Les étoiles sont des naines. Étoiles naines, géantes et supergéantes Étoile naine

ÉTOILES Naines

ÉTOILES Naines, le type d'étoile le plus répandu dans notre Galaxie - 90 % des étoiles, Soleil compris, en font partie. On les appelle également étoiles de la séquence principale, selon leur position sur le DIAGRAMME DE HERZSPRUNG-RUSSELL. Le nom « nain » ne fait pas tant référence à la taille des étoiles qu’à leur LUMINOSITÉ, ce terme n’a donc aucune connotation diminutive.

Dictionnaire encyclopédique scientifique et technique.

Voyez ce que sont les « ÉTOILES Naines » dans d'autres dictionnaires :

Étoiles de petites tailles (de 1 à 0,01 rayons solaires) et de faibles luminosités (de 1 à 10 4 luminosités solaires) de masse M de 1 à 0,1 masse solaire. Il existe de nombreuses étoiles éruptives parmi les naines. Elles diffèrent nettement des naines ordinaires ou rouges par... ... Grand dictionnaire encyclopédique

Corps célestes brillants comme le Soleil. Les étoiles varient en taille, en température et en luminosité. À bien des égards, le Soleil est une étoile typique, même s'il semble beaucoup plus brillant et plus grand que toutes les autres étoiles, car il est situé beaucoup plus près de... ... Encyclopédie de Collier

Pour d’autres significations du mot « étoile », voir l’article Étoile (significations). Pléiades, amas d'étoiles L'étoile est un corps céleste dans lequel des réactions nucléaires se produisent, se sont produites ou se produiront. Mais le plus souvent, une étoile est appelée un corps céleste dans lequel elles vont... ... Wikipédia

- (étoiles naines), étoiles de petites tailles (de 1 à 0,01 rayons solaires) et de faibles luminosités (de 1 à 10 4 luminosités solaires) avec des masses de 1 à 0,1 masse solaire. Il existe de nombreuses étoiles éruptives parmi les naines. Des étoiles ordinaires (ou rouges)... ... Dictionnaire encyclopédique

- des étoiles (astronomiques) de taille relativement petite et de faible luminosité. La plupart d'entre eux se forment sur le diagramme de Hertzsprung Russell (voir diagramme de Hertzsprung Russell) dans la partie inférieure de la séquence principale. Densité moyenne K... Grande Encyclopédie Soviétique

Les étoiles Flare ou étoiles de type UV Ceti sont des étoiles variables qui augmentent brusquement et non périodiquement leur luminosité plusieurs fois sur toute la gamme des ondes radio jusqu'aux rayons X. Les étoiles flamboyantes sont des naines rouges pâles,... ... Wikipédia

Étoiles dont la luminosité change sensiblement avec le temps. La plupart des étoiles variables sont soit très jeunes, soit très vieilles. Il est donc plus pratique de les classer selon leur âge, c’est-à-dire selon le stade de leur évolution. Voir aussi ÉTOILES. Jeune… … Encyclopédie de Collier

Naines blanches- des étoiles avec des masses de l'ordre de la 1ère masse solaire et des rayons environ cent fois plus petits que celui du solaire. Leur part dans le nombre total d'étoiles de la Galaxie (Voie lactée) est de 3 à 10 % et une partie importante d'entre elles fait partie d'étoiles doubles. Les naines blanches sont l'ultime... ... Les débuts des sciences naturelles modernes

Une naine brune (objet plus petit) en orbite autour de l'étoile Gliese 229, située dans la constellation du Lièvre à environ 19 années-lumière de la Terre. La naine brune Gliese 229B a une masse comprise entre 20 et 75 masses de Jupiter. Naines brunes ou brunes... ... Wikipédia

Étoiles compactes avec des masses d'environ 1 masse solaire et des rayons d'environ 0,01 rayon solaire. La densité moyenne de matière chez les naines blanches est de 105 à 106 g/cm3. Elles représentent 3 à 10 % du nombre total d'étoiles de la Galaxie ; une partie importante des naines blanches est incluse dans les binaires... ... Dictionnaire encyclopédique

Livres

• , Tyson Neil DeGrasse, Strauss Michael A., Gott John Richard. La base de ce livre était un cours à l'Université de Princeton, enseigné aux humanistes par trois astrophysiciens célèbres - Neil deGrasse Tyson, Michael Strauss et John Richard Gott. Ils parlent à propos de...
• The Great Space Journey, Tyson N., Strauss M., Gott J.. La base de ce livre était un cours à l'Université de Princeton, enseigné en sciences humaines par trois astrophysiciens célèbres - Neil deGrasse Tyson, Michael Strauss et John Richard Gott. Ils parlent à propos de...

Les naines blanches sont des étoiles avec une grande masse (de l'ordre du Soleil) et un petit rayon (le rayon de la Terre), inférieur à la limite de Chandrasekhar pour la masse sélectionnée, et sont le produit de l'évolution des géantes rouges. . Le processus de production d'énergie thermonucléaire a été arrêté, ce qui conduit aux propriétés particulières de ces étoiles. Selon diverses estimations, dans notre Galaxie, leur nombre varie de 3 à 10 % de la population stellaire totale.

En 1844, l'astronome et mathématicien allemand Friedrich Bessel, lors de ses observations, découvrit une légère déviation de l'étoile par rapport au mouvement rectiligne et supposa que Sirius avait une étoile compagne massive et invisible.

Son hypothèse fut déjà confirmée en 1862, lorsque l'astronome et constructeur de télescopes américain Alvan Graham Clark, alors qu'il ajustait le plus grand réfracteur de l'époque, découvrit une étoile faible près de Sirius, qui fut plus tard surnommée Sirius B.

La naine blanche Sirius B a une faible luminosité et le champ gravitationnel affecte assez sensiblement son brillant compagnon, ce qui indique que cette étoile a un rayon extrêmement petit et une masse importante. C’est ainsi qu’un type d’objet appelé naine blanche a été découvert pour la première fois. Le deuxième objet similaire était l’étoile Maanen, située dans la constellation des Poissons.

Mécanisme éducatif

Les naines blanches représentent la dernière étape de l'évolution d'une petite étoile de masse comparable à celle du Soleil. Quand apparaissent-ils ? Lorsque tout l'hydrogène au centre d'une étoile, comme notre Soleil, brûle, son noyau se contracte à des densités élevées, tandis que les couches externes se dilatent considérablement et, accompagnée d'une diminution générale de la luminosité, l'étoile se transforme en une géante rouge. La géante rouge pulsante perd ensuite son enveloppe alors que les couches externes de l’étoile sont vaguement reliées au noyau central chaud et très dense. Cette coquille devient ensuite une nébuleuse planétaire en expansion. Comme vous pouvez le constater, les géantes rouges et les naines blanches sont très étroitement liées.

La compression du noyau se produit à des tailles extrêmement petites, mais ne dépasse néanmoins pas la limite de Chandrasekhar, c'est-à-dire la limite supérieure de la masse d'une étoile à laquelle elle peut exister en tant que naine blanche.

Types de naines blanches

Spectralement, ils sont divisés en deux groupes. L'émission d'une naine blanche est divisée en le type spectral « hydrogène » le plus courant DA (jusqu'à 80 % du total), qui manque de raies spectrales d'hélium, et le type DB, plus rare, « naine blanche à hélium », dont les spectres stellaires manquent d'hydrogène. lignes.

L'astronome américain Iko Iben a proposé divers scénarios quant à leur origine : en raison du fait que la combustion de l'hélium dans les géantes rouges est instable, une éruption d'hélium en couches se développe périodiquement. Il a suggéré avec succès un mécanisme permettant de détacher la coque à différents stades du développement d'un flash d'hélium - à son apogée et dans la période entre deux flashs. Sa formation dépend respectivement du mécanisme de perte de la coquille.

Gaz dégénéré

Avant que Ralph Fowler n'explique les caractéristiques de densité et de pression à l'intérieur des naines blanches dans son ouvrage de 1922, Dense Matter, la haute densité et les caractéristiques physiques d'une telle structure semblaient paradoxales. Fowler a suggéré que, contrairement aux étoiles de la séquence principale, pour lesquelles l'équation d'état est décrite par les propriétés d'un gaz parfait, chez les naines blanches, elle est déterminée par les propriétés d'un gaz dégénéré.

