FORMULES de PHYSIQUE
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ÉTOILES
-étoiles
Les étoiles sont si nombreuses (1023) qu’il est impossible de les compter et encore moins de les nommer toutes.
On se limite à deux sortes de classement :
UNE CLASSIFICATION LIMITÉE À 120.000 ÉTOILES PROCHES
Référencées sous le sigle initial H.I.P (abréviation de Hipparcos, un satellite) elles sont cataloguées en référence à leurs coordonnées, prises dans un système international de référencement (dit I.C.R.S)
UNE DENOMINATION PLUS GÉNÉRALE
à travers un groupe de symboles rappellant les 4 paramètres ci-après :
-la constellation d'appartenance (1° symbole)
Le premier symbole de désignation d'une étoile est la constellation à laquelle elle appartient (parmi les 88 constellations ancestralement dénommées (Orion, Andromède, Cygne, Scorpion......) Ce premier symbole apparaït sous la forme d’un doublé = une lettre grecque (ou latine ou un nombre), suivi d’une abréviation du nom de la constellation .
Exemple : ω Dra est l'étoile de position ω dans la constellation du Dragon
-la classe spectrale (2° symbole): la caractéristique spectrale d'une étoile (dite classe spectrale de Harvard) se trouve sensiblement être proportionnelle à sa température de surface et définit également ses caractéristiques chimiques
Cette caractéristique nous est accessible à travers le spectre lumineux de l'astre (ensemble composé de bandes-émissions et lignes-absorptions)
La classe spectrale est un repère tenant compte de l'allure du spectre, lui-même fonction assez précise de la température de surface de l’astre
Ce repère de "classe" est symbolisé par l’une des 8 lettres W O B A F G K M, qui, dans cet ordre, vont des plus grandes températures de surface (37.000°) aux plus froides en surface (2.500°) et à chacune d’elles est affecté en outre un coefficient modérateur chiffré, allant de 0 à 9 (exemples: Soleil = G2, Arcturus = K1, Véga = A0)
Les lettres de tempérance spectrale ci-dessus, expriment l'opacité perceptible de certains spectres, causée par les constituants stellaires (hydrogène et métaux) riches en électrons et qui absorbent en partie les photons du spectre
-la magnitude astrale (3° symbole)apparaissant dans la dénomination d'une étoile est une échelle permettant de classer les astres en fonction de leur éclatlumineux (qui se trouve être environ proportionnel à leur masse)
-la famille de l'étoile (4° symbole)
en plus du classement lié à la magnitude (ci-dessus)on fait figurer une information complémentaire dite "famille", qui représente un panaché de 2 autres qualités de l'étoile >>> son rythme énergétique et sa masse
Rôle et définition des rythmes énergétiques :
-type A (rythme normal) = tendance à compression, créée par la gravitation (accrétion de matière) avec échauffement (106 K) et en opposition à ce phénomène: une réaction de fusion de l’hydrogène au centre (cœur) qui se transforme en hélium (cycle de catalyse par le carbone ou cycle de Bethe)
-type B (rythme de Chandrasekhar) = peu d’hydrogène, très forte pression, pas de rayonnement, extinction en prévision
-type C (rythme post-hydrogène avec fusion créant du carbone)= le cœur se contracte, la température augmente (108 K), avec réactions de fusion plus lentes
-type D (rythme de densification)= la gravitation -moins combattue- augmente, d’où cœur plus dense, avec composants internes plus lourds (fer) et pression élevée
-type E (rythme de puits gravitationnel)= les atomes explosent, se transforment en plasma de particules élémentaires, qui s’écroule vers le centre.
