(Microsoft PowerPoint - Astronomie

Ligne du temps jusqu’aux galaxies
'hu
i
Histoire de l'Univers
Au
jo
ur
d
Formation de la Voie
Lactée entre 6 et 10
milliards d’années dans
le passé
Bi
g
Ba
ng
Formation des premières
galaxies à 1 milliards
d’années environ
Formation de la Voie Lactée
15 milliards d'années
Galilée (1610)): Première
personne à correctement
interpréter la bande de la
Voie Lactée à l’aide
d’observations.
Messier (1771):
Catalogue des
objets flous.
Hershel (1810):
Tentative pour
trouver la forme de
la Voie Lactée.
1960:
Découverte
des quasars
'hu
i
Hubble (1915-1930):
Découverte de
l’existence de
plusieurs autres
galaxies
ur
d
Kant (1755):
Théorise que la
Voie Lactée serait
un gigantesque
regroupement
d’étoiles en rotation
jo
Démocrite: (400 Av. J-C):
Première personne qui
aurait suggéré que la Voie
Lactée est composée de
milliers d’étoiles comme
notre Soleil.
2008:
Découverte
de la plus
vieille galaxie
connue.
Au
An
tiq
ui
té
Histoire de nos connaissances sur les galaxies
Moins de 10 000 ans
Shapley (1900): Premier à
mesurer la distance au
centre de notre galaxie.
Formation de la Voie Lactée
Grâce à la méthode de datation mentionnée ci-dessus, on a
pu estimer l’âge de notre galaxie, de façon un peu plus
précise, à 8,3±1,8 Milliards d’années. Notre galaxie aurait
donc existée pour plus de la moitié de l’âge de l’Univers.
Il semble donc évident que les premières étoiles de notre
galaxie soient nées bien avant que notre galaxie aie la
forme de disque qu’on lui attribue aujourd’hui.
Ces étoiles très vieilles sont situées dans le halo de notre
galaxie et font généralement partie d’amas globulaires que
nous verrons plus loin. Elles sont aussi classifiées comme
faisant partie de la population II d’étoiles. (Notre Soleil fait
partie de la population I). Nous verrons ces classifications
un peu plus loin aussi.
Il est très difficile d’estimer l’âge de notre galaxie, car nous
n’avons pas de points de référence pour déterminer à quel
moment la forme du disque a été complétée.
Par contre, il est possible d’estimer l’âge des étoiles grâce à
un processus de datation utilisant l’abondance relative de
certains éléments radioactifs à l’intérieur des étoiles,
abondance déterminée à l’aide de la spectroscopie. Ce
processus est similaire à la datation au C14 sur Terre.
À l’aide de cette méthode, des astronomes ont déterminé
que l’étoile la plus vieille de notre galaxie aurait 13,2
milliards d’années et aurait donc été formée très tôt après le
Big Bang. Celà semblerait donc résoudre l’énigme: “Qu’estce qui est venu en premier? Les étoiles ou les galaxies?”
Formation des étoiles
Les étoiles se forment à la suite de l’effondrement
gravitationnel d’un nuage de gaz (surtout hydrogène et hélium)
et de poussières.
Ces nuages se nomment
nébuleuses. Elles sont très
photogéniques, avec leurs
formes étranges et leurs
magnifiques couleurs.
Ici, on voit la nébuleuse
d’Orion (M42). C’est une
pouponnière d’étoiles!
Animation
Nébuleuses
Formation des étoiles
Dans les galaxies
spirales comme la
notre, les
nébuleuses dans
lesquelles les
étoiles naissent
ont été nommées
des pouponnières
d’étoiles.
Télescope de 1,8m à Victoria
Nébuleuse de l’Aigle M16
Cette nébuleuse ( NGC
3603) est un exemple de
pouponnière d’étoiles!
Télescope spatial Hubble
(fausses couleurs)
Nébuleuses
Les nébuleuses où se
forment les étoiles sont très
souvent roses ou rouges.
Cette couleur vient de
l’hydrogène.
Le bleu visible dans
certaines image provient de
la réflexion de la lumière
des étoiles sur la poussière
dans la nébuleuse.
Nébuleuse Tête de cheval
Animation
Animation 2
Nébuleuses
Voici une
meilleure
version de
la tête de
cheval et
ses
alentours.
Effondrement gravitationnel
Dans certains endroits de la nébuleuse, la gravité force
le nuage à se contracter. Il devient alors de plus en plus
dense. Ces endroits deviendront probablement de futurs
systèmes planétaires avec une ou plusieurs étoiles au
centre.
Formation de l’étoile
Au centre de ces proplydes, la gravité attire une très grande
quantité de gaz. C’est ce qui formera l’étoile.
La température du gaz
augmente avec la densité
et lorsqu’elle atteint la
valeur de 10 millions de
degrés, la fusion
nucléaire commence:
l’étoile est née!
Exemple d’un coin
dense de la
nébuleuse d’Orion.
On les appelle
proplyde.