Un graphique du rayon d'une naine blanche en fonction de sa masse. Notez que la limite ultrarelativiste des gaz de Fermi est la même que la limite de Chandrasekhar

Un gaz dégénéré se forme lorsque la distance entre ses particules devient inférieure à l'onde de Broglie, ce qui signifie que les effets de la mécanique quantique provoqués par l'identité des particules de gaz commencent à affecter ses propriétés.

Dans les naines blanches, en raison de leurs énormes densités, les coquilles des atomes sont détruites sous la force de la pression interne, et la matière devient un plasma électron-nucléaire, et la partie électronique est décrite par les propriétés d'un gaz électronique dégénéré, semblable à celui comportement des électrons dans les métaux.

Parmi eux, les plus courants sont ceux carbone-oxygène avec une coque composée d'hélium et d'hydrogène.

Statistiquement, le rayon de la naine blanche est comparable au rayon de la Terre et sa masse varie de 0,6 à 1,44 masse solaire. La température de surface peut atteindre 200 000 K, ce qui explique également leur couleur.

Cœur

La principale caractéristique de la structure interne est la très haute densité du noyau, dans lequel l'équilibre gravitationnel est provoqué par un gaz d'électrons dégénéré. La température à l'intérieur de la naine blanche et la compression gravitationnelle sont équilibrées par la pression du gaz dégénéré, qui assure la stabilité relative du diamètre, et sa luminosité est principalement due au refroidissement et à la compression des couches externes. La composition dépend de l'évolution de l'étoile mère ; elle est principalement composée de carbone avec de l'oxygène et de petits mélanges d'hydrogène et d'hélium, qui se transforment en gaz dégénéré.

Évolution

L'éclatement de l'hélium et la perte des enveloppes externes par la géante rouge propulsent l'étoile le long du diagramme de Hertzsprung-Russell, déterminant sa composition chimique dominante. Le cycle de vie d'une naine blanche reste ensuite stable jusqu'à ce qu'elle refroidisse, lorsque l'étoile perd sa luminosité et devient invisible, entrant dans le stade dit de « naine noire » - le résultat final de l'évolution, bien que ce terme soit moins utilisé et moins dans la littérature moderne.

Le flux de matière d'une étoile vers une naine blanche, qui n'est pas visible en raison de sa faible luminosité

La présence de compagnons stellaires à proximité prolonge leur vie en raison de la chute de matière à la surface par formation d'un disque d'accrétion. Les caractéristiques de l'accrétion de matière dans les systèmes appariés peuvent conduire à l'accumulation de matière à la surface des naines blanches, ce qui conduit finalement à l'explosion d'une nova ou d'une supernova (dans le cas de celles particulièrement massives) de type Ia.

Vue d'artiste d'une explosion de supernova

Si l'accrétion dans le système « naine blanche – naine rouge » n'est pas stationnaire, le résultat peut être une sorte d'explosion d'une naine blanche (par exemple, U Gem (UG)) ou d'étoiles variables de type nova, dont l'explosion est catastrophique. .

Le reste de supernova SN 1006 est une naine blanche explosée située dans un système binaire. Elle captura progressivement la matière de l'étoile compagne et la masse croissante provoqua une explosion thermonucléaire qui déchira l'étoile naine.

Position sur le diagramme de Hertzsprung-Russell

Dans le diagramme, elles occupent la partie inférieure gauche, appartenant à la branche d'étoiles qui a quitté la séquence principale de l'état des géantes rouges.

Il existe une région d’étoiles chaudes à faible luminosité, qui est la deuxième plus grande parmi les étoiles de l’Univers observable.

Classification spectrale

De nombreuses naines blanches dans l'amas globulaire M4, image Hubble

Ils sont attribués à une classe spectrale spéciale D (de l'anglais Dwarfs - nains, gnomes). Mais en 1983, Edward Zion a proposé une classification plus précise qui prend en compte les différences de leurs spectres, à savoir : D (sous-classe) (caractéristique spectrale) (indice de température).

Il existe les sous-classes suivantes de spectres DA, DB, DC, DO, DZ et DQ, qui spécifient la présence ou l'absence de raies d'hydrogène, d'hélium, de carbone et de métaux. Et les caractéristiques spectrales de P, H, V et X clarifient la présence ou l'absence de polarisation, un champ magnétique en l'absence de polarisation, de variabilité, de particularité ou d'inclassifiabilité des naines blanches.

1. Quelle est la naine blanche la plus proche du Soleil ? La plus proche est l'étoile de van Maanen, un objet peu lumineux situé à seulement 14,4 années-lumière du Soleil. Il est situé au centre de la constellation des Poissons.

   

   L'étoile de Van Maanen est la naine blanche la plus proche

   L'étoile de Van Maanen est trop faible pour que nous puissions la voir à l'œil nu, avec une magnitude de 12,2. Cependant, si nous considérons une naine blanche dans un système avec une étoile, alors la plus proche est Sirius B, distant de nous à une distance de 8,5 années-lumière. À propos, la naine blanche la plus célèbre est Sirius B.

   

   Comparaison des tailles de Sirius B et de la Terre

2. La plus grande naine blanche est située au centre de la nébuleuse planétaire M27 (NGC 6853), mieux connue sous le nom de nébuleuse de l'haltère. Il est situé dans la constellation de Vulpecula, à une distance d'environ 1360 années-lumière de nous. Son étoile centrale est actuellement plus grande que toute autre naine blanche connue.

   

3. La plus petite naine blanche porte le nom cacophonique GRW +70 8247 et est située à environ 43 années-lumière de la Terre dans la constellation du Draco. Sa magnitude est d'environ 13 et n'est visible qu'à travers un grand télescope.
4. La durée de vie d’une naine blanche dépend de la lenteur avec laquelle elle se refroidit. Parfois, suffisamment de gaz s’accumule à sa surface et se transforme en supernova de type Ia. L'espérance de vie est très longue - des milliards d'années, soit 10 puissance 19 et même plus. Leur longue espérance de vie est due au fait qu'ils se refroidissent très lentement et qu'ils ont toutes les chances de survivre jusqu'à la fin de l'Univers. Et le temps de refroidissement est proportionnel à la quatrième puissance de la température.

   

5. La naine blanche moyenne est 100 fois plus petite que notre Soleil, et avec une densité de 29 000 kg/centimètre cube, le poids de 1 cm cube est de 29 tonnes. Mais il convient de considérer que la densité peut varier selon la taille, de 10*5 à 10*9 g/cm3.
6. Notre Soleil finira par se transformer en naine blanche. Aussi triste que cela puisse paraître, la masse de notre étoile ne lui permet pas de se transformer en étoile à neutrons ou en trou noir. Le Soleil se transformera en naine blanche et existera sous cette forme pendant des milliards d’années.
7. Comment une étoile se transforme-t-elle en naine blanche ? En gros tout dépend de la masse, regardons l'exemple de notre Soleil. Quelques milliards d'années s'écouleront encore et le Soleil commencera à grossir, se transformant en une géante rouge, du fait que tout l'hydrogène brûlera dans son noyau. Une fois l’hydrogène brûlé, la réaction de synthèse de l’hélium et du carbone commence.

   À la suite de ces processus, l’étoile devient instable et des vents stellaires peuvent se former. Étant donné que les réactions de combustion d'éléments plus lourds que l'hélium entraînent un dégagement de chaleur plus important. Avec la synthèse de l’hélium, certaines sections de la coque externe élargie du Soleil pourront se détacher et une nébuleuse planétaire se formera autour de notre étoile. En conséquence, de notre étoile, il ne restera qu'un seul noyau, et lorsque le Soleil se transformera en naine blanche, les réactions de fusion nucléaire y cesseront.

