il est rouge, plus il fait froid, donc plus il est vieux.

Curieusement, nous ne trouvons pas de naines blanches plus froides qu'environ 4 000 Kelvins. Il faut environ 10 milliards d'années à une naine blanche pour se refroidir à cette température. Nous concluons donc que même la première génération d'étoiles de notre galaxie, dont les restes sont maintenant des naines blanches, n'a pas eu la chance de se refroidir en dessous de 4 000 Kelvins. Selon ce calcul, la galaxie, et donc l'univers entier, doit avoir au moins 10 milliards d'années.


Voir la vidéo: Comparaison des tailles et des puissances des étoiles (Juillet 2021).