MESSAGER Céleste - Vagabonds du ciel

ATTENTION
La prochaine réunion
du club
aura lieu
le mercredi
05 septembre 2012
à 19:00 hr
À la Polyvalente
Thérèse-Martin
(voir l’emplacement sur le site)
Bienvenue à tous et merci de vo-
tre participation.
Quel superbe été nous avons
eu ! Pour l’astronomie en tous
cas ce fut le bonheur parfait.
Espérons que nous connaitrons
plusieurs autres étés comme ce-
lui-ci. Plusieurs membres du
club ainsi que moi-même ont
profité de presque chaque soirée
de l’été pour pratiquer notre
passion. Notre nouveau site à
Saint-Zénon est renversant tant
il est agréable d’y faire de l’ob-
servation. Si vous n’y avez pas
encore été, il est assuré qu’il y
aura encore des membres qui
iront faire leur tour avant les
premières neiges. La quasi-
inexistence d’humidité, la vue
dégagée du haut de la montagne
et sa proximité font de ce lieu
un site de haut niveau. À défaut
d’avoir un observatoire, ce site,
s’il est aménagé adéquatement,
pourrait certainement devenir
un endroit privilégié pour les
membres du club et nous tenir
souvent à proximité des étoiles !
Activités du mois :
5 septembre : réunion mensuelle
du club.
7 septembre : observation pu-
blique au parc des chutes Dor-
win.
20 septembre : début du cours
débutant au chalet des loisirs de
Lavaltrie.
21 septembre : observation pu-
blique au centre-ville de Jo-
liette.
25 septembre : présentation à
l’école Dominique-Savio à
NDP.
3 octobre : réunion mensuelle
du club.
Bon ciel !
Dominic Marier
Mot du Président
SITE INTERNET: www.vagabondsduciel.ca
MESSAGER Céleste
ÉDITION SEPTEMBRE 2012
Le
436, rue Saint-Viateur
Joliette (Québec) J6E 3B2
Tél. : [phone]
Télec. : [phone]
[email protected]
Francine Raynault
Députée de Joliette
Chambre
des Communes
Pièce 325
Éd. de la Confédération
Ottawa (Ontario) K1A 0A6
Tél. : [phone]
Télec. : [phone]
Canada

2
Souvenirs d’été

3

Mort des étoiles
massives
Après avoir vécu plusieurs mil-
lions d’années, les étoiles mas-
sives, dont la masse est de plus
de neuf à dix fois la masse du
Soleil, s’effondrent et explo-
sent devenant ainsi des super-
novas.
Les supernovas ne se forment
que très rarement. L’une des
plus célèbres est la nébuleuse
du Crabe. Celle-ci a été obser-
vée et répertoriée par des astro-
nomes chinois en 1054 de notre
ère. Cette supernova a pu être
observée pendant plusieurs se-
maines en plein jour. Malgré
leur rareté, l’univers est riche
en galaxies et contient donc
une multitude d’étoiles massi-
ves sur le point de terminer
leurs jours en supernova, elles
peuvent ainsi être observées
plus souvent dans des galaxies
autres que la nôtre.
Les supernovas sont un des
événements les plus violents
dans l’univers. Celles-ci pou-
vant émettre, en quelques ins-
tants, autant d’énergie que le
Soleil émettra pendant dix mil-
liards d’années. Les étoiles
massives qui mènent à leur
formation fusionnent leur hy-
drogène en hélium comme tou-
tes les autres étoiles. Cepen-
dant, en raison de leur masse
plus élevée, leur cœur est suffi-
samment chaud pour amorcer
des réactions de fusion de
l’oxygène et du carbone. Lors-
que l’hydrogène est épuisé, le
cœur de l’étoile se contracte en
raison du déséquilibre entre
l’apport d’énergie provenant de
la fusion nucléaire – qui tend à
dilater l’étoile – et l’énergie
gravitationnelle provenant du
noyau. Cette contraction du
cœur de l’étoile mène à son
échauffement, amorçant la fu-
sion de l’hélium. Par la suite,
l’hélium vient aussi à manquer
et, par le même principe, la fu-
sion du carbone se déclenche
puis, celle du néon, de l’oxy-
gène, du silicium et finalement
du fer. Pour les étoiles, le fer
est un véritable poison puis-
qu’il est l’élément le plus lourd
pouvant être synthétisé de cette
façon, celui-ci étant le plus sta-
ble de tous les noyaux connus.
Le noyau de l’étoile en vient à
contenir presque uniquement
du fer. N’ayant plus rien pour
balancer l’énorme puissance
gravitationnelle, l’étoile s’ef-
fondre sur elle-même en l’es-
pace de moins d’une seconde.
Une énergie telle est libérée
que les couches externes de
l’étoile rebondissent sur le
noyau et sont soufflées dans
l’espace. L’onde de choc géné-
rée par son effondrement éjecte
la matière de l’étoile à une vi-
tesse avoisinant les 20 000 ki-
lomètres par seconde! La ma-
tière est alors comprimée par
cette onde de choc et provoque
son échauffement déclenchant
ainsi la fusion des noyaux ato-
miques les plus massifs. C’est
pourquoi ces éléments se re-
trouvent en proportion bien
plus faibles que tous les autres
– seule l’explosion d’une su-
pernova peut les synthétiser.
Les résidus de l’explosion de la
supernova s’appellent un réma-
nent de supernova; celui-ci est
constitué du gaz en expansion,
des débris stellaires et, dans
certains cas, de l’objet compact
laissé derrière. Ce que nous
observons, c’est tout simple-
ment le rémanent de la super-
nova, comme sur cette image
où l’on peut voir la nébuleuse
du Crabe.
Si le noyau de l’étoile est d’une
masse supérieure à la masse de
Chandrasekhar, soit environ
1,44 fois la masse du Soleil, la
contraction du noyau mène à la
formation d’une étoile à neu-
tron. La masse typique d’une
étoile à neutron est de deux à
trois masses solaires. Le noyau
de l’étoile menant à la forma-
tion de l’étoile à neutron passe
d’approximativement la taille
de la Terre à la taille de l’île de
Manhattan, soit environ de 10 à
15 kilomètres de diamètre;
c’est pourquoi un pulsar tourne
si vite sur lui-même. À la ma-
nière d’une patineuse qui ra-
mène ses bras le long de son
corps afin de tourner plus vite,
l’étoile, en réduisant son dia-
mètre, augmente son moment
d’inertie, ce qui fait que la pé-
riode de rotation originelle de
l’étoile en vient à diminuer
4
Les Étoiles