8. Une nébuleuse planétaire qui se forme à la suite de l’expansion et de la perte de ses enveloppes externes brille souvent très fort. La raison en est que le noyau restant de l'étoile (considérons une naine blanche) se refroidit très lentement et que la température de surface élevée de centaines de milliers et de millions de degrés Kelvin émet principalement dans l'ultraviolet lointain. Les gaz de la nébuleuse, absorbant ces quanta UV, les réémettent dans la partie visible de la lumière, absorbant simultanément une partie de l'énergie quantique et brillant très intensément, contrairement au reste, qui est très faible dans le domaine visible.

   

Réponses aux questions

1. Quelle est la différence entre une naine blanche et une naine blanche ? Toute l’évolution d’une étoile repose sur sa masse initiale ; sa luminosité, sa durée de vie et ce qu’elle deviendra au final dépendront de ce paramètre. Pour une étoile d'une masse de 0,5 à 1,44 solaire, la vie se terminera par l'expansion de l'étoile et sa transformation en une géante rouge qui, après avoir perdu ses enveloppes extérieures, forme une nébuleuse planétaire, ne laissant derrière elle qu'un seul noyau constitué de gaz dégénéré.

   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   

   Il s’agit d’un mécanisme simplifié de formation d’une naine blanche. Si la masse de l'étoile est supérieure à 1,44 masse solaire (la soi-disant limite de Chandrasekhar, à laquelle l'étoile peut exister comme une naine blanche. Si la masse la dépasse, elle deviendra une étoile à neutrons), alors l'étoile, après avoir consommé tout l'hydrogène du noyau, commence la synthèse des éléments les plus lourds , jusqu'au fer. Une synthèse ultérieure d'éléments plus lourds que le fer est impossible car nécessite plus d'énergie que celle libérée pendant le processus de fusion et le noyau de l'étoile s'effondre en une étoile à neutrons. Les électrons s'échappent de leur orbite et tombent dans le noyau, où ils fusionnent avec les protons et finissent par former des neutrons. La matière neutronique pèse des centaines et des millions de fois plus que toute autre matière.

2. Différence entre une naine blanche et un pulsar. Toutes les mêmes différences que dans le cas d'une étoile à neutrons, seulement il convient de considérer qu'un pulsar (et c'est une étoile à neutrons) tourne également très rapidement, des dizaines de fois par seconde, et la période de rotation d'une naine blanche est, dans l'exemple d'une étoile, 40 Eri B, 5 heures 17 minutes. La différence est notable !

   

   Pulsar PSR J0348 +0432 - étoile à neutrons et naine blanche

3. Pourquoi les naines blanches brillent-elles ? Les réactions thermonucléaires ne se produisent donc plus ; tout le rayonnement disponible est de l’énergie thermique, alors pourquoi brillent-ils ? Essentiellement, il refroidit lentement, comme un fer chaud qui commence par un blanc éclatant puis devient rouge. Le gaz dégénéré conduit très bien la chaleur du centre et se refroidit de 1 % sur des centaines de millions d’années. Avec le temps, le refroidissement ralentit et peut durer des milliards d’années.
4. En quoi se transforment les naines blanches ? L’âge de l’Univers est trop petit pour la formation de ce qu’on appelle les naines noires, la dernière étape de l’évolution. Nous n’avons donc aucune preuve visible pour l’instant. D'après les calculs de son refroidissement, nous ne savons qu'une chose : leur espérance de vie est vraiment énorme, dépassant l'âge de l'Univers (13,7 milliards d'années) et s'élevant théoriquement à des milliards d'années.
5. Existe-t-il une naine blanche avec un champ magnétique puissant comme une étoile à neutrons ? Certains d’entre eux possèdent des champs magnétiques puissants, bien plus puissants que tous ceux que nous avons créés sur Terre. Par exemple, l'intensité du champ magnétique à la surface de la Terre n'est que de 30 à 60 ppm d'un tesla, tandis que l'intensité du champ magnétique d'une naine blanche peut atteindre 100 000 tesla.

   

   Mais une étoile à neutrons a un champ magnétique vraiment puissant - 10 * 11 Tesla et s'appelle un magnétar ! Des chocs peuvent se former à la surface de certains magnétars, créant des oscillations dans l’étoile. Ces fluctuations se traduisent souvent par d’énormes éclats de rayons gamma provenant du magnétar. Par exemple, le magnétar SGR 1900+14, situé à 20 000 années-lumière dans la constellation de l'Aquila, a explosé le 27 août 1998. La puissante explosion de rayons gamma était si forte qu'elle a obligé la sonde spatiale NEAR Shoemaker à éteindre ses équipements. afin de le préserver.

Film scientifique populaire sur les héros de notre article

Si vous regardez attentivement le ciel nocturne, il est facile de remarquer que les étoiles qui nous regardent varient en couleur. Bleutés, blancs, rouges, ils brillent uniformément ou scintillent comme une guirlande de sapin de Noël. Grâce à un télescope, les différences de couleur deviennent plus évidentes. La raison qui a conduit à une telle diversité réside dans la température de la photosphère. Et contrairement à l’hypothèse logique, les étoiles les plus chaudes ne sont pas rouges, mais bleues, bleu-blanches et blanches. Mais tout d’abord.

Classification spectrale

Les étoiles sont d’énormes boules de gaz chaudes. La façon dont nous les voyons depuis la Terre dépend de nombreux paramètres. Par exemple, les étoiles ne scintillent pas réellement. C’est très simple à vérifier : il suffit de penser au Soleil. L'effet de scintillement est dû au fait que la lumière provenant des corps cosmiques qui nous parvient traverse le milieu interstellaire rempli de poussière et de gaz. Une autre chose est la couleur. C'est une conséquence du chauffage des coquilles (en particulier de la photosphère) à certaines températures. La couleur réelle peut différer de la couleur apparente, mais la différence est généralement minime.

Aujourd’hui, la classification spectrale des étoiles de Harvard est utilisée partout dans le monde. Il est basé sur la température et sur le type et l’intensité relative des raies spectrales. Chaque classe correspond à des étoiles d'une certaine couleur. La classification a été élaborée à l'Observatoire de Harvard entre 1890 et 1924.

Un Anglais rasé mâchait des dattes comme des carottes

Il existe sept classes spectrales principales : O—B—A—F—G—K—M. Cette séquence reflète une diminution progressive de la température (de O à M). Pour s'en souvenir, il existe des formules mnémotechniques particulières. En russe, l'un d'eux ressemble à ceci : « Un Anglais rasé a mâché des dattes comme des carottes ». Deux classes supplémentaires sont ajoutées à ces classes. Les lettres C et S désignent des luminaires froids avec des bandes d'oxydes métalliques dans le spectre. Regardons de plus près les classes étoiles :

• La classe O se caractérise par la température de surface la plus élevée (de 30 à 60 000 Kelvin). Les étoiles de ce type dépassent le Soleil de 60 fois en masse et de 15 fois en rayon. Leur couleur visible est le bleu. En termes de luminosité, elles sont plus d’un million de fois supérieures à celles de notre étoile. L'étoile bleue HD93129A, qui appartient à cette classe, se caractérise par l'une des luminosités les plus élevées parmi les corps cosmiques connus. Selon cet indicateur, il est 5 millions de fois en avance sur le Soleil. L'étoile bleue est située à une distance de 7,5 mille années-lumière de nous.
• La classe B a une température de 10 à 30 000 Kelvin, soit une masse 18 fois supérieure à celle du Soleil. Ce sont des étoiles bleu-blanc et blanches. Leur rayon est 7 fois plus grand que celui du Soleil.
• La classe A se caractérise par une température de 7,5 à 10 000 Kelvin, un rayon et une masse respectivement 2,1 et 3,1 fois supérieurs à ceux du Soleil. Ce sont des étoiles blanches.
• Classe F : température 6 000-7 500 K. La masse est 1,7 fois supérieure à celle du soleil, le rayon est 1,3. Depuis la Terre, ces étoiles apparaissent également blanches ; leur vraie couleur est blanc jaunâtre.
• Classe G : température 5-6 mille Kelvin. Le Soleil appartient à cette classe. La couleur visible et vraie de ces étoiles est le jaune.
• Classe K : température 3500-5000 K. Le rayon et la masse sont inférieurs au solaire, 0,9 et 0,8 des paramètres correspondants du luminaire. La couleur de ces étoiles visibles depuis la Terre est orange jaunâtre.
• Classe M : température 2-3,5 mille Kelvin. La masse et le rayon sont 0,3 et 0,4 par rapport à des paramètres similaires du Soleil. Depuis la surface de notre planète, ils apparaissent rouge-orange. Beta Andromedae et Alpha Chanterelles appartiennent à la classe M. Une étoile rouge vif familière à beaucoup est Bételgeuse (alpha Orionis). Il est préférable de le chercher dans le ciel en hiver. L'étoile rouge est située au dessus et légèrement à gauche

Chaque classe est divisée en sous-classes de 0 à 9, c'est-à-dire de la plus chaude à la plus froide. Le nombre d'étoiles indique l'appartenance à un type spectral spécifique et le degré d'échauffement de la photosphère par rapport aux autres étoiles du groupe. Par exemple, le Soleil appartient à la classe G2.