Disque protoplanétaire
Autour de l’étoile, il y a sûrement des planètes en formation à partir du
gaz et des poussières restants. Ce gaz orbite dans le plan de rotation du
nuage de gaz qui a formé l’étoile.
Les anneaux que vous
voyez autour de l’étoile
en formation sont
composés de gaz et de
poussières et se forment
dans un plan causé par la
rotation originale du
nuage de gaz.
Mais qu’est-ce qu’une étoile au juste?
Une étoile est une grosse boule de gaz au centre de laquelle il
se produit la fusion nucléaire. Cette fusion génère
énormément d’énergie sous forme de lumière et de chaleur.
Au centre d’une étoile, la densité et la
température sont tellement élevées
que les atomes d’hydrogène se
fusionnent pour former des atomes
d’hélium. À chaque fois qu’un atome
d’hélium est produit, un peu d’énergie
est émise.
À chaque seconde, le soleil convertit
ainsi 5 millions de tonnes de matière
en énergie!
Animation
Équilibre à l’intérieur de l’étoile
Amas d’étoiles
Lorsque les étoiles se forment (dans des nébuleuses), il est très fréquent
que plusieurs étoiles se forment relativement en même temps dans cette
région de l’espace, car la formation d’une étoile affectera le reste du gaz
dans la nébuleuse et pourra entraîner la formation d’autres étoiles dans
cette nébuleuse. Elles font alors partie d’un amas d’étoiles.
À l’intérieur de l’étoile, l’énergie de
la fusion repousse le gaz vers
l’extérieur mais cette force est
compensée par la gravité de l’étoile.
Pendant toute la vie de l’étoile, cet
équilibre maintiendra sa forme. Mais
éventuellement, la fusion diminuera,
dû à la diminution de la quantité
disponible d’hydrogène, et la gravité
gagnera…
Il existe deux types d’amas d’étoiles:
Amas globulaire: amas très dense contenant entre 10 000 et un million de
vieilles étoiles. Ces amas semblent s’être formés au début de l’histoire
des galaxies; c’est pourquoi ils sont dans le halo. Ils sont composés de
vielles étoiles rouges et il n’y a plus de gaz entre les étoiles.
Amas ouvert: amas contenant quelques centaines ou milliers d’étoiles,
peu dense, formé de jeunes étoiles. Comme les étoiles dans un amas
ouvert se sont formées assez récemment, on en trouve des bleues et il
reste encore du gaz de la nébuleuse d’origine.
Amas globulaires
Amas globulaires
M22
M30
Amas globulaires
Amas ouverts
Les Pléïades,
M45, ou les
Sept Sœurs
Situé à une
distance de
400 a.l., c’est
l’un des plus
beaux amas
d’étoiles
facilement
visibles à l’œil
nu.
M80
Amas ouverts
L’amas
double de
Persée
Amas ouvert et nébuleuse
Puisque les amas
ouverts sont
jeunes, nous en
retrouvons
plusieurs encore
entourés de la
nébuleuse. C’est
le cas de la
nébuleuse de
l’Aigle (M16).
Amas ouvert et nébuleuse
Amas ouvert et nébuleuse
Nébuleuse
Rosette
Nébuleuse du Cône et amas d’étoiles NGC 2264
Amas ouvert et nébuleuse
Amas ouvert et nébuleuse
Pouponnière
d’étoile NGC
3603
Pouponnière d’étoiles dans le Grand Nuage de Magellan
Caractéristiques des étoiles
Les étoiles ne sont pas
toutes pareilles.
En analysant le spectre des étoiles, les astronomes ont réalisé que la
couleur et la température n’était pas des caractéristiques indépendantes.
Plus la couleur tend vers le bleu, plus l’étoile est chaude. Ils ont classé ces
étoiles selon ces caractéristiques avec des lettres:
Maintenant que nous
avons vu ce que sont les
étoiles et comment elles
se forment, nous allons
étudier les
caractéristiques qui
définissent leurs
apparences et leurs vies
diverses .
En partant des étoiles les plus chaudes, l’ordre est donc: O, B, A, F, G, K, M
Truc pour s’en rappeler: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me
Ces caractéristiques sont:
- La température
- La couleur
- La grosseur
- La luminosité
- La masse
Grosseurs des étoiles
En plus de la classe spectrale dépendant de la température que nous avons
étudiée plus haut, les astronomes ajoutent aussi un chiffre romain après
cette lettre pour identifier la grosseur de l’étoile. Ces catégories de grosseur
sont:
TYPE
Grosseur
Le Soleil est
classifié G2V
Il est donc
une étoile
jaune (G2) et
de la
séquence
principale, ou
naine (V)
Température de surface des étoiles et couleur
Ia
Supergéantes très lumineuses
Ib
Supergéantes moins lumineuses
II
Géantes lumineuses
III
Géantes
IV
Sous-géantes
V
Étoiles de la séquence principale (naines)
VI
Sous-naines
VII
Naines blanches
Type spectral
Température
Couleur
Exemple
O
40 000
bleue
étoiles de la ceinture d’Orion
B
20 000
Bleue-blanche
Rigel
A
10 000
blanche
Sirius
F
7 500
Blanche-jaune
Étoile Polaire
G
5 500
jaune
Soleil
K
4 500
orange
Arcturus
M
3 000
rouge
Bételgeuse
Grosseurs des étoiles
Bien que le Soleil soit énorme quand on le compare à la Terre, il est une
étoile moyenne en grosseur et en masse.
