Astronomie

Chemin temporel à travers le diagramme de Hertzsprung-Russell ?

Chemin temporel à travers le diagramme de Hertzsprung-Russell ?


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Existe-t-il un graphique des chemins temporels typiques que les étoiles empruntent à travers le diagramme de Hertzsprung-Russell ?


Ceci est généralement un peu difficile à montrer car (1) certaines phases (par exemple la séquence principale) ont une durée de vie beaucoup, beaucoup plus longue que d'autres phases et (2) un certain nombre de phases sont très rapprochées les unes des autres dans l'espace HR.

Quoi qu'il en soit : n'importe quel manuel élémentaire sur la structure stellaire vous guidera à travers le chemin d'une étoile à travers le diagramme HR, généralement accompagné d'images. Le livre de Prialnik sur ce sujet, ou celui d'Ostlie & Carroll, sont tous les deux excellents.

Voici une version très grossière du cheminement temporel à travers le diagramme RH que j'ai fait il y a quelque temps. Les chiffres indiquent les différentes phases (2 est MS), le codage couleur indique les âges.


Il y a un certain nombre d'illustrations à ce sujet sur la page Stellar evolution de wikipedia.

En gros, une étoile commence comme une grosse mais froide boule de gaz se contractant, à droite de la séquence principale jusqu'à ce que la fusion commence dans son noyau.

Une fois la fusion commencée, elle a atteint la séquence principale. Il monte progressivement au fur et à mesure qu'il s'éclaircit lentement au cours de sa vie, puis se déplace vers la droite et vers le haut au fur et à mesure qu'il se développe en une géante rouge. Il y a alors des mouvements importants au fur et à mesure que des éléments plus lourds commencent à fusionner. Les étoiles semblables au soleil subissent un changement important lorsque l'hélium fusionne en quelques jours (ou moins selon certains modèles), appelé flash d'hélium. Au fur et à mesure que cela se produit, l'étoile se déplace de manière significative vers le bas et la gauche, vers la séquence principale, avant de se développer à nouveau en une géante rouge encore plus grande. L'expulsion de ses couches externes dans une nébuleuse planétaire, et se déplaçant rapidement vers la gauche et vers le bas.

Les étoiles plus grandes subissent d'autres fluctuations, passant des supergéantes rouges aux variables bleues lumineuses et aux étoiles Wolf-Rayet, et se terminent par une supernova.

Il y a plusieurs illustrations de cela sur la page wikipedia, mais notant les différences parfois significatives entre les diagrammes suggère qu'il s'agit d'un sujet dont les détails ne sont pas certains, en partie à cause de la difficulté à obtenir des preuves d'observation des changements dans les étoiles, ce qui se produisent sur des échelles de temps très longues.


Diagramme de Hertzsprung-Russell

Le diagramme de Hertzsprung-Russell (H–R) est un graphique de la luminosité en fonction de la température de surface pour un ensemble d'étoiles. Bien que les données puissent être tracées sous diverses formes, l'exemple de diagramme H-R présenté ici ( Fig. 1 ) donne des données converties des quantités observées en L et Teff. La plupart des étoiles se situent le long de la séquence principale, qui représente le lieu des étoiles pendant la phase de combustion de l'hydrogène dans leur noyau, avec une augmentation Teff correspondant à une masse croissante. Les étoiles bien en dessous de la séquence principale sont dans la phase naine blanche, ayant épuisé leur combustible nucléaire. Les étoiles dans la partie supérieure droite du diagramme sont des géantes rouges (par exemple, Aldebaran) ce sont des étoiles qui ont épuisé leur hydrogène central et brûlent maintenant de l'hydrogène dans une région de coquille autour du noyau épuisé. Certains d'entre eux brûlent également de l'hélium dans un noyau ou dans une coquille. Le nombre d'étoiles dans une région donnée du diagramme H-R est à peu près proportionnel au temps d'évolution passé dans cette région. Ainsi, la séquence principale ou la phase de combustion d'hydrogène du cœur est celle dans laquelle les étoiles passent la majeure partie de leur vie.

FIGURE 1 . Diagramme H–R pour les 100 étoiles les plus brillantes (cercles vides) et les 90 étoiles les plus proches (cercles pleins). [Réimprimé avec la permission de Jastrow, R., et Thompson, M. H. (1984). « Astronomy : Fundamentals and Frontiers », 4e éd., Wiley, New York. © 1984, Robert Jastrow.]


Où est exactement le Hertzsprung Gap ?

@swampwiz à quelles lacunes spécifiques faites-vous référence ?

Je suis un peu hors de ma portée ici, mais je pense que la raison pour laquelle ce n'est pas évident dans les diagrammes typiques est qu'ils n'offrent pas de temps dimension qui montre évolution d'étoiles.

Les étoiles de la séquence principale traversent cet espace pour devenir des géantes rouges - mais parce qu'elles sont instables, elles le font en peu de temps.

Donc, si nous regardons dans les cieux, nous n'en voyons pas beaucoup en raison de cette courte durée. c'est-à-dire qu'il y a un écart.

Le diagramme ci-dessus montre un peu plus clairement comment les étoiles âge, et passer à travers le HG.

Voir la mise en garde dans la ligne de signature* et veuillez me corriger si je me trompe.

[ ÉDITER ]
"Les étoiles existent dans la région de l'espace Hertzsprung, mais parce qu'elles se déplacent dans cette section du diagramme Hertzsprung-Russell très rapidement par rapport à la durée de vie de l'étoile (milliers d'années, comparé à des dizaines de milliards d'années pour la durée de vie de l'étoile), cette partie du diagramme est moins densément peuplée."
https://en.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung_gap

@swampwiz à quelles lacunes spécifiques faites-vous référence ?