Blancs visuels

Ainsi, les étoiles des classes B à F peuvent apparaître blanches depuis la Terre. Et seuls les objets appartenant au type A ont réellement cette couleur. Ainsi, les étoiles Saif (constellation d'Orion) et Algol (bêta Persei) apparaîtront blanches à un observateur non armé de télescope. Ils appartiennent à la classe spectrale B. Leur vraie couleur est le bleu-blanc. Mithrac et Procyon, les étoiles les plus brillantes des motifs célestes Persée et Canis Minor, apparaissent également blanches. Cependant, leur vraie couleur est plus proche du jaune (grade F).

Pourquoi les étoiles sont-elles blanches pour un observateur sur Terre ? La couleur est déformée en raison de l'énorme distance qui sépare notre planète de ces objets, ainsi que des volumineux nuages ​​​​de poussière et de gaz que l'on trouve souvent dans l'espace.

Classe A

Les étoiles blanches ne sont pas caractérisées par une température aussi élevée que les représentants des classes O et B. Leur photosphère chauffe jusqu'à 7,5 à 10 000 Kelvin. Les étoiles de classe spectrale A sont beaucoup plus grosses que le Soleil. Leur luminosité est également plus grande – environ 80 fois.

Les spectres des étoiles A montrent de fortes raies d'hydrogène de la série Balmer. Les lignes des autres éléments sont sensiblement plus faibles, mais elles deviennent plus significatives à mesure que l'on passe de la sous-classe A0 à A9. Les géantes et supergéantes appartenant à la classe spectrale A sont caractérisées par des raies d'hydrogène légèrement moins prononcées que les étoiles de la séquence principale. Dans le cas de ces luminaires, les lignes de métaux lourds deviennent plus visibles.

De nombreuses étoiles particulières appartiennent à la classe spectrale A. Ce terme fait référence aux luminaires qui présentent des caractéristiques notables dans leur spectre et leurs paramètres physiques, ce qui rend leur classification difficile. Par exemple, des étoiles assez rares comme Lambda Bootes se caractérisent par un manque de métaux lourds et une rotation très lente. Les luminaires particuliers incluent également les naines blanches.

La classe A comprend des objets du ciel nocturne brillants tels que Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor et autres. Apprenons à mieux les connaître.

Alpha Canis Majoris

Sirius est l’étoile la plus brillante, mais pas la plus proche, du ciel. La distance qui le sépare est de 8,6 années-lumière. Pour un observateur sur Terre, il semble si brillant parce qu'il a une taille impressionnante et qu'il n'est pourtant pas aussi loin que de nombreux autres objets grands et lumineux. L'étoile la plus proche du Soleil est Sirius, qui occupe la cinquième place sur cette liste.

Il fait référence et est un système à deux composants. Sirius A et Sirius B sont séparés par une distance de 20 unités astronomiques et tournent sur une période d'un peu moins de 50 ans. Le premier composant du système, une étoile de la séquence principale, appartient à la classe spectrale A1. Sa masse est le double de celle du Soleil et son rayon est 1,7 fois. C’est ce que l’on peut observer à l’œil nu depuis la Terre.

Le deuxième composant du système est une naine blanche. L'étoile Sirius B a une masse presque égale à celle de notre étoile, ce qui n'est pas typique de tels objets. En règle générale, les naines blanches se caractérisent par une masse de 0,6 à 0,7 solaire. Dans le même temps, les dimensions de Sirius B sont proches de celles de la Terre. On pense que le stade de naine blanche a commencé pour cette étoile il y a environ 120 millions d’années. Lorsque Sirius B était localisé sur la séquence principale, il s'agissait probablement d'une étoile d'une masse de 5 masses solaires et appartenant à la classe spectrale B.

Sirius A, selon les scientifiques, passera à la prochaine étape de l'évolution dans environ 660 millions d'années. Ensuite, elle se transformera en géante rouge, et un peu plus tard en naine blanche, comme sa compagne.

Aigle Alpha

Comme Sirius, de nombreuses étoiles blanches, dont les noms sont donnés ci-dessous, sont bien connues non seulement des personnes intéressées par l'astronomie en raison de leur luminosité et de leur mention fréquente dans les pages de la littérature de science-fiction. Altaïr est l'une de ces sommités. Alpha Eagle se retrouve par exemple chez Stephen King. Cette étoile est clairement visible dans le ciel nocturne en raison de sa luminosité et de son emplacement relativement proche. La distance séparant le Soleil et Altaïr est de 16,8 années-lumière. Parmi les étoiles de classe spectrale A, seule Sirius est plus proche de nous.

Altaïr est 1,8 fois plus massif que le Soleil. Sa particularité est une rotation très rapide. L'étoile effectue une révolution autour de son axe en moins de neuf heures. La vitesse de rotation près de l’équateur est de 286 km/s. En conséquence, l’Altaïr « agile » sera aplati des poteaux. De plus, en raison de la forme elliptique, la température et la luminosité de l'étoile diminuent des pôles jusqu'à l'équateur. Cet effet est appelé « assombrissement gravitationnel ».

Une autre caractéristique d'Altair est que son éclat change avec le temps. Il appartient aux variables de type Scuti delta.

Alpha Lyre

Véga est l'étoile la plus étudiée après le Soleil. Alpha Lyrae est la première étoile dont le spectre a été déterminé. Elle est devenue la deuxième étoile après le Soleil, capturée sur la photographie. Véga a également été l'une des premières étoiles à laquelle les scientifiques ont mesuré la distance à l'aide de la méthode Parlax. Pendant une longue période, la luminosité de l'étoile a été prise comme 0 lors de la détermination de la magnitude d'autres objets.

Alpha Lyrae est bien connue aussi bien des astronomes amateurs que des observateurs ordinaires. C'est la cinquième étoile la plus brillante et fait partie de l'astérisme du Triangle d'été avec Altaïr et Deneb.

La distance entre le Soleil et Véga est de 25,3 années-lumière. Son rayon équatorial et sa masse sont respectivement 2,78 et 2,3 fois supérieurs aux paramètres similaires de notre étoile. La forme de l’étoile est loin d’être une sphère parfaite. Le diamètre à l’équateur est nettement plus grand qu’aux pôles. La raison en est l’énorme vitesse de rotation. A l'équateur, elle atteint 274 km/s (pour le Soleil, ce paramètre est légèrement supérieur à deux kilomètres par seconde).

L'une des caractéristiques de Vega est le disque de poussière qui l'entoure. On pense qu'il a été créé à la suite d'un grand nombre de collisions de comètes et de météorites. Le disque de poussière tourne autour de l’étoile et est chauffé par son rayonnement. En conséquence, l’intensité du rayonnement infrarouge de Vega augmente. Il n’y a pas si longtemps, des asymétries ont été découvertes dans le disque. Une explication probable est que l’étoile possède au moins une planète.

Alpha Gémeaux

Le deuxième objet le plus brillant de la constellation des Gémeaux est Castor. Comme les luminaires précédents, il appartient à la classe spectrale A. Castor est l'une des étoiles les plus brillantes du ciel nocturne. Dans la liste correspondante, il se situe à la 23ème place.

Castor est un système multiple composé de six composants. Les deux éléments principaux (Castor A et Castor B) tournent autour d'un centre de masse commun avec une période de 350 ans. Chacune des deux étoiles est une binaire spectrale. Les composants Castor A et Castor B sont moins brillants et appartiennent vraisemblablement à la classe spectrale M.