grandement. La période de ro-
tation d’un pulsar « moyen »
est d’environ une dizaine de
tours par seconde. Cette pé-
riode de rotation extrêmement
faible mène à la création d’un
champ magnétique surpuissant,
produisant deux faisceaux de
radiation électromagnétiques
en forme de cône. Cependant,
ce ne sont pas toutes les étoiles
à neutrons qui émettent ce type
de rayonnements. De plus, en
raison de cette réduction de
diamètre, le noyau acquiert une
densité extrême, de l’ordre de
1015 g par centimètre cube, soit
environ la masse totale de tous
les océans de la Terre contenue
dans la dimension d’un simple
petit cube de sucre que certains
mettent dans leur café!
La densité extrême des étoiles à
neutrons fait littéralement fu-
sionner les électrons et les pro-
tons contenus dans les noyaux
atomiques, devenant ainsi une
véritable soupe d’atomes ex-
trêmement riche en neutrons.
Une étoile à neutrons typique
est constituée d’une croute
d’une épaisseur d’environ un
kilomètre. Cette couche externe
est constituée d’isotopes de fer
et de cobalt très riches en neu-
trons. La croute interne est
formée d’atomes également
riches en neutrons, mais dont
l’arrangement complexe est
formé de structure certaines
plates, d’autres en forme de
tiges ou de bulles. Les pro-
priétés du noyau sont encore
mal connues; il est constitué
d’un liquide composé de neu-
trons et de protons et d’autres
particules négatives, telles que
des électrons, des muons, etc.
La plupart des pulsars (nom
donné aux étoiles à neutrons
émettant un faisceau d’ondes
électromagnétiques) connus
sont des pulsars radio, dont leur
période de rotation est d’envi-
ron 1,5 milliseconde à 8,5 se-
condes. En raison d’une perte
d’énergie normale, principale-
ment thermique, dans le milieu
ambiant, leur période de rota-
tion diminue avec le temps.
Cependant, ces derniers sont
très réguliers, les changements
dans leurs périodes de rotations
étant très faibles. La plupart
des pulsars sont plutôt vieux,
de l’ordre de 10 milliards d’an-
nées.
Il existe des pulsars inclus dans
un système binaire. Ceux-ci,
par accrétion, aspirent la ma-
tière de leur compagne et peu-
vent atteindre une période de
rotation de l’ordre de la milli-
seconde (entre 1,56 et 100 ms).
Ces dernières émettent des
rayons X. La matière riche en
hydrogène accrété à la surface
de l’étoile à neutrons atteint
une température et une pression
suffisante pour déclencher la
fusion nucléaire observable par
l’émission de rayons X. Cer-
tains pulsars émettant des
rayons X ont un champ magné-
tique extrêmement surpuissant
et sont appelés magnétars.
L’étoile originelle dont pro-
vient le magnétar a une masse
d’environ 30 fois la masse du
Soleil et son champ magnéti-
que est tellement puissant qu’il
pourrait extraire le fer du sang
d’un humain situé à des mil-
liers de kilomètres.
Certains pulsars sont dits
« doubles », deux étoiles à neu-
trons ou une étoile à neutrons
et un trou noir orbitent l’un au-
tour de l’autre. Ces derniers
peuvent en venir à fusionner en
raison des ondes gravitationnel-
les (ondes dans le tissu même
de l’espace-temps) émises par
les pulsars et les trous noirs,
ceux-ci forment un trou noir
lorsqu’ils dépassent 3,3 fois la
masse du Soleil. Ce phénomène
très énergétique est caractérisé
par l’émission d’un jet de
rayons gamma; les rayons
gamma sont le type de rayon-
nement le plus énergétique
pouvant être émis.
Audrey-Ann Miron
Sources
AUDOUZE, Jean. « Novae et
Supernovae », Universa-
l i s . [ e n l i g n e ] .
http://www.universalis-ed
u.com.proxy.collanaud.qc
.ca/encyclopedie/novae-e
t-supernovae/.
L U M I N E T, J e a n - P i e r r e .
« Trous Noirs », Univer-
s a l i s . [ e n l i g n e ] .
http://www.universalis-ed
u.com.proxy.collanaud.qc
.ca/encyclopedie/trous-no
irs/.
HOPKINS, Will et SOLURI,
Michael et LORALEE,
Nolletti. « L’Univers des
Étoiles ». Gründ, 2005,
184 pages.
COLLECTIF. Encyclopedia of
Astronomy. The Firefly.
Firefly Books, 2004, 472
pages.
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