Une étoile standard (volume de 1030 m3, qui contient 1040 atomes ou ions) va alors devenir un bouillon de plasma où les ions sont empilés les uns près des autres et qui se réduisent alors à un volume de (1010) m3, soit un diamètre de l'ordre du kilomètre
En adjoignant aux rythmes ci-dessus la notion de masse, on détermine un classement de 14 familles d'étoiles ci-après:
On dénomme ci-dessous mé la masse de l’étoile et mc la masse de son cœur :
Si l’étoile a une mé < 1,6.1028 kg et est en rythme A c’est une naine brune
Si l’étoile a une mé < 1,6.1028 kg et est en rythme B c’est une naine noire
Si l’étoile a 1,6.1028 < mé < 1031 kg et est en rythme A c’est une naine standard-ou jaune- (dont le soleil)
-si une naine standard atteint les rythmes B ou C , c’est une naine bleue et si elle atteint un rythme D, c’est une naine rouge
-si en outre il y a des expulsions extérieures, c’est une nova
Si l’étoile a 1031 < mé < 1032 kg et est en rythme A c’est une géante
Si l’étoile a une mé > 1032 kg et est en rythme A c’est une supergéante
Si sa mc est < 2,8.1030 kg et est en rythme B c’est une naine blanche, de masse volumique # 1010 kg/m3
Si l'étoile a une masse comprise entre 2,8.1030 (dite masse de Chandrasekhar) et 6.1030 kg (dite masse de L.O.V) et est en rythme A : c’est une étoile à neutrons La pression peut y atteindre 1034 Pa
Si 2,8.1030 (masse de Chandrasekhar) < mc < 6.1030 kg (masse de L.O.V) avec rythme C c'est une supernova
Si 2,8.030 (masse de Chandrasekhar) < mc < 6.1030 kg (masse de L.O.V) et est en rythme D avec une grande vitesse de rotation, c’est un pulsar
Si sa mc> 3.1030 kg et est en rythme E c’est un quasar , puis ultérieurement un trou noir stellaire
Exemple de quasar : 3C345 de Hercule est à ≈ 1025 m et a une vitesse radiale proche de c
-exemple d'une référence d'étoile
Avec les divers symboles définis ci-dessus, l'appellation d'une étoile quelconque peut être par exemple (ω.Dra. B.1. 6,05. naine) ce qui signifie:
ω est la place de l'étoile dans la constellation du Dra(Dragon), B est sa classe spectrale, atténuée de type 1, sa magnitude est 6,05 et sa famille est naine
-classement général des étoiles
Si -sous forme d’abaque- on superpose la classe spectrale (2° symbole dans l'appellation) et la magnitude (autre caractéristique stellaire), on obtient le diagramme de Hertzsprung-Russel, classificateur des étoiles sous forme d’abaque
REACTIONS CHIMIQUES STELLAIRES
Les réactions usuelles sont -dans les étoiles- du genre fusion nucléaire, aux températures de 107 à 8 degrés K, comme :
21H + 21H >>> 32He + n ou >>> 32He + p (avec excédent d’énergie provenant de la perte de masse entre les éléments initiaux et finaux)
Et également la résonance stellaire où le 8Be et le 4He entrent en résonance pour produire du 12C
Fusion dans les étoiles
Le cycle de l’hydrogène est le phénomène de fusion des noyaux de H² qui, dans des réactions en série, produisent des noyaux d’hélium (dans les étoiles, on le nomme cycle de Bethe)
Les réactions sont du genre 4 1H + électrons >>>> 4He + 2 neutrinos
Divers corps légers (Be, Li, B, C, N) sont formés dans les réactions intermédiaires et jouent le rôle de catalyseurs
REACTIONS MAGNETIQUES STELLAIRES
Les étoiles présentent toutes un champ magnétique (10-2 Tesla pour le soleil, jusqu'à 1011 Teslas pour un magnétar, qui est une étoile à neutrons, émettant d'ailleurs en même temps des rayons X et gamma, à raison de plusieurs centaines d'émissions par heure
CARACTERISTIQUES PHYSIQUES des ETOILES
-la masse volumique (dite souvent à tort "densité")
Elle va de 102 à 1018 kg/m3 (1,4.103 pour le soleil et 1018 pour étoile à quarks)
-la masse
En moyenne, c'est 10 31 kg (c'est un peu plus que celle du soleil)
-taille des étoiles
Les diamètres des étoiles vont approximativement de 107 à 1011 m. (dont # 109 m pour le soleil)
-parallaxe d’une étoile
C’est l’angle de "vue" d’un demi grand-axe de l’orbite terrestre depuis cette étoile .