Castor S n'a pas été immédiatement associé au système. Initialement, elle était désignée comme étoile indépendante YY Gemini. Au cours de l'étude de cette zone du ciel, il est devenu connu que ce luminaire est physiquement connecté au système Castor. L'étoile tourne autour d'un centre de masse commun à toutes ses composantes avec une période de plusieurs dizaines de milliers d'années et est également une binaire spectrale.

Bêta aurigae

Le motif céleste d’Auriga comprend environ 150 « points », dont beaucoup sont des étoiles blanches. Les noms des luminaires en diront peu à une personne éloignée de l'astronomie, mais cela n'enlève rien à leur importance pour la science. L'objet le plus brillant du motif céleste, appartenant à la classe spectrale A, est Mencalinan ou bêta Aurigae. Le nom de l'étoile traduit de l'arabe signifie « épaule du propriétaire des rênes ».

Mencalinan est un triple système. Ses deux composantes sont des sous-géantes de classe spectrale A. La luminosité de chacune d'elles dépasse de 48 fois celle du Soleil. Ils sont séparés par une distance de 0,08 unité astronomique. Le troisième composant est une naine rouge, située à 330 UA de la paire. e.

Epsilon La Grande Ourse

Le « point » le plus brillant de la constellation peut-être la plus célèbre du ciel nordique (la Grande Ourse) est Alioth, également classé dans la classe A. Magnitude apparente - 1,76. L'étoile se classe 33e dans la liste des luminaires les plus brillants. Alioth est inclus dans l'astérisme de la Grande Ourse et est situé plus près que les autres luminaires du bol.

Le spectre d'Aliot est caractérisé par des raies inhabituelles qui fluctuent sur une période de 5,1 jours. On suppose que ces caractéristiques sont associées à l’influence du champ magnétique de l’étoile. Selon les dernières données, des fluctuations spectrales pourraient survenir en raison de la proximité d'un corps cosmique dont la masse est près de 15 fois supérieure à celle de Jupiter. Que ce soit le cas reste un mystère. Les astronomes tentent chaque jour de le comprendre, comme d’autres mystères des étoiles.

Naines blanches

L'histoire des étoiles blanches serait incomplète sans mentionner cette étape de l'évolution des luminaires, désignée sous le nom de « naine blanche ». Ces objets tirent leur nom du fait que les premiers découverts appartenaient à la classe spectrale A. Il s'agissait de Sirius B et 40 Eridani B. Aujourd'hui, les naines blanches sont considérées comme l'une des options pour la dernière étape de la vie d'une étoile.

Arrêtons-nous plus en détail sur le cycle de vie des luminaires.

Evolution stellaire

Les étoiles ne naissent pas du jour au lendemain : chacune d’elles passe par plusieurs étapes. Premièrement, le nuage de gaz et de poussière commence à se contracter sous l'influence de lui-même. Il prend lentement la forme d'une boule, tandis que l'énergie gravitationnelle se transforme en chaleur - la température de l'objet augmente. Au moment où elle atteint une valeur de 20 millions de Kelvin, la réaction de fusion nucléaire commence. Cette étape est considérée comme le début de la vie d'une star à part entière.

Les sommités passent la plupart de leur temps sur la séquence principale. Des réactions du cycle de l’hydrogène se déroulent constamment dans leurs profondeurs. La température des étoiles peut varier. Lorsque tout l’hydrogène du noyau est épuisé, une nouvelle étape d’évolution commence. Désormais, l’hélium devient le carburant. Dans le même temps, l’étoile commence à s’agrandir. Sa luminosité augmente et la température de surface, au contraire, diminue. L'étoile quitte la séquence principale et devient une géante rouge.

La masse du noyau d'hélium augmente progressivement et il commence à se comprimer sous son propre poids. L'étape géante rouge se termine bien plus vite que la précédente. Le chemin que prendra la poursuite de l’évolution dépend de la masse initiale de l’objet. Les étoiles de faible masse au stade géante rouge commencent à gonfler. À la suite de ce processus, l’objet perd sa coquille. Le noyau nu de l’étoile est également formé. Dans un tel noyau, toutes les réactions de fusion étaient terminées. On l’appelle une naine blanche à l’hélium. Les géantes rouges plus massives évoluent (dans une certaine mesure) vers des naines blanches à base de carbone. Leurs noyaux contiennent des éléments plus lourds que l'hélium.

Caractéristiques

Les naines blanches sont des corps dont la masse est généralement très proche de celle du Soleil. De plus, leur taille correspond à celle de la terre. La densité colossale de ces corps cosmiques et les processus qui se déroulent dans leurs profondeurs sont inexplicables du point de vue de la physique classique. La mécanique quantique a permis de révéler les secrets des étoiles.

La matière des naines blanches est un plasma électron-nucléaire. Il est presque impossible de le construire, même en laboratoire. Par conséquent, de nombreuses caractéristiques de ces objets restent floues.

Même si vous étudiez les étoiles toute la nuit, vous ne pourrez pas détecter au moins une naine blanche sans équipement spécial. Leur luminosité est nettement inférieure à celle du soleil. Selon les scientifiques, les naines blanches représentent environ 3 à 10 % de tous les objets de la Galaxie. Cependant, à ce jour, seuls ceux d'entre eux qui ne sont pas situés à plus de 200 à 300 parsecs de la Terre ont été trouvés.

Les naines blanches continuent d'évoluer. Immédiatement après leur formation, ils ont une température de surface élevée, mais refroidissent rapidement. Quelques dizaines de milliards d'années après sa formation, selon la théorie, une naine blanche se transforme en naine noire - un corps qui n'émet pas de lumière visible.

Pour un observateur, une étoile blanche, rouge ou bleue diffère principalement par sa couleur. L'astronome regarde plus profondément. La couleur en dit immédiatement long sur la température, la taille et la masse de l’objet. Une étoile bleue ou bleu clair est une boule chaude géante, à tous égards bien en avance sur le Soleil. Les luminaires blancs, dont des exemples sont décrits dans l'article, sont un peu plus petits. Les numéros d'étoiles dans divers catalogues en disent aussi long sur les professionnels, mais pas tout. Une grande quantité d'informations sur la vie des objets spatiaux lointains n'a pas encore été expliquée ou n'est pas détectée.

Les luminaires relativement brillants et massifs sont assez faciles à voir à l'œil nu, mais il existe de nombreuses autres étoiles naines dans la Galaxie, qui ne sont visibles que par de puissants télescopes, même si elles sont situées à proximité du système solaire. Parmi eux, il y a à la fois de modestes naines rouges à longue durée de vie, ainsi que des naines brunes qui n'ont pas atteint le statut stellaire complet et des naines blanches à la retraite, se transformant progressivement en noires.

Le destin d’une étoile dépend entièrement de sa taille, ou plus précisément de sa masse. Pour mieux imaginer la masse d’une étoile, on peut donner l’exemple suivant. Si vous mettez 333 000 globes terrestres sur une échelle et le Soleil sur l'autre, ils s'équilibreront. Dans le monde des étoiles, notre Soleil est moyen. Elle est 100 fois moins massive que les plus grosses étoiles et 20 fois plus grande que la plus légère. Il semblerait que la gamme soit petite : à peu près la même que d'une baleine (15 tonnes) à un chat (4 kilogrammes). Mais les étoiles ne sont pas des mammifères ; leurs propriétés physiques dépendent beaucoup plus fortement de leur masse. Il suffit de comparer la température : pour une baleine et un chat, c'est presque la même chose, mais pour les étoiles, elle est décuplée : de 2 000 Kelvin pour les naines à 50 000 pour les étoiles massives. Encore plus fort : la puissance de leur rayonnement diffère des milliards de fois. C'est pourquoi nous remarquons facilement des étoiles géantes lointaines dans le ciel, mais nous ne voyons pas de naines, même à proximité du Soleil.

Mais après avoir effectué des calculs minutieux, il s'est avéré que la prévalence des géants et des nains dans la Galaxie est très similaire à la situation des baleines et des chats sur Terre. Il existe une règle dans la biosphère : plus l'organisme est petit, plus il y a d'individus dans la nature. Il s’avère que cela est également vrai pour les étoiles, mais l’analogie n’est pas si simple à expliquer. Dans la nature vivante, les chaînes alimentaires fonctionnent : les grandes mangent les petites. S’il y avait plus de renards dans la forêt que de lièvres, que mangeraient ces renards ? Cependant, les stars ne se mangent généralement pas. Alors pourquoi y a-t-il moins d’étoiles géantes que d’étoiles naines ? Les astronomes connaissent déjà la moitié de la réponse à cette question. Le fait est que la durée de vie d’une étoile massive est de plusieurs milliers de rads plus courte que celle d’une étoile naine. Pour empêcher leur propre corps de s'effondrer gravitationnellement, les étoiles lourdes doivent chauffer à des températures élevées - des centaines de millions de degrés au centre. Les réactions thermonucléaires s'y produisent très intensément, ce qui conduit à une puissance de rayonnement colossale et à une combustion rapide du « carburant ». Une étoile massive gaspille toute son énergie en quelques millions d'années, tandis que des naines économes, qui couvent lentement, étendent leur âge thermonucléaire sur des dizaines de milliards d'années, voire plus. Ainsi, quelle que soit la date de naissance de la naine, elle est toujours en vie, car l’âge de la Galaxie n’est que d’environ 13 milliards d’années. Mais les étoiles massives nées il y a plus de 10 millions d’années sont mortes depuis longtemps.

Cependant, ce n’est que la moitié de la réponse à la question de savoir pourquoi les géants sont si rares dans l’espace. Et l’autre moitié est que les étoiles massives naissent beaucoup moins fréquemment que les étoiles naines. Pour cent étoiles naissantes comme notre Soleil, une seule étoile apparaît avec une masse 10 fois supérieure à celle du Soleil. Les astrophysiciens n’ont pas encore compris la raison de ce « modèle écologique ».

Jusqu'à récemment, il y avait un grand trou dans la classification des objets astronomiques : les plus petites étoiles connues étaient 10 fois plus légères que le Soleil, et la planète la plus massive, Jupiter, était 1 000 fois plus légère. Existe-t-il des objets intermédiaires dans la nature - pas des étoiles ou des planètes avec une masse de 1/1000 à 1/10 solaire ? À quoi devrait ressembler ce « chaînon manquant » ? Peut-on le détecter ? Ces questions inquiètent les astronomes depuis longtemps, mais la réponse n'a commencé à émerger qu'au milieu des années 1990, lorsque les programmes de recherche de planètes en dehors du système solaire ont porté leurs premiers fruits. Des planètes géantes ont été découvertes en orbite autour de plusieurs étoiles semblables au Soleil, toutes plus massives que Jupiter. L’écart de masse entre les étoiles et les planètes a commencé à se réduire. Mais un lien est-il possible, et où doit-on tracer la frontière entre une étoile et une planète ?

Jusqu'à récemment, cela semblait assez simple : l'étoile brille de sa propre lumière et la planète de sa lumière réfléchie. Par conséquent, la catégorie des planètes comprend les objets dans les profondeurs desquels aucune réaction de fusion thermonucléaire ne s'est produite au cours de toute leur existence. Si, à un certain stade de l'évolution, leur puissance était comparable à leur luminosité (c'est-à-dire que les réactions thermonucléaires constituaient la principale source d'énergie), alors un tel objet mérite d'être appelé une étoile. Mais il s'est avéré qu'il peut y avoir des objets intermédiaires dans lesquels des réactions thermonucléaires se produisent, mais ne servent jamais de source d'énergie principale. Elles ont été découvertes en 1996, mais bien avant cela, on les appelait naines brunes. La découverte de ces objets étranges a été précédée d'une recherche de trente ans, qui a débuté par une prédiction théorique remarquable.

En 1963, un jeune astrophysicien américain d'origine indienne, Shiv Kumar, calcule des modèles d'étoiles les moins massives et constate que si la masse d'un corps cosmique dépasse 7,5 % de celle du Soleil, alors la température en son noyau atteint plusieurs millions de degrés et thermonucléaire. les réactions de conversion de l’hydrogène en hélium commencent là. À une masse inférieure, la compression s'arrête avant que la température au centre n'atteigne la valeur nécessaire pour que la réaction de fusion de l'hélium se produise. Depuis, cette valeur de masse critique est appelée « limite d’inflammation de l’hydrogène » ou limite de Kumara. Plus une étoile est proche de cette limite, plus les réactions nucléaires s'y produisent lentement. Par exemple, avec une masse de 8 % de celle du Soleil, une étoile « couvera » pendant environ 6 000 milliards d'années, soit 400 fois l'âge actuel de l'Univers ! Ainsi, quelle que soit l’époque à laquelle ces stars sont nées, elles en sont toutes encore à leurs balbutiements.

Cependant, dans la vie des objets moins massifs, il y a un bref épisode où ils ressemblent à une étoile normale. Nous parlons de corps dont la masse varie de 1% à 7% de la masse du Soleil, soit de 13 à 75 masses de Jupiter. Pendant la période de formation, se comprimant sous l'influence de la gravité, ils s'échauffent et commencent à briller avec une lumière visible infrarouge et même légèrement rouge. Leur température en surface peut atteindre 2 500 Kelvin et dans leurs profondeurs dépasser 1 million de Kelvin. Cela suffit pour que la réaction de fusion thermonucléaire de l'hélium commence, mais pas à partir de l'hydrogène ordinaire, mais à partir d'un isotope lourd très rare - le deutérium, et non pas l'hélium ordinaire, mais l'isotope léger de l'hélium-3. Comme il y a très peu de deutérium dans la matière cosmique, tout cela brûle rapidement, sans fournir une production d’énergie significative. C'est la même chose que de jeter une feuille de papier dans un feu refroidissant : elle brûlera instantanément, mais ne fournira aucune chaleur. Une étoile « mort-née » ne peut plus s'échauffer ; sa compression s'arrête sous l'influence de la pression interne du gaz dégénéré. Privée de sources de chaleur, elle ne fait ensuite que se refroidir, comme une planète ordinaire. Par conséquent, ces étoiles ratées ne peuvent être remarquées que pendant leur courte jeunesse, lorsqu’elles sont chaudes. Ils ne sont pas destinés à atteindre un régime stationnaire de combustion thermonucléaire.

Découverte d'étoiles "mort-nées"

Les physiciens sont sûrs que ce qui n'est pas interdit par les lois sur la conservation est autorisé. Les astronomes ajoutent à cela ; la nature est plus riche que notre imagination. Si Shiv Kumar était capable de créer des naines brunes, il semblerait que la nature n'aurait aucune difficulté à les créer. La recherche infructueuse de ces sombres luminaires s’est poursuivie pendant trois décennies. De plus en plus de chercheurs ont été impliqués dans les travaux. Même le théoricien Kumar s'accrochait au télescope dans l'espoir de retrouver les objets qu'il avait découverts sur papier. Son idée était simple : détecter une seule naine brune est très difficile, car il faut non seulement détecter son rayonnement, mais aussi prouver qu'il ne s'agit pas d'une étoile géante lointaine avec une atmosphère froide (selon les normes stellaires) ou même d'une galaxie. entouré de poussière aux confins de l'Univers. La chose la plus difficile en astronomie est de déterminer la distance à un objet. Par conséquent, vous devez rechercher des naines à proximité d'étoiles normales, dont les distances sont déjà connues. Mais une étoile brillante aveuglera le télescope et ne vous permettra pas de voir la naine sombre. Il faut donc les chercher à proximité d’autres nains ! Par exemple, avec les rouges - étoiles de masse extrêmement faible, ou les blanches - restes refroidissants d'étoiles normales. Dans les années 1980, les recherches menées par Kumar et d’autres astronomes n’ont donné aucun résultat. Bien que la découverte de naines brunes ait été signalée à plusieurs reprises, des recherches détaillées ont montré à chaque fois qu'il s'agissait de petites étoiles. Cependant, l’idée de recherche était correcte et une décennie plus tard, elle a fonctionné.