Certaines étoiles sont des naines. Leur diamètre est des centaines de fois
plus petit que le diamètre du soleil. Certaines étoiles sont même plus petites
que la Terre.
Par contre, il existe aussi des étoiles géantes, qui sont des milliers de fois
plus grosses que le Soleil.
Animation
Bételgeuse: supergéante rouge, environ 650
fois le diamètre du soleil. Si on remplaçait le
Soleil par Bételgeuse, elle s’étendrait au-delà
de l’orbite de Mars!
C’est la seule étoile pour laquelle il est
possible de voir le disque. Toutes les autres
étoiles paraissent comme des points, même
avec les meilleurs télescopes.
Luminosité des étoiles
En observant la brillance des étoiles dans le ciel, et en sachant leurs
distances, on réalise que certaines étoiles émettent beaucoup plus de
lumière que d’autres.
Habituellement, on compare la luminosité des étoiles en utilisant le Soleil
comme référence. Le soleil a donc une luminosité de 1 L .
Luminosité des étoiles
Dans le ciel d’été, il est possible de voir trois étoiles brillantes qui forment ce
qu’on appelle le Triangle d’été. Deneb et Altair ont environ la même
magnitude, c’est-à-dire qu’elle semble à peu près avoir la même brillance
dans le ciel.
Certaines étoiles émettent 10 000 fois moins de lumière que le Soleil alors
que d’autres en émettent 100 000 fois plus.
Par contre, Altair est situé à
16 années-lumière, alors que
Deneb est à 2500 annéeslumière.
La luminosité d’une étoile dépend de deux facteurs:
Laquelle est la plus brillante
des deux croyez-vous?
- la température de l’étoile: plus une étoile est chaude, plus elle émet de
lumière;
- la grosseur de l’étoile: plus une étoile est grosse, plus elle émet de
lumière.
Masse des étoiles et étoiles binaires
La masse des étoiles est très difficile à obtenir, pourtant elle est la
caractéristique essentielle pour déterminer l’évolution de l’étoile et son type
de mort.
Grâce aux étoiles binaires (deux étoiles qui sont en orbite l’une autour de
l’autre) et à l’attraction gravitationnelle entre ces deux étoiles, il est possible
de déterminer leurs masses.
Étoile binaire, avec deux
étoiles de même masse
Les étoiles ont des masses variant entre 0,01 masse solaire et 60 masses
solaires. Le soleil ayant évidemment une masse équivalente à une masse
solaire.
Imaginez comment Deneb doit
émettre de lumière pour qu’on
puisse la voir si bien à cette
distance. Deneb est l’une des
étoiles les plus lumineuses
dans notre galaxie.
Système multiples
Selon nos observations, la plupart des étoiles (>80%) feraient partie de
systèmes multiples: systèmes à 2, 3 ou même plus d’étoiles.
Orbites de HD188753, un
système triple. Deux
étoiles assez rapprochées
sont sur une orbite plus
large autour d’une
troisième étoile.
Imaginez la vue du ciel
sur une planète en orbite
autour de ces étoiles…
Types d’étoiles
Diagramme H-R
Donc, jusqu’à maintenant, nous avons vu comment les étoiles se forment
à l’intérieur de nuages nommées nébuleuses. La gravité permet à cette
nébuleuse de se contracter et la densité augmente. Lorsque la
température devient assez élevée, la fusion nucléaire débute à l’intérieur
du gaz et l’étoile commence à briller.
Nous avons aussi vu que les
étoiles ne sont pas toutes
pareilles. Elles varient en
grandeur, en masse, en
température et en luminosité.
Diagramme H-R
En mettant les étoiles dans un graphique représentant leur luminosité
en fonction de leur température, on découvre qu’il existe certaines
populations d’étoiles:
• les géantes bleues
• les géantes et les supergéantes rouges
• les étoiles de la séquence principale
• les naines rouges
• les naines blanches
Ces populations d’étoiles représentent
différents épisodes de l’évolution des
étoiles.
Simulation
Vie des étoiles
Tant que la réserve d’hydrogène à l’intérieur de l’étoile est suffisante, la
fusion nucléaire continue.
Dans le diagramme H-R, on dit alors que l’étoile est sur la séquence
principale. Environ 90% des étoiles que nous voyons dans le ciel sont
des étoiles sur la séquence principale.
Donc, toutes les étoiles du diagramme H-R qui ne sont pas sur la
séquence principale ne sont plus dans la phase de fusion de
l’hydrogène. Nous allons voir qu’au cours de son évolution, une étoile se
déplace dans le diagramme: ses propriétés (luminosité, température…)
changent.