On atteint la milliseconde d’arc dans les mesures actuelles de parallaxe
-distances des étoiles par rapport à la Terre
Distances moyennes par rapport à la Terre --exprimées en mètre(m) ou en unité astronomique(u.a) ou en année-lumière(a-l)
-soleil = 1,5.1011 m, ou 1 u.a, ou 1,5.10-5 al
-étoile à exoplanète discernable = 1,5.1017 m, ou 106 u.a, ou 1,5.10 a-l
-étoile au centre de la voie lactée = 2.10 20 m., ou # 10 9 u.a, ou 2.104 a-l
-étoile d'une constellation proche = 1,5.1022 m, ou 10 11 u.a, ou 1,5.106 a-l (cas d'Andromède)
-étoile aux limites de l'univers = 1,5.10 26 m, ou 10 15 u.a, ou 1,5.101 0a-l
-vitesse d'uneétoile
--vitesse transverse (perpendiculaire à l'axe de visée)
c'est l'effet Doppler qui permet de l'estimer; on mesure le décalage des raies spectrales
1 nanomètre de décalage vers le bleu équivaut à v (de rapprochement) = 1,8 m/s
1 nanomètre de décalage vers le rouge équivaut à v (d'éloignement) = 1,8 m/s
80 nanomètres équivalent à v = 14 m/s (ou 50 km/h)
--vitesse radiale (dans l'axe de visée)
on mesure v = vitesse angulaire x rayon de courbure
NAISSANCE, VIE et DISPARITION d'une ÉTOILE
-naissance
Les nuages de poussières et de gaz de l'espace sont l'objet de turbulences qui, dès lors qu'elles atteignent une certaine vitesse (200 m/s environ) causent une onde de choc génératrice de concentration de matière, sous forme de filaments de 3.1015 m. de largeur et augmentent la température à 107 K
Sous l'effet de la gravitation, il y a alors un échauffement, lui-même générateur d'une fusion de l'hydrogène, créant de l'hélium, pour apparition d'une étoile
Par la suite, des corps simples de plus en plus lourds sont créés, jusqu'au fer qui est le stade d'une stabilisation (car sa fusion consonne de l'énergie au lieu d'en apporter)
Dans les étoiles, il n'y a que 2% d'éléments lourds (contre 70% de H² et 28% de He)
Beaucoup plus tard, il y a concentration, échauffement jusqu'à 1011 degrés, puis éclatement de l'étoile, ce qui entraîne l'explosion et l'apparition de corps lourds (qui constitueront alors d'autres types d'astres)
-durée de vie d'une étoile en moyenne, 109 à 12 années
-dégénérescence stellaire
Dans certaines étoiles, la dégénérescence est la dégradation de l’état gazeux usuel vers une forme nouvelle, s'éloignant fort de la texture d'un gaz parfait.
La température de dégénérescence est :
T = (h².h*v2/3) / 2∏.m.k
où T(K)= dégénérescence
h(J-s)= constante de Planck (6,62606876.10-34 J-s)
h*v(particules/m3)= concentration moyenne particulaire volumique
m(kg)= masse des particules
k(J/K)= constante de Boltzmann (1,3806703. 10-23 J / K)
La pression de dégénérescence (p) est :
p = k.S.T.(h*v)5/3 mêmes notations et S(m²) a les dimensions d’une surface
TEMPÉRATURE et COULEUR des ÉTOILES
Leur température de surface va de 2.500 à 100.000° K (photosphère du soleil = 5700° K)
Leur température interne va de 106 à 8 K (par exemple soleil 5.106 en zone radiative et 2.107 en zone du noyau)
Leur couleur est fonction de la température de surface (comme tous les corps connus), donc :
-Aux environs de 1000° (et même beaucoup moins) : naines brunes
-Aux environs de 3000° : rouge (Antarès, Bételgeuse...)
-Aux environs de 4700° : jaune (Soleil 5800°)
-Aux environs de 6200° : vert (Sirius...)
-A partir de 9000°: bleu (Véga, Rigel...)
-A très haute température: naines blanches
GROUPES d'ETOILES (AMAS, GALAXIES, NEBULEUSES)
Voir chapître spécial