Dans les années 1990, les astronomes disposaient de nouveaux détecteurs de rayonnement sensibles - des matrices CCD et de grands télescopes d'un diamètre allant jusqu'à 10 mètres avec une optique adaptative, qui compensent les distorsions introduites par l'atmosphère et permettent de recevoir de la surface de la Terre des images presque aussi claires que depuis l'espace. Cela a immédiatement porté ses fruits : des naines rouges extrêmement sombres ont été découvertes, frisant littéralement les naines brunes.

Et la première naine brune a été découverte en 1995 par un groupe d'astronomes dirigé par Rafael Rebolo de l'Institut d'astrophysique des îles Canaries. À l'aide d'un télescope sur l'île de La Palma, ils ont trouvé un objet dans l'amas d'étoiles des Pléiades, qu'ils ont baptisé Teide Pleiades 1, empruntant son nom au volcan Pico de Teide sur l'île de Tenerife. Certes, certains doutes subsistaient sur la nature de cet objet, et tandis que les astronomes espagnols prouvaient qu'il s'agissait bien d'une naine brune, leurs collègues américains annonçaient leur découverte la même année. Une équipe dirigée par Tadashi Nakajima du California Institute of Technology, à l'aide de télescopes de l'Observatoire Palomar, a découvert à une distance de 19 années-lumière de la Terre dans la constellation du Lièvre, à côté de la très petite et froide étoile Gliese 229, une étoile encore plus petite et satellite plus froid Gliese 229B. Sa température de surface n'est que de 1 000 K et sa puissance de rayonnement est 160 000 fois inférieure à celle du soleil.

La nature non stellaire de Gliese 229B a finalement été confirmée en 1997 par le test dit du lithium. Dans les étoiles normales, de petites quantités de lithium, conservées depuis la naissance de l’Univers, brûlent rapidement lors de réactions thermonucléaires. Cependant, les naines brunes ne sont pas assez chaudes pour cela. Lorsque le lithium a été découvert dans l'atmosphère de Gliese 229B, il est devenu la première naine brune « définitive ». Il a presque la même taille que Jupiter et sa masse est estimée à 3 à 6 % de la masse du Soleil. Il orbite autour de son compagnon plus massif Gliese 229A sur une orbite d'un rayon d'environ 40 unités astronomiques (comme Pluton autour du Soleil).

Il est rapidement devenu évident que même les plus grands télescopes ne sont pas adaptés à la recherche d’« étoiles ratées ». Les premières naines brunes ont été découvertes à l’aide d’un télescope ordinaire lors d’études systématiques du ciel. Par exemple, l'objet Kelu-1 dans la constellation de l'Hydre a été découvert dans le cadre d'un programme à long terme de recherche d'étoiles naines à proximité du Soleil, qui a débuté à l'Observatoire européen austral au Chili en 1987. À l'aide du télescope Schmidt de 1 mètre, l'astronome Maria Teresa Ruiz de l'Université du Chili photographie régulièrement certaines zones du ciel depuis de nombreuses années, puis compare les images prises à intervalles de plusieurs années. Parmi des centaines de milliers d'étoiles faibles, elle recherche celles qui sont sensiblement déplacées par rapport aux autres - c'est un signe indubitable de luminaires proches. Maria Ruiz a ainsi déjà découvert des dizaines de naines blanches et, en 1997, elle en a finalement découvert une brune. Son type était déterminé par le spectre qui contenait les raies du lithium et du méthane. Maria Ruiz l'a baptisé Kelu-1 : dans la langue du peuple mapuche qui habitait autrefois le centre du Chili, « quelu » signifie rouge. Elle est située à environ 30 années-lumière du Soleil et n’est associée à aucune étoile.

Toutes ces découvertes, réalisées en 1995-1997, sont devenues les prototypes d'une nouvelle classe d'objets astronomiques, qui ont pris place entre les étoiles et les planètes. Comme c'est généralement le cas en astronomie, les premières découvertes ont été immédiatement suivies de nouvelles. Ces dernières années, de nombreuses naines ont été découvertes lors des relevés de routine du ciel infrarouge 2MASS et DENIS.

poussière d'étoiles

Peu de temps après leur découverte, les naines brunes ont obligé les astronomes à apporter des ajustements à la classification spectrale des étoiles établie il y a plusieurs décennies. Le spectre optique d’une étoile est sa face, ou plutôt son passeport. La position et l'intensité des raies dans le spectre indiquent principalement la température de surface, ainsi que d'autres paramètres, notamment la composition chimique, la densité des gaz dans l'atmosphère, l'intensité du champ magnétique, etc. Il y a environ 100 ans, les astronomes ont élaboré une classification des spectres stellaires, désignant chaque lettre de classe de l'alphabet latin. Leur ordre a été révisé à plusieurs reprises, réorganisant, supprimant et ajoutant des lettres, jusqu'à ce qu'un schéma généralement accepté émerge qui a parfaitement servi les astronomes pendant de nombreuses décennies. Sous la forme traditionnelle, la séquence des classes spectrales ressemble à ceci : O-B-A-F-G-K-M. La température de surface des étoiles de la classe O à la classe M diminue de 100 000 à 2 000 K. Des étudiants en astronomie anglais ont même inventé une règle mnémotechnique pour mémoriser l'ordre des lettres « Oh ! Sois une bonne fille, embrasse-moi ! Et au tournant du siècle, cette série classique a dû être allongée de deux lettres à la fois. Il s’est avéré que la poussière joue un rôle très important dans la formation des spectres d’étoiles et de sous-étoiles extrêmement froides.

À la surface de la plupart des étoiles, en raison de la température élevée, aucune molécule ne peut exister. Cependant, les étoiles de classe M les plus froides (avec des températures inférieures à 3 000 K) présentent de fortes bandes d'absorption d'oxydes de titane et de vanadium (TiO, VO) dans leur spectre. Naturellement, on s’attendait à ce que ces lignes moléculaires soient encore plus fortes chez les naines brunes encore plus froides. Au cours de la même année 1997, un compagnon brun GD 165B a été découvert à proximité de la naine blanche GD 165, avec une température de surface de 1900 K et une luminosité de 0,01 % solaire. Elle a étonné les chercheurs par le fait que, contrairement à d’autres étoiles froides, elle ne possède pas de bandes d’absorption de TiO et de VO, ce qui lui a valu le surnom d’« étoile étrange ». Les spectres d'autres naines brunes avec des températures inférieures à 2000 K se sont avérés les mêmes. Les calculs ont montré que les molécules de TiO et de VO dans leur atmosphère se condensent en particules solides - des grains de poussière, et ne se manifestent plus dans le spectre, comme cela est typique pour. molécules de gaz.

Pour prendre en compte cette caractéristique, Davy Kirkpatrick du California Institute of Technology a proposé d'élargir la classification spectrale traditionnelle l'année suivante, en ajoutant la classe L pour les étoiles infrarouges de faible masse avec une température de surface de 1 500 à 2 000 K. La plupart des objets de classe L devraient être des naines brunes, bien que de très vieilles étoiles de faible masse puissent également refroidir en dessous de 2 000 K.

Poursuivant leurs études sur les naines L, les astronomes ont découvert des objets encore plus exotiques. Leurs spectres montrent de fortes bandes d’absorption de l’eau, du méthane et de l’hydrogène moléculaire, c’est pourquoi on les appelle « naines du méthane ». Le prototype de cette classe est considéré comme la première naine brune découverte, Gliese 229B. En 2000, James Liebert et ses collègues de l'Université de l'Arizona ont identifié les naines T avec des températures de 1 500 à 1 000 K et même légèrement inférieures en tant que groupe distinct.