Voici un schéma avec le HG marqué.
Voir la pièce jointe 255827

Je suis un peu hors de ma portée ici, mais je pense que la raison pour laquelle ce n'est pas évident dans les diagrammes typiques est qu'ils n'offrent pas de temps dimension qui montre évolution d'étoiles.

Les étoiles de la séquence principale traversent cet espace pour devenir des géantes rouges - mais parce qu'elles sont instables, elles le font en peu de temps.

Donc, si nous regardons dans les cieux, nous n'en voyons pas beaucoup en raison de cette courte durée. c'est-à-dire qu'il y a un écart.

Le diagramme ci-dessus montre un peu plus clairement comment les étoiles âge, et passer à travers le HG.


Pistes évolutives

Utilisons maintenant ces idées pour suivre l'évolution des protoétoiles qui sont en passe de devenir des étoiles de la séquence principale. Les traces évolutives d'étoiles nouvellement formées avec une gamme de masses stellaires sont illustrées à la figure 1. Ces jeunes objets stellaires ne produisent pas encore d'énergie par des réactions nucléaires, mais ils tirent de l'énergie de la contraction gravitationnelle par le type de processus proposé pour le Soleil par Helmhotz et Kelvin en ce siècle dernier (voir le chapitre sur Le Soleil : une centrale nucléaire).

Figure 1 : Pistes évolutives pour contracter des protostars. Des traces sont tracées sur le diagramme H-R pour montrer comment les étoiles de différentes masses changent au cours des premières parties de leur vie. Le nombre à côté de chaque point sombre sur une piste est le nombre approximatif d'années qu'il faut à un embryon d'étoile pour atteindre ce stade (les nombres sont le résultat de modèles informatiques et ne sont donc pas bien connus). Notez que la température de surface (K) sur l'axe horizontal augmente vers la gauche. Vous pouvez voir que plus une étoile a de masse, moins il lui faut de temps pour franchir chaque étape. Les étoiles au-dessus de la ligne pointillée sont généralement encore entourées de matière tombante et sont cachées par celle-ci.

Initialement, une protoétoile reste assez froide avec un très grand rayon et une très faible densité. Il est transparent au rayonnement infrarouge et la chaleur générée par la contraction gravitationnelle peut être rayonnée librement dans l'espace. Parce que la chaleur s'accumule lentement à l'intérieur de la protoétoile, la pression du gaz reste faible et les couches externes tombent presque sans entrave vers le centre. Ainsi, la protoétoile subit un effondrement très rapide, une étape qui correspond aux lignes à peu près verticales à droite de la figure 1. Au fur et à mesure que l'étoile rétrécit, sa surface diminue, et donc sa luminosité totale diminue. La contraction rapide ne s'arrête que lorsque la protoétoile devient suffisamment dense et opaque pour piéger la chaleur libérée par la contraction gravitationnelle.

Lorsque l'étoile commence à retenir sa chaleur, la contraction devient beaucoup plus lente et les changements à l'intérieur de l'étoile en contraction maintiennent la luminosité d'étoiles comme notre Soleil à peu près constante. Les températures de surface commencent à augmenter et l'étoile se déplace vers la gauche dans le diagramme H-R. Les étoiles ne deviennent visibles pour la première fois qu'après que le vent stellaire décrit plus haut ait éliminé la poussière et les gaz environnants. Cela peut se produire pendant la phase de contraction rapide pour les étoiles de faible masse, mais les étoiles de masse élevée restent enveloppées de poussière jusqu'à ce qu'elles terminent leur première phase de contraction gravitationnelle (voir la ligne pointillée sur la figure 1).

Pour vous aider à garder une trace des différentes étapes que les étoiles traversent dans leur vie, il peut être utile de comparer le développement d'une étoile à celui d'un être humain. (Il est clair que vous ne trouverez pas de correspondance exacte, mais réfléchir aux étapes en termes humains peut vous aider à vous souvenir de certaines des idées que nous essayons de souligner.) Les protostars pourraient être comparées à des embryons humains - encore incapables de se maintenir mais dessinant ressources de leur environnement au fur et à mesure de leur croissance. Tout comme la naissance d'un enfant est le moment où il est appelé à produire sa propre énergie (en mangeant et en respirant), les astronomes disent qu'une étoile naît lorsqu'elle est capable de se maintenir grâce à des réactions nucléaires (en produisant sa propre énergie .)

Lorsque la température centrale de l'étoile devient suffisamment élevée (environ 10 millions de K) pour fusionner l'hydrogène en hélium, on dit que l'étoile a atteint la séquence principale (un concept introduit dans The Stars : A Celestial Census). C'est maintenant une étoile à part entière, plus ou moins en équilibre, et son taux de changement ralentit considérablement. Seul l'épuisement progressif de l'hydrogène au fur et à mesure de sa transformation en hélium dans le noyau modifie lentement les propriétés de l'étoile.

La masse d'une étoile détermine exactement où elle tombe sur la séquence principale. Comme le montre la figure 1, les étoiles massives de la séquence principale ont des températures et des luminosités élevées. Les étoiles de faible masse ont de basses températures et de faibles luminosités.

Les objets de masse extrêmement faible n'atteignent jamais des températures centrales suffisamment élevées pour déclencher des réactions nucléaires. L'extrémité inférieure de la séquence principale s'arