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les Sarto's > Bienvenue > Sciences > Astres > Le vieillissement des étoiles de notre galaxie
    Le vieillissement des étoiles de notre galaxie  
    noAuteur - noSource - 1970-01-01      
    Ce sujet comprend une bonne part d'incertitude parce qu'il se trouve à l'avant-garde du progrès de nos connaissances astronomiques.  
    Le mécanisme de base de l'évolution stellaire est le mécanisme de vieillissement des étoiles.
Il est difficile à comprendre parce qu'il est lent.
 
L'étoile la plus
proche : le Soleil
  C'est une toile typique, c'est-à-dire commune.
Un immense sphéroïde de gaz chauds d'un diamètre d'environ un million et demi de km et d'une masse de 300'000 fois celle de la Terre.
Sa surface visible, la photosphère solaire, se trouve à une température de 5'800 Kelvin.
A l'intérieur de l'astre, cette température croît de façon énorme.
Au centre, il y a une température de 20 millions de Kelvin.
L'énergie radiante mise à sa surface correspond à une puissance de 50'000 CV par m2.
Elle n'a pratiquement pas failli depuis sa naissance et celle du système.
Cette énorme puissance est libérée par des réactions thermonucléaires prenant naissance à l'intérieur du Soleil, la principale étant de transformer l'hydrogène en hélium.
Le Soleil "brûle" à chaque seconde 564 millions de tonnes d'hydrogène et libère une quantité d'énergie équivalent à celle de plusieurs milliards de bombes H.
 
La diversité dans
le monde stellaire
  Toutes les étoiles ressemblent au soleil mais elles ne sont pas identiques.
Elles présentent d'appréciables différences de couleurs, indices d'importantes différences de température photosphériques ou de surface.
 
    Les éclats varient d'une étoile à l'autre.
L'étoile la plus brillante n'est pas nécessairement la plus brillante intrinsèquement.
Si elle est plus proche de nous, elle nous apparaît plus brillante mais n'est peut-être qu'assez faible par rapport aux autres. Et inversement.
Pour étudier les particularités physiques des étoiles, il est nécessaire de ramener leur éclat indépendants des distances stellaires.
Il faut donc qu'elles soient toutes à la même distance de la Terre.
Cette distance a été choisie conventionnellement égale à 10 parsecs.
On obtient alors des éclats "absolus".
 
    Si l'on porte ensuite en graphique, pour chaque étoile, et son éclat absolu et son indice de couleur, on voit apparaître une certaine organisation dans l'apparent chaos des objets stellaires.  
    Le graphique obtenu s'appelle diagramme de Hertzsprung-Russell ou encore, en abrégé, diagramme H-R.  
    L'examen de ce diagramme fait apparaître l'existence d'une importante relation entre la luminosité et la couleur des étoiles.
Les étoiles situées dans le coin inférieur droit apparaissent plusieurs milliers de fois moins brillantes que le Soleil et aussi beaucoup moins chaudes et rouges.
Dans le coin supérieur gauche, elles sont une centaine de fois plus lumineuses que le Soleil et plus bleues (chaudes).
On découvre aussi l'existence de quelques étoiles bleues et encore plus lumineuses et chaudes.
 
    La plupart des étoiles avoisinants le Soleil se situent sur la bande diagonale : la séquence principale.
Les étoiles sur le H-R sont 100 fois plus lumineuses que le Soleil mais présentent la même température photosphérique.
Elles sont situées en bordure de la séquence principale et sont appelées les géantes jaunes.
Celles qui apparaissent dans le haut du graphique, plus vers la droite, sont des géantes rouges.
 
    Dans la partie inférieure gauche se situent un autre groupe d'étoiles blanches et bleues (chaudes).
Elles sont des milliers de fois moins lumineuses que les étoiles de la même couleur de la séquence principale.
On les appelle "naines blanches".
 
    Le diagramme de Hertzsprung-Russell des étoiles proches se présent comme suit : chaque étoile est représentée par un point correspondant horizontalement à son éclat intrinsèque et verticalement à sa couleur.
La séquence principale constitue la preuve d'une liaison entre la luminosité et la couleur d'une étoile.
Pour l'échelle de luminosité, l'éclat du Soleil a été pris comme unité.
 
    La séquence principale contient environ 85% de la population stellaire qui nous entoure.
Les naines blanches représentent de 5 à 10%, alors que les étoiles géantes ne représentent qu'une très faible fraction du monde stellaire moins nombreuse encore seraient les étoiles super-géantes (situées plus haut dans le diagramme H-R).
Il existe encore une catégorie d'étoiles dont la quantité est évaluée à 0,1% environ; celles-ci présentent des difficultés de classement car leurs caractéristiques d'éclat et de température varient sans cesse.
Ce sont les "étoiles variables".
 
Le diagramme H-R
date d'un demi-siècle
  Dès sa découverte, les astronomes se sont efforcés d'expliquer la concentration d'étoiles le long de la séquence principale.
Quelle différence physique peut-il exister entre un étoile rouge de faible éclat et une étoile bleue très lumineuse ?
La réponse est venue d'une catégorie d'étoiles fort particulière dont l'importance croît au fil de nos jours.
Il s'agit des étoiles doubles.
 
    Certaines étoiles apparaissent au télescope comme des couples stellaires, voire comme des étoiles triples, quadruples, multiples ou plus simplement et plus fréquemment comme doubles.
Elles sont, prétend-on plus nombreuses que les étoiles simple.
Rien ne semble les distinguer des étoiles simples de même couleur et de même éclat.
La seule particularité du couple est que les deux étoiles composantes sont soumises aux lois d'attraction universelle réciproque, par suite de leur voisinage.
Chacune d'elle tourne autour de l'autre.
 