Les naines brunes posent de nombreuses questions difficiles et très intéressantes aux astronomes. Plus l’atmosphère d’une étoile est froide, plus elle est difficile à étudier, tant pour les observateurs que pour les théoriciens. La présence de poussière rend cette tâche encore plus difficile : la condensation des particules modifie non seulement la composition des éléments chimiques libres dans l'atmosphère, mais affecte également le transfert de chaleur et la forme du spectre. En particulier, les modèles théoriques prenant en compte les poussières ont prédit un effet de serre dans la haute atmosphère, ce que confirment les observations. De plus, les calculs montrent qu'après la condensation, les grains de poussière commencent à couler. Il est possible que des nuages ​​denses de poussière se forment à différents niveaux de l’atmosphère. La météorologie des naines brunes n’est peut-être pas moins diversifiée que celle des planètes géantes. Mais si les atmosphères de Jupiter et de Saturne peuvent être étudiées de près, alors les cyclones de méthane et les tempêtes de poussière des naines brunes devront être déchiffrés uniquement à partir de leurs spectres.

Les secrets du "MÊLE-SANG"

Les questions sur l’origine et l’abondance des naines brunes restent encore ouvertes. Les premiers calculs de leur nombre dans les jeunes amas d'étoiles comme les Pléiades montrent que, comparée aux étoiles normales, la masse totale des naines brunes n'est apparemment pas si grande qu'on leur « attribue » la totalité de la masse cachée de la Galaxie. Mais cette conclusion reste encore à vérifier. La théorie généralement acceptée sur l'origine des étoiles ne répond pas à la question de savoir comment se forment les naines brunes. Des objets d’une masse aussi faible pourraient se former comme des planètes géantes dans des disques circumstellaires. Mais un bon nombre de naines brunes ont été découvertes, et il est difficile d'imaginer qu'elles aient toutes été perdues peu après leur naissance par leurs compagnes plus massives. De plus, tout récemment, une planète a été découverte en orbite autour d'une des naines brunes, ce qui signifie qu'elle n'était pas soumise à une forte influence gravitationnelle de la part de ses voisines, sinon la naine l'aurait perdue.

Une voie très particulière pour la naissance des naines brunes a récemment émergé dans l'étude de deux systèmes binaires proches - LL Andromeda et EF Eridani. En eux, un compagnon plus massif, une naine blanche, avec sa gravité, tire la matière d'un compagnon moins massif, ce qu'on appelle l'étoile hôte. Les calculs montrent qu'au départ, dans ces systèmes, les satellites donneurs étaient des étoiles ordinaires, mais que pendant plusieurs milliards d'années, leur masse est tombée en dessous de la valeur limite et que les réactions thermonucléaires se sont éteintes. En apparence, ce sont des naines brunes typiques.

La température de l'étoile donneuse dans le système LL Andromeda est d'environ 1 300 K et dans le système EF Eridani, elle est d'environ 1 650 K. Leur masse n'est que plusieurs dizaines de fois supérieure à celle de Jupiter et des raies de méthane sont visibles dans leur spectre. On ignore encore dans quelle mesure leur structure interne et leur composition chimique sont similaires à celles des « vraies » naines brunes. Ainsi, une étoile normale de faible masse, ayant perdu une fraction importante de sa matière, peut devenir une naine brune. Les astronomes avaient raison lorsqu’ils affirmaient que la nature est plus inventive que notre imagination. Les naines brunes, ces « ni étoiles ni planètes », commencent déjà à surprendre. Comme il s'est avéré récemment, malgré leur nature froide, certains d'entre eux sont des sources de rayonnement radio et même de rayons X (!). Ainsi, à l’avenir, ce nouveau type d’objet spatial nous promet de nombreuses découvertes intéressantes.

Étoiles dégénérées

Typiquement, lors de la formation d'une étoile, sa compression gravitationnelle se poursuit jusqu'à ce que la densité et la température au centre atteignent les valeurs nécessaires pour déclencher des réactions thermonucléaires, puis, du fait de la libération d'énergie nucléaire, la pression du gaz équilibre son propre attraction gravitationnelle. Les étoiles massives ont des températures plus élevées et les réactions commencent à une densité de matière relativement faible, mais plus la masse est faible, plus la « densité d’inflammation » est élevée. Par exemple, au centre du Soleil, le plasma est comprimé à 150 grammes par centimètre cube.

Cependant, à une densité encore des centaines de fois supérieure, la matière commence à résister à la pression quelle que soit l'augmentation de la température, et par conséquent, la compression de l'étoile s'arrête avant que l'énergie produite dans les réactions thermonucléaires ne devienne significative. La raison de l’arrêt de la compression est un effet de mécanique quantique, que les physiciens appellent la pression d’un gaz électronique dégénéré. Le fait est que les électrons sont un type de particule qui obéit au « principe de Pauli », établi par le physicien Wolfgang Pauli en 1925. Ce principe stipule que des particules identiques, comme les électrons, ne peuvent pas être dans le même état au même moment. C’est pourquoi les électrons d’un atome se déplacent sur des orbites différentes. Il n’y a pas d’atomes à l’intérieur d’une étoile : à haute densité, ils sont écrasés et il n’y a qu’une seule « mer d’électrons ». Pour lui, le principe de Pauli ressemble à ceci : les électrons situés à proximité ne peuvent pas avoir la même vitesse.

Si un électron est au repos, un autre doit se déplacer, et le troisième doit se déplacer encore plus vite, etc. Les physiciens appellent cet état de dégénérescence du gaz électronique. Même si une petite étoile a brûlé tout son combustible thermonucléaire et perdu sa source d’énergie, sa compression peut être stoppée par la pression du gaz électronique dégénéré. Peu importe le degré de refroidissement d'une substance, à haute densité, le mouvement des électrons ne s'arrêtera pas, ce qui signifie que la pression de la substance résistera à la compression quelle que soit la température : plus la densité est élevée, plus la pression est élevée.

La contraction d'une étoile mourante d'une masse égale à celle du Soleil s'arrêtera lorsqu'elle rétrécira jusqu'à atteindre environ la taille de la Terre, soit 100 fois, et que sa densité de matière deviendra un million de fois supérieure à la densité de l'eau. C’est ainsi que se forment les naines blanches. Une étoile de masse inférieure cesse de se contracter à une densité inférieure car sa force gravitationnelle n’est pas si forte. Une très petite étoile ratée peut dégénérer et cesser de se contracter avant même que la température dans ses profondeurs n’atteigne le seuil de « l’inflammation thermonucléaire ». Un tel corps ne deviendra jamais une véritable star.

Dans la section sur la question Veuillez donner un exemple d'étoiles naines donné par l'auteur chevron la meilleure réponse est Les ÉTOILES Naines, le type d'étoile le plus répandu dans notre Galaxie - 90 % des étoiles, y compris le Soleil, en font partie. On les appelle également étoiles de la séquence principale, selon leur position sur le DIAGRAMME DE HERZSPRUNG-RUSSELL. Le nom « nain » ne fait pas tant référence à la taille des étoiles qu’à leur LUMINOSITÉ, ce terme n’a donc aucune connotation diminutive.
Les naines blanches sont de très petites étoiles qui en sont au dernier stade de leur évolution. Bien que leurs diamètres soient plus petits que ceux des naines rouges (pas plus grands que la Terre), elles ont la même masse que le Soleil. L'étoile la plus brillante de notre ciel nocturne est Sirius (Dog Dawn chez les anciens Égyptiens). - double aube : elle comprend une naine blanche, appelée Puppy (le nom latin de Sirius - « Vacances » - signifie « petit chien »). La naine blanche Omicron-2 dans la constellation de l'Eridan est l'une des naines visibles depuis la Terre à l'œil nu.
Les naines rouges sont plus grandes que Jupiter, mais plus petites qu'une étoile de taille moyenne comme notre Soleil. Leur luminosité représente 0,01% de la luminosité du Soleil. Pas une seule naine rouge n'est visible à l'œil nu, même la plus proche de nous - Proxima Centauri.
Les naines brunes sont des objets cosmiques très froids, légèrement plus grands que Jupiter. Les naines brunes se forment de la même manière que les autres étoiles, mais leur masse initiale est insuffisante pour que des réactions nucléaires se produisent ; Leur seigneurie est très faible. Les naines noires sont de petites étoiles froides et « mortes ». Les naines noires ne sont pas assez massives pour que des réactions nucléaires aient lieu dans leurs profondeurs, ou tout le combustible nucléaire qu'elles contiennent a brûlé et elles s'éteignent comme du charbon brûlé. Les plus petites étoiles sont des étoiles à neutrons.