Fusion nucléaire
La fusion nucléaire est un
phénomène qui se produit
uniquement sous des conditions
extrêmes: température d’au moins
10 millions de degrés et pression
extrême.
Dans une étoile, l’hydrogène se
transforme en hélium à travers une
série d’étapes intermédiaires.
C’est l’énergie libérée lors de ces
étapes (rayons gamma) qui fait
briller l’étoile.
De tous les types de lumière
possibles (infrarouge, radio…), les
rayons gamma sont ceux qui ont le
plus d’énergie.
Évolution des étoiles
Dans ce diagramme H-R,
on peut voir les durées
de vie des étoiles (en
vert) en fonction de leurs
masses (en mauve).
Les masses sont
données en masses
solaires.
Évolution des étoiles
Après des millions ou des milliards d’année, dépendamment de la
masse de l’étoile, les réserves d’hydrogène diminuent au centre de
l’étoile. C’est alors que commence une série de changements dans
l’étoile qui finiront pas la détruire.
Plus une étoile est massive, plus elle « brûlera » rapidement son
hydrogène. Elle émettra donc plus d’énergie et sera plus brillante et plus
chaude (bleue). Les étoiles massives sont celles qui durent le moins
longtemps: seulement quelques millions d’années! C’est pourquoi on les
voit seulement dans des régions où il y a encore beaucoup de gaz.
Les étoiles moins massives (comme le soleil ou encore moins), vivront
plus longtemps car leurs réserves ne s’épuiseront pas aussi rapidement.
Le soleil vivra pendant environ 10 milliards d’années et certaines étoiles
pourraient vivre encore beaucoup plus longtemps. Moins une étoile est
massive, moins elle émet d’énergie et plus elle est « froide » (3000 º).
Évolution des étoiles moins massives
étoile (comme le soleil)
géante rouge
nébuleuse planétaire
Quand une étoile comme le soleil
commence à manquer de réserves
d’hydrogène, elle grossit et sa surface
se refroidit pour former une géante
rouge.
Puis les couches extérieures de gaz
seront expulsés dans l’espace, ce qui
formera une nébuleuse planétaire.
naine blanche
Ce qui restera de l’étoile au centre
deviendra une naine blanche qui prendra
des milliards d’années à refroidir.
Animation
Évolution des étoiles moins massives
Phase de géante rouge
Lorsque la fusion de
l’hydrogène diminue, la
gravité fait écraser le centre
de l’étoile et augmenter la
température au centre.
Voici les étapes de
l’évolution d’une étoile
comme le Soleil, en
commençant par la
nébuleuse et la protoétoile jusqu’à la
nébuleuse planétaire et la
naine blanche.
En même temps, l’extérieur
de l’étoile se gonfle et se
refroidit : on se retrouve avec
une géante rouge.
Si la température au centre
est assez élevée, la fusion de
l’hélium en carbone
commence. C’est ce qui se
passera avec le soleil.
Phase de géante rouge
Après la fusion de l’hélium en carbone, l’étoile se retrouve avec un centre
formé de carbone et des couches supérieures d’hélium et d’hydrogène.
Comme nous le verrons plus loin, les étoiles plus massives que le soleil
peuvent ensuite fusionner le carbone en oxygène et ainsi de suite. Mais
dans le soleil, la fusion s’arrêtera avec le carbone.
À ce moment, les couches extérieures de l’étoile seront éjectées pour
former une nébuleuse planétaire.
Nébuleuses planétaires
Les nébuleuses planétaires sont parmi les plus beaux objets célestes.
Le nom est cependant une erreur qui
s’est propagé avec le temps: ces
nébuleuses n’ont rien à voir avec les
planètes, elles sont des étoiles
mourantes qui ont éjecté une couche
de gaz dans l’espace. Les premières
observations au télescope montraient
une petite tache floue assez
circulaire, ce qui ressemblait un peu à
une planète. Par la suite, les
astronomes se sont rendu compte
que ces objets étaient très différents
des planètes, mais le nom est resté.
Nébuleuse de l’Anneau (M57),
dans la Lyre
Naine blanche
Nébuleuses planétaires
Au centre des nébuleuses planétaires, il reste le noyau de l’étoile,
formé de carbone et d’oxygène super dense. C’est ce qu’on appelle
une naine blanche.
Une naine blanche n’a plus de fusion
qui lui procure son énergie. Par contre,
elle est encore extrêmement chaude et
c’est pourquoi elle brille.
Éventuellement, elle se refroidira et
cessera d’émettre de la lumière. Ce
sera alors une naine noire. Comme il
faut des milliards d’années pour que la
naine blanche se refroidisse, nous ne
croyons pas qu’il existe encore de
naines noires dans l’univers!
Nébuleuse de l’Hélix
Nébuleuses planétaires
Nébuleuses planétaires
Les nébuleuses planétaires ont parfois des formes assez complexes et
étranges. Les causes ne sont pas complètement connues, mais il existe
certaines hypothèses:
• le champ magnétique de l’étoile affecte le gaz lorsqu’il s’éloigne de
l’étoile;
• l’étoile faisait partie d’un système multiple et l’attraction gravitationnelle
de la deuxième (ou plusieurs autres) étoiles affecte le gaz.
•…
Nébuleuse de l’Haltère – M27
M2-9
Nébuleuses planétaires
Nébuleuses planétaires
MyCn18
Nébuleuse Œil de chat
Nébuleuses planétaires
Nébuleuse de la Fourmi
Nébuleuses planétaires
Nébuleuse de l’Esquimau
Évolution des étoiles massives
Les étoiles très massives (plus de
trois fois la masse du soleil), vont
grossir jusqu’à former des
supergéantes rouges (comme
Bételgeuse).
étoile (géante bleue)
supergéante rouge
Ces géantes bleues finiront par une
explosion spectaculaire: une
supernova.
supernova
étoile à neutron
(et pulsar)
Évolution des étoiles massives
trou noir
Ce qu’il restera de l’étoile à ce
moment-là formera un objet très
dense, soit une étoile à neutron ou
un trou noir.
Animation
Supergéante rouge et supernova
Dans les étoiles assez massives,
la température au centre sera
assez élevée pour que la fusion
des autres éléments commence
(carbone en oxygène, oxygène en
néon …) jusqu’au fer.
L’étoile se retrouve avec une
structure en pelure d’oignon avec
différentes couches.
Le centre est composé de fer mais il est impossible de fusionner le fer.
Lorsque la gravité tente de comprimer ce centre, l’énergie se
transformera plutôt en une onde de choc qui se terminera par l’explosion
spectaculaire de l’étoile: une supernova.
Animation
Supernova
Lors de son explosion,
l’étoile se retrouve
temporairement plus
lumineuse qu’une
galaxie entière!
L’énergie impliquée
lors d’une supernova
permet aux éléments
plus lourds que le fer
de se créer par fusion
(or, argent…).
Supernova 1994D dans la
galaxie NGC 4526
Supernova
Supernova 1987 A
Restant de supernova –
nébuleuse du Voile
Cette explosion a eu lieu en 1987
dans le Grand Nuage de Magellan
(en fait, l’explosion a eu lieu des
milliers d’années plus tôt, mais la
lumière nous est parvenue
seulement en 1987).
C’est la supernova la plus récente
dans notre voisinage galactique.
En moyenne, il se produit une
supernova par siècle dans chaque
galaxie.
Le cercle central est dû à l’éjection durant la supernova.
Les deux autres cercles sont dus à des expulsions avant la
supernova.
Par le télescope spatial
Hubble (fausses couleurs)
Nébuleuse du Crabe – M1
Nébuleuse du Crabe – M1
En 1054, une nouvelle étoile est apparue dans le ciel. Elle était
tellement brillante qu’on la voyait en plein jour et il était possible de lire
la nuit avec sa lumière! Les Chinois avaient alors de très bonnes cartes
du ciel et nous savons exactement où elle était située.
Si on observe la nébuleuse du Crabe avec différents instruments
(différentes longueurs d’onde), nous voyons des choses très différentes.
Au centre de cette nébuleuse se trouve un pulsar, qui est une sorte
d’étoile à neutron.
Aujourd’hui, si nous regardons à
cet endroit dans le ciel avec un
télescope, nous voyons la
nébuleuse du Crabe.
Le gaz dans cette nébuleuse est
toujours en expansion et se
déplace à plus de 1500 km/s!
Images en fausses
couleurs.
Étoile à neutron
Pulsar
L’explosion de la supernova ne détruit pas complètement l’étoile. Ce qui
en reste se contracte sous l’effet de la gravité et devient extrêmement
dense. La pression est tellement grande que les électrons,
habituellement en orbite autour du noyau atomique, se combinent avec
les protons et forment des neutrons. L’étoile est donc complètement
remplie de neutrons.
Les étoiles à neutrons tournent très rapidement: jusqu’à des milliers de
fois par seconde. Cette rotation rapide s’est produite lors de
l’effondrement de l’étoile (pensez aux patineurs artistiques qui ramènent
leurs bras vers eux pour tourner plus vite).
Une étoile à neutron a une masse similaire à celle du soleil mais son
diamètre n’est que d’environ 15 km! C’est extrêmement dense!
Une cuillérée à thé d’étoile à neutron aurait une masse de plusieurs
milliards de tonnes, soit plusieurs fois la masse totale de la population
humaine sur la Terre!
Un pulsar est une étoile à neutron
qui émet des jets d’onde radio à ses
pôles dû à son champ magnétique.
Notre point de vue nous donne
l’impression que l’étoile émet des
pulsations, comme un phare.
Le nom pulsar vient de l’anglais,
« pulsating star ».
Animation
Trou noir
Trou noir
Si le restant de l’étoile après la supernova est assez massif, il s’effondra
encore plus qu’une étoile à neutron et formera un trou noir: un objet
tellement dense autour duquel la gravité est tellement forte que rien ne
peut s’échapper, même pas la lumière.
