L’évolution du soleil, le diagramme de Hertzsprung-Russel.

Sujet n°8
mercredi 13 juin 2007
par  Florian Matthey
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J’ai choisi de prendre ce sujet car je trouve intéressant de savoir comment notre soleil va évoluer et prendre fin, ayant pour cause la destruction de notre système solaire et de notre planète.

Pendant la nuit, chaque fois que nous levons les yeux en direction du ciel, nous pouvons voir des centaines de points lumineux scintillant qui sont, dans la majorité des cas, des étoiles se trouvant parfois à plusieurs dizaines d’années lumières. L’étoile la plus proche de nous est située à environ 150 millions de kilomètres et elle se trouve dans notre système solaire, c’est le soleil.

Pour commencer il est important de signaler que notre soleil est une étoile relativement petite. En effet, dans l’univers il existe certaines étoiles dont la masse peut être jusqu’à 120 fois plus élevée que celui de notre soleil tandis que le diamètre de ces mêmes étoiles peut être 800 fois plus grand.


Soleil Données
Distance terre-soleil 150’000’000 km
Masse 1,9891×$10^{30}$kg
Diamètre 1’392’000 km
Volume 1,41×$10^{8} \frac{kg}{m^3}$kg
Température à la surface 6000° C
Magnitude absolue env. 5.2
Luminosité 3.826×$10^{26}$W
Vitesse 217 km/s
Période de rotation moyenne 27.28 jours

La lumière du soleil met environ 8 minutes et 33 secondes pour parvenir jusqu’à la terre.

$V=\frac{d}{t}\rightarrow t=\frac{d}{v}$

- La distance est égale à 150 millions de km.
- La vitesse de la lumière est égale à 300’000 km/s.

$t=\frac{150000000}{300000}=500 s$

Ce qui équivaut à 8 minutes et 33 secondes.


Cette précision est importante car l’évolution d’une étoile dépend principalement de sa masse. Quand une étoile massive (environ 50 fois notre soleil) épuise son hydrogène, cela produit une très forte explosion, due à la rupture soudaine de l’équilibre stellaire, que l’on appelle supernovae. Et cette explosion peut provoquer soit une étoile à neutrons soit un trou noir. Une deuxième alternative est celle d’une simple novae.

Novae et supernovae

La supernovae et la novae sont deux phénomènes différents. Pour faire court, une novae est une augmentation soudaine de l’éclat d’une étoile due à son explosion.
Ces phénomènes, non destructeurs, sont dus à un échange de masse entre les composants très différents d’un système stellaire binaire. Cela peut donc se reproduire plusieurs fois.
A l’inverse d’une supernovae qui est véritablement destructrice.

Mais l’évolution de notre soleil diffère un peu de celle des étoiles massives étant donné qu’il fait parti des étoiles "peu massives".

L’évolution du soleil

Notre soleil, comme toutes les autres étoiles, a été formé à partir d’énormes nuages de gaz et de poussières qui, lentement mais inexorablement, se contractent sous l’action de la force gravitationnelle faisant ainsi augmenter la température des étoiles.

Chaque seconde notre soleil brûle, à peu près, 600 millions de tonnes d’hydrogène et le transforme, grâce à des réactions nucléaires, en une quantité à peu près équivalente d’hélium.
La différence de masse étant convertie en énergie selon la fameuse équation d’Albert Einstein :

$E=mc^2$

- $E$ : l’énergie, en Joules.
- $m$ : la masse en kilogrammes
- $c^2$ : la vitesse de la lumière dans le vide est de 299’792’458 m/s. Donc $c^2$ est égal à : 89’875’517 873’681’764$\frac{m^2}{s^2}$.