    Ces mouvements sont lents, les périodes de révolution s'étendent, dans le cas des couples visuels, de quelques années à plusieurs milliers d'années.
Certains couples ont été étudié depuis un ou deux siècles et leurs mouvements orbitaux ont pu être étudiés et calculés.
Le calcul des orbites d'étoiles double constitue dans la voie directe - la seule - conduisant à la connaissance des masses stellaires.
 
    On constate que les masses calculées varient systématiquement le long de la séquence principale.
Dans le diagramme H-R, les masses des étoiles proches du Soleil lui sont très voisines pour leur éclat qui, lui, est égal.
 
    Celles de la région inférieure droite descendent jusqu'au quart environ de la masse solaire.
Celles de région supérieure gauche sont 40 fois plus lumineuses que le Soleil et ont une masse trois fois plus élevée.
Certaines bleues peuvent présenter des masses 30 à 40 fois supérieures au Soleil.
 
    Plus une étoile est massive, plus elle brille, c'est-à-dire qu'elle consomme de l'énergie.
Cela fait l'objet d'une loi fondamentale de l'astrophysique : la relation masse-luminosité.
 
    Cette relation n'est pas linéaire, c'est-à-dire qu'une étoile de masse double ne possède pas une luminosité double mais dix fois plus forte.
Les étoiles massives consomment leur énergie à une cadence plus grande que celles moins massives.
Elles "vivent" donc plus longtemps.
 
    Un exemple : le Soleil consomme 564 millions de tonnes d'hydrogène à la seconde.
Il peut tenir ce débit pendant 50 milliards d'années (grâce à s amasse) sans faiblir.
Les étoiles dix mille fois plus lumineuses que lui consomment leur énergie dix mille fois plus vite.
Leur masse évoluent mille fois plus vite.
Ce qui leur accorde finalement une durée de vie de 50 millions d'années, à l'échelle des temps astronomiques, la durée d'un éclair !
 
Les étoiles des amas,
preuves du
vieillissement stellaire
  Il est impossible d'assister au vieillissement des étoiles, mais il est possible de déduire leur vieillissement et leur évolution, en établissant la suite des étapes par lesquelles elles doivent passer.
Il faut donc rechercher les étoiles jeunes, vieilles et d'âge intermédiaire.
Nos informations ont été fournies par l'étude d'amas stellaires comme l'amas Praesepe, appelé la Ruche.
 
    Deux raisons poussent à l'étude des amas.
La première : les étoiles qui composent les amas sont toutes situées à des distances identiques par rapport à nous.
Cela est important, les différences d'éclat observées sont les différences réelles qui ne dépendent nullement de détermination de parallaxe toujours entachées d'erreurs.
Les différences d'éclat sont directement liées, grâce à la loi masse-luminosité, à des différences de masses.
Deuxièmement, les étoiles d'un amas sont presque certainement nées simultanément.
Elles doivent donc avoir à peu près le même âge.
 
    Chaque amas constitue un groupe d'étoiles du même âge, ayant une origine commune, mais des masses différentes.  
    Dans le diagramme H-R de l'amas de Praesepe, on remarque de nombreuses étoiles rouges et comme on s'y attend, l'absence d'étoiles bleues.
On ne peut reconnaître que les étoiles blanches qui sont deux fois plus massives que le Soleil.
D'autre part, juste au niveau de la luminosité, où s'arrête la séquence principale, on trouve quatre géantes rouges.
Qu'est-il advenu des étoiles bleues de la séquence principale ?
 
    Dans le diagramme H-R d'un autre amas : Messier 16, la situation est bien différente.
Les étoiles sont toutes plus bleues que dans Praesepe, et plus lumineuses.
Messier 16 ne contient que des étoiles massives et la séquence qu'elles forment dans le diagramme H-R semble compléter celui de Praesepe.
La grande luminosité des étoiles montre qu'elles se trouvent dans un stade d'évolution rapide.
On évalue leur durée de "vie" à quelques dizaines de millions d'années.
Elles seraient donc encore très "jeunes" mais d'ici 20 ou 30 millions d'années, elles auront consommé la plus grande partie de leur hydrogène.
 
Naissance et mort
d'une étoile
  Les amas jeunes sont étroitement associés à des formations nébulaires, c'est-à-dire à des nuages de gaz et de poussières cosmiques.
On pense que les étoiles chaudes et brillantes, jeunes se sont formées plus ou moins récemment par la condensation de ces nuages interstellaires.
Dans les amas comme celui de Praesepe où ces étoiles jeunes n'existent pas et où l'on ne détecte pas le moindre nuage de gaz, ni de particule cosmiques, on doit conclure à leur disparition totale due à l'évolution subie par l'amas et ses constituants.
 
    On peut calculer le temps nécessaire à une étoile pour transformer son hydrogène en hélium.
En partant des résultats sur diagramme H-R, on obtient l'âge des étoiles, donc de l'amas.
 
    A l'évolution des étoiles correspond un changement sensible dans l'importance relative - c'est-à-dire dans l'abondance - des éléments chimiques dont elles se composent.
L'abondance d'hydrogène est donc directement liée à l'âge des étoiles.
D'autres éléments issus de réactions moins fondamentales peuvent jouer un rôle capital.
Pour une bonne connaissance de l'évolution stellaire, il faut tenir compte de l'observation des abondances chimiques surtout dans les amas d'âge divers.
 
    suite…  
       
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