Ces trous noirs stellaires sont similaires à ceux trouvés au centre des
galaxies, mais ils sont beaucoup moins massifs:
Type
Trous noirs stellaires
Masse
Localisation
De 3 à 20 masses On en retrouve plusieurs dans
solaires
une galaxie, partout où des
étoiles massives sont mortes.
Trous noirs supermassifs Des millions à des Se retrouvent au centre des
milliards de
galaxies.
masses solaires
Parfois, un trou noir stellaire se forme dans un système binaire ou
multiple. L’autre étoile est attirée par le trou noir et finit parfois par se
faire « manger » par lui.
Ici, le gaz d’une étoile
s’effondre autour du trou
noir.
Animation
Recyclage cosmique
Les étoiles recyclent le matériel stellaire depuis longtemps. Lorsqu’elles
meurent, les étoiles rejettent de grandes quantités de gaz et de nouveaux
éléments dans l’espace. Cette matière s’ajoutera aux nuages de gaz déjà
présents, sera brassée par la rotation galactique et pourra être utilisée
pour former de nouvelles étoiles lorsque ces nébuleuses s’effondreront.
Tout le carbone, l’oxygène et les autres
éléments dont nous sommes faits (à part
l’hydrogène et la majorité de l’hélium) ont
été créés à l’intérieur des étoiles grâce à
la fusion nucléaire. Ces éléments
n’existaient pas au début de l’univers.
Les étoiles les ont créés puis les ont
rejetés dans l’espace lors de leur mort.
Nous sommes donc réellement faits de
poussières d’étoiles (ou de déchets
nucléaires, comme vous voulez)!
Cycle de vie des étoiles
Voici donc un résumé du cycle de vie des étoiles. Pour être plus précis, il
faut rajouter des flèches indiquant le recyclage cosmique.
Animation
Populations d’étoiles
Évidemment, les premières étoiles à s’être formée dans l’univers ne contenaient
que de l’hydrogène et de l’hélium (provenant du Big Bang). Puis, les autres
générations d’étoiles qui ont suivi contenaient un peu des autres éléments (appelés
« métaux » en astronomie) laissés derrière par les premières étoiles.
Il est donc possible de déterminer quand une étoile s’est formé en analysant
sa composition. On détermine ainsi 3 types d’étoiles, dont 2 principaux:
Population I: Comme le Soleil, ces étoiles contiennent des métaux. Elles se
sont donc formées assez récemment, après que l’espace ait été « pollué »
par les restants des premières étoiles. Nous retrouvons ces étoiles dans les
disques des galaxies spirales.
Population II: Ces étoiles ne contiennent que très peu de métaux. Elles se
seraient formées très tôt dans l’histoire de l’Univers. Elles sont donc
maintenant très vielles. C’est ce type d’étoile que nous retrouvons dans les
amas globulaires.
Population III: Ces étoiles seraient les toutes premières étoiles formées, ne
contenant que de l’hydrogène et de l’hélium. Aucune étoile de cette population
n’a encore été observée.
Évolution des étoiles
Évolution du Soleil
Les premiers pas…
On ne sait pas exactement quand les êtres humains ont commencé à
s’intéresser à ces points lumineux qui n’apparaissent que lorsque le soleil
se couche. Mais on peut se douter que c’est bien avant que le langage écrit
permettent d’archiver ces réflexions.
Les premières perceptions
partagées entre plusieurs
civilisations plaçaient les
étoiles sur une sphère
céleste parfaite et
immuable.
Les premiers pas…
Étoile = Soleil
Malgré ces connaissances erronées, certains esprits scientifiques de cette
époque étaient déjà capables d’utiliser les étoiles pour la navigation et
l’orientation.
Mais le ciel n’était pas complètement immuable. À quelques reprises dans
le dernier millénaire, de nouvelles étoiles sont apparues. Ces ‘novea’ sont
rares (on en compte 7 entre l’an 1000 et 2000, visibles à l’œil nu), mais
elles ont ébranlé les croyances de l’époque.
De plus, ils ont regroupé les
étoiles pour en faire des formes
variées que l’on appelle
constellations. Même si ces
formes sont arbitraires, elles ont
permis la création de calendriers
et de cartes du ciel.
Ancien calendrier romain
Certains anciens grecs (Démocrite
et Épicure) avaient suggéré que
les étoiles étaient des soleils
lointains, mais c’est en 1584 que
l’idée refait surface avec Giordano
Bruno. Dans le siècle qui suivra,
cette idée deviendra acceptée
dans le monde astronomique.
Comprendre le ciel
Au 18ème siècle, on découvre que certaines étoiles se sont déplacées. C’est
ce qu’on appelle le mouvement propre. En comparant la position de
certaines étoiles par rapport aux cartes grecques, ils découvrent certaines
étoiles ne sont plus au même endroit par rapport aux autres. Il y a donc un
mouvement, mais il est beaucoup trop lent pour le voir dans une vie
humaine.
Par la suite, les Herschel ont étudié la concentration d’étoiles afin de faire
une carte de notre galaxie. On commence à avoir une meilleure idée du
ciel en 3D.