Une étoile évolue et change d’aspect à cause de la modification de sa composition (essentiellement de l’hydrogène et de l’hélium).
L’hydrogène est le principal combustible, et la vitesse de consommation de ce dernier détermine la durée de vie de l’étoile. Cependant, il s’épuise au fur et à mesure, et une fois que son combustible est épuisé, l’étoile peut alors éventuellement "s’éteindre".
Une fois épuisé, les réactions nucléaires s’arrêtent. Et comme le rayonnement interne ne produit plus de pression, la force exercée par les couches externes prend le dessus et compressent le noyau de l’étoile, ce qui a pour conséquence d’augmenter la densité et la température du noyau, provoquant la reprise des réactions nucléaires qui, cette fois-ci, sont bien plus élevées que précédemment. Les noyaux d’hélium fondent pour former un noyau de carbone : cela redonne un nouvel équilibre à l’étoile.
A cause de ces réactions nucléaires, les couches externes s’étendront et se refroidisseront, l’étoile sera plus grande et plus brillante que jamais et prendra une teinte rouge vive, c’est ce qu’on appelle communément une géante rouge.

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Géante rouge

Le soleil continuera alors à brûler ses éléments "lourds" jusqu’à ce que le noyau atteigne une température limite (env. 100 millions de kelvin) et commence à s’effondrer sur lui-même. Les couches superficielles seront éjectées causant un amas de gaz et de poussières, c’est la nébuleuse planétaire. Le gaz expulsé par l’étoile devient, après une période de 100’000 ans, trop raréfié pour être perçu : la nébuleuse disparaît.


L’utilisation d’un spectre est nécessaire pour étudier les étoiles !
En astrophysique, un spectre est la représentation de la distribution des intensités du rayonnement provenant d’une source aux différentes longueurs d’onde.

Définition d’une longueur d’onde :

$\lambda=\frac{c}{\nu}$

- $\lambda$ : longueur de l’onde
- $c$ : vitesse de la lumière
- $\nu$ : fréquence de l’onde

Le spectre de la lumière visible de n’importe quelle source se présente comme une bande lumineuse de différentes couleurs que l’on obtient quand le rayonnement passe à travers un prisme qui le décomposera dans les différentes longueurs d’ondes qui le composent.


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Nébuleuse planétaire d’une l’étoile semblable à celle que notre soleil connaîtra

Une naine blanche prendra forme, ce sera le stade final de l’évolution de notre étoile, après avoir épuisé tout son combustible nucléaire. L’étoile devient petite, compacte et peu lumineuse (lumière blanche) par contre sa température sera plus élevée à cause de l’effondrement causé par la gravitation.

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Naine blanche

Lorsque la naine blanche arrêtera de rayonner, elle deviendra éventuellement une naine noire.

Les naines noires ne sont qu’hypothétiques puisqu’aucune n’a pu être observé jusqu’à maintenant à cause de l’âge trop "récent" de l’univers. En effet, les astrophysiciens estiment que plusieurs milliards d’années sont nécessaires pour qu’une naine blanche parvienne à ce stade (sachant que l’univers date d’environ 13.5 milliards d’années). De plus, il n’est pas dit que nous pourrions les observer étant donné qu’elles n’émettront plus de lumière, un peu comme les trous noirs.

Ci-dessous voici les différentes étapes d’une étoile peu massive au cours de son existence.

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Evolution d’une étoile dite peu massive

Les astronomes estiment que notre soleil est âgé d’environ 5 milliards d’années. Et qu’il a, normalement, suffisamment de combustible pour briller encore 5 autres milliards d’années. Cette prévision se base sur quelques éléments.
D’une part la magnitude absolue de l’étoile et d’autre part, par sa luminosité ou son type spectral.

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Au début du siècle dernier, deux astrophysiciens Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell ont été les premiers à constater que l’on pouvait représenter les différentes phases de l’évolution d’une étoile sur un seul diagramme.

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Diagramme de Hertzsprung-Russell.
Il permet de définir les différents types d’étoiles et de déterminer son évolution.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell est une représentation graphique de la magnitude absolue des étoiles portée en ordonnée en fonction de leur type spectral porté en abscisse. Il correspond à un classement des étoiles selon leurs propriétés fondamentales qui sont la masse, la luminosité (évaluée par la magnitude absolue) et la couleur (évaluée par leur type spectral) ou la température superficielle. La plupart des étoiles (environ 85%) passent en général par une séquence très précise "la séquence principale" qui traverse le diagramme dans sa diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux).