Puis, avec les premières mesures de la parallaxe, on sait pour la
première fois la distance à une étoile. C’est en 1838.
Diagramme HR
Vers 1910, deux astronomes, Hertzsprung et Russell, ont décidé de
représenter les étoiles en tenant compte de leur luminosité (axe des y)
et leur couleur (axe des x).
Ce graphique, maintenant appelé diagramme HR, a permis de constater
qu’il y avait plusieurs familles d’étoiles: les géantes rouges, les naines
blanches, la séquence principale, etc…
Grâce au développement et à l’analyse de ces diagrammes, des
découvertes importantes sur la vie et l’évolution des étoiles ont pu être
obtenues, augmentant grandement notre compréhension des objets
stellaires que l’on pouvait observer dans le ciel. Des liens entre la
masse des étoiles, leur durée de vie et la fin de leur vie ont pu être
obtenus, permettant de finalement démontrer les processus qui ont lieu
à l’intérieur de ces objets massifs et brillants.
La parallaxe
La parallaxe est un phénomène simple que nous vivons à tous les jours. Nos
yeux ne voient pas exactement la même chose, puisqu’ils ne sont pas
exactement au même endroit. Ces deux images se recombinent dans notre
cerveau et nous permet de voir les distances au objet. Plus un objet est près
de nos yeux, plus l’image sera différente pour chaque œil.
On peut faire la même chose avec la
terre et sa position autour du soleil à 6
mois d’intervalle. Les étoiles les plus
près de nous semblent bouger par
rapport aux étoiles du fond. On peut
mesurer leurs distances avec la
triangulation (en fonction de la distance
terre-soleil).
Le début de la spectroscopie
L’étude du spectre des étoiles commence vers le début du 19ème siècle et
révolutionnera l’étude de l’Univers et, plus spécifiquement, des étoiles. On
découvre différents types de spectres et on commence à les classifier,
surtout en fonction de l’intensité des raies d’absorption de l’hydrogène, car
cet élément est le principal constituant de notre Univers et donc des étoiles.
Cette intensité, ainsi que celle de raies appartenant à d’autres éléments est
le critère sur lequel on se base pour cette classification jumelé à la couleur
de l’étoile (sa température).
Si à l’époque il fallait étudier ces spectres à l’œil nu et mesurer la position
des raies à la main, le progrès rapide de la technologie au cours du dernier
siècle a fait en sorte que le processus est maintenant automatisé et produit
une plus grande quantité d’information grâce à l’utilisation d’ordinateurs.
L’analyse de ces spectres nous permet maintenant de savoir de façon très
précise la composition des étoiles, ce qui est un énorme progrès pour
l’astronomie et notre compréhension de l’Univers dans lequel nous vivons.
Exemples de spectres
Les gaz, lorsqu’ils sont excités par une source d’énergie, produisent des
raies spectrales. On les étudie en laboratoire sous la forme de spectre
d’émission dans lesquels on ne voit que les longueurs d’ondes spécifiques
aux éléments étudiés. Ces raies sont spécifiques à chaque élément à un
point tel qu’elles agissent comme des empreintes digitales.
Spectroscopie = composition des étoiles
L’exemple ci-dessous montre le spectre d’absorption du Soleil. Seules les raies
principales apparaissent, mais chacune d’elle est associée à un élément spécifique.
Lignes
Élément associé
Dans toute l’histoire de l’astronomie, nous retrouvons bien peu de femmes,
simplement parce que peu d’entre elles sont devenues astronomes.
Mais l’histoire des classes d’étoiles (OBAFGKM) repose presque
entièrement sur le travail de femmes astronomes travaillant à l’observatoire
de Harvard dans les années 1920. Celles-ci étaient engagées pour le
travail répétitif de placer les spectres stellaires en ‘ordre’.
D’ailleurs, la création de ce système de classification a été créditée à Annie
Jump Cannon, une docteure en astronomie au collège Harvard qui était en
charge de la classification des spectres stellaires mentionnée ci-dessus.
Élément associé
Longueur d’onde
7594 - 7621
F
H
4861
B
O2
6867 - 6884
d
Fe
4668
6563
e
Fe
4384
O2
6276 - 6287
f
H
4340
D - 1, 2
Na
5896 & 5890
G
Fe & Ca
4308
E
Fe
5270
g
Ca
4227
b - 1, 2
Mg
5184 & 5173
h
H
4102
c
Fe
4958
H
Ca
3968
K
Ca
3934
a
En étudiant les spectres de chaque étoile, comme celui du Soleil, on
détermine, non seulement leur température, mais aussi leur composition.
C’est grâce à ces informations que les astronomes ont finalement pu établir
un système de classification des étoiles.
Lignes
O2
C
Classification des étoiles
Longueur d’onde
A
H
Nouveaux yeux
Pour bien comprendre la formation et l’évolution des étoiles, il faut pouvoir
étudier le ciel dans d’autres longueurs d’onde que la lumière visible, comme
l’infrarouge et le radio.
Les premières observations du ciel dans ces longueurs d’onde ont eu lieu il
y a environ 50 ans.
L’avantage principal des radiotélescopes est dû au fait que les ondes
captées ne sont pas affectés par l’environnement interstellaire qu’ils doivent
traverser. On peut donc détecter des ondes provenant de beaucoup plus
loin que dans la région visible du spectre, qui est limitée par la poussière et
les nuages de gaz dans notre galaxie..
Grâce aux radiotélescopes, nous avons découvert les pulsars, les trous
noirs, les quasars et le rayonnement de fond cosmologique. Sans les
radiotélescopes, nos connaissances de l’Univers seraient beaucoup
moindre aujourd’hui.
Radiotélescope Green Bank
Radiotélescope de Green Bank, en Virginie aux Etats-Unis. Ce télescope a été construit
en remplacement d’un autre télescope similaire qui s’était effondré en 1988. Son
diamètre est de 100 m ce qui en fait le télescope mobile le plus large de la planète.
Very Large Array
Situé au Nouveau-Mexique, ce réseau de radiotélescopes comprend 27 antennes
mobiles (sur des rails de chemin de fer) de 25 m de diamètre chacune, dont on peut
combiner l’information pour simuler une télescope mobile ayant un diamètre aussi
large que la longueur maximale séparant les télescopes à chaque extrémités (21 km).
Radiotélescope Arecibo
Télescope Arecibo : Il a
été construit à même le sol,
sur un cratère. Il mesure
près de 310m de diamètre
et c'est le plus grand de
notre planète, et par
conséquent le plus sensible
pour un appareil unique.
Cependant, le désavantage
de ce radiotélescope tient
au fait qu'il ne peut voir
qu'un tiers du ciel, car il ne
peut pas être orienté. Seul
son récepteur peut être
légèrement bougé pour
suivre pendant un court
lapse de temps un point fixe
dans le ciel.
Objets massifs extrêmement denses - théorie
Ces objets, comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs,
ont tous été théorisés avant d’être découverts à l’aide d’observations. Ces objets
pouvaient tous être prédits par la théorie de la relativité d’Einstein, mais ces
conclusions ont été découvertes par d’autres personnes.
En 1915, quelques mois seulement après la publication de la théorie de la
relativité, Karl Schwarzschild, détermina le rayon de l’horizon des
évènements d’un trou noir.
En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar, détermina que la limite pour
obtenir des naines blanches est de 1,44 masses solaires.
En 1933, peu après la découverte de l’existence des neutrons, Walter
Baade et Fritz Zwicky émettent l’hypothèse de l’existence d’étoiles à
neutrons au-delà de 1,44 masses solaires.
En 1939, Robert Oppenheimer et son équipe, détermina qu’une étoile ayant
une masse de plus de 3 fois la masse du Soleil, ne pourrait survivre à son
effondrement à la fin de sa vie. En d’autres mots, au-delà de 3 masses
solaires, l’effondrement produit un trou noir.
Découverte des étoiles à neutrons et pulsars
Les étoiles à neutrons ont été observées pour la première fois, à l’aide
de radiotélescopes, en 1965 par Antony Hewish et Samuel Okoye.
La découverte des pulsars remonte en 1967. Une étudiante au doctorat
en astrophysique à l’université de Glasgow (Écosse), Jocelyn Bell
Burnell, découvre alors un signal intermittent d’ondes radio provenant
d’une étoile. Les pulsations sont d’une telle régularité que les
scientifiques croient d’abord qu’il s’agit d’un message extraterrestre.
Par la suite, il devint évident qu’elle avait découvert un nouveau type
d’étoile, un pulsar. Cette découverte valut un prix Nobel de physique
en 1974. Mais ce n’est pas Jocelyn qui le reçut. C’est son
superviseur de thèse, Antony Hewish, qui eut l’honneur pour « son
rôle décisif dans la découverte des pulsars ». Ni Jocelyn, ni Samuel
n’ont été mentionnés pour cette découverte. Cette décision a été
très controversée et critiquée par plusieurs astronomes. Avec raison!
Découverte des trous noirs
Comme la lumière ne peut pas s’échapper des trou noirs, il est donc
impossible de les découvrir, car on ne peut pas les observer. Le mieux
que l’on peut accomplir est d’étudier leurs effets sur d’autres objets pour
supposer leur existence.
Le premier candidat a été déterminé en 1971 et a été nommé Cygnus X1, faisant partie d’un système binaire dans la constellation du Cygne.
L’autre étoile du système est une supergéante bleue et, en étudiant son
mouvement orbital autour de sa compagne invisible, les astronomes ont
pu déterminer que la masse de cet objet devait être au-delà de la limite
de 3 masses solaires. On a donc conclut que cet objet devait être un
trou noir. La supergéante bleue aurait la forme d’une goutte d’eau,
comme vu plus haut dans le cas d’un système binaire.
En 1974, des astronomes utilisant le radiotélescope de Green Bank,
découvrent une forte source d’ondes radio provenant d’un endroit
qui semble être le centre de notre galaxie. Un trou noir supermassif
d’environ 3 millions de masses solaires semblerait être la seule
explication.