La magnitude absolue d’une étoile est la magnitude que verrait un observateur situé à une distance d’exactement 10 parsecs [1] de cet objet.

Définition de la magnitude absolue :

$M=-2.5logL+C$

L est la luminosité de l’étoile et C une constante. C’est une échelle logarithmique.

Le type spectral

Le type spectral permet la classification des étoiles qui ont certaines caractéristiques communes de leurs spectres. Cette classification est faite dans l’ordre décroissant des températures de l’atmosphère des étoiles dont la classification la plus courante est celle de Harvard :

O B A F G K M R S N

Les classes R S N sont utilisées pour les étoiles dîtes carbonées, se sont des étoiles géantes ayant une très forte proportion en carbone.

Classe O :

Les étoiles de classes O sont très chaudes et très lumineuses, en général, de couleur bleue. Elles émettent de l’ultraviolet.

Classe B :

Légèrement moins chaudes que les étoiles de classe O, ces étoiles sont également très lumineuses.

Classe A :

Les étoiles les plus visibles à l’oeil nu, en général de couleur blanche.
Beaucoup de naines blanches sont classifiées dans la classe A.

Classe F :

Les étoiles de cette classe ne sont pas très chaudes. Par contre, elles sont encore très lumineuses. Elles sont principalement dans la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell.

Classe G :

Notre soleil appartient à cette classe, se sont les étoiles les mieux connues.

Classe K :

Se sont des étoiles de couleur orange, elles sont légèrement moins chaudes que notre soleil et que les étoiles de classe G.

Classe M :

Les étoiles les plus nombreuses, de couleur rouge. Toutes les naines rouges, soit 90% des étoiles existantes, sont de ce type.

Voici un petit récapitulatif :

Classe température couleur
O 28000 - 50000 °C bleue
B 9600 - 28000 °C bleue - blanche
A 7100 - 9600 °C blanche
F 5700 - 7100 °C jaune - blanche
G 4600 - 5700 °C jaune comme le Soleil
K 3200 - 4600 °C jaune - orange
M 1700 - 3200 °C rouge

Dans ce tableau, on constate que les étoiles les plus chaudes ne sont pas rouges, comme on pourrait s’en douter, mais bleues : cela peut paraître, de première vue, surprenant vu qu’on a l’habitude d’assimiler la chaleur à une couleur chaude comme le rouge et non pas le bleu considéré comme une couleur froide.

Synthèse

A l’aide du diagramme de Hertzsprung-Russell, on peut donc, connaissant le type spectral d’une étoile, en déduire sa magnitude absolue, et réciproquement.

Conclusion

Bien que les étoiles nous fascinent, nous constatons qu’elles ne sont pas éternelles et qu’elles s’éteindront un jour où l’autre. Heureusement, dans notre cas, le soleil a encore de beaux jours à venir avant qu’il aie épuisé tout son hydrogène.
Les étoiles nous prouvent que même dans l’univers tout est en constante évolution.


Sources utilisées :

http://fr.wikipedia.org/wiki/Soleil

http://www.le-systeme-solaire.net/ressources/photos/soleil.jpg

http://fr.wikipedia.org/wiki/Image:Structure_du_Soleil.jpg

http://perso.orange.fr/jean-jack.micalef/theme_34.html

http://fr.wikipedia.org/wiki/N%C3%A9buleuse_plan%C3%A9taire

http://www.sur-la-toile.com/images/articles/jcl71130_1134741379.jpg

http://aaastronad.iquebec.com/etoile02.jpg

http://www.astrosurf.com/wack-regards/HRDIAGR.jpg



Il faut remarquer qu’ici, la combustion n’a rien à voir avec ce que l’on entend par combustion du bois, du papier ou même du gaz, qui est dans ce cas là un processus chimique d’oxydation qui se déroule avec l’oxygène présent dans l’air. La combustion nucléaire est un processus physique qui provoque une fusion des noyaux d’atomes d’un élément et les transforme en élément plus lourds.


[1= env. 33 années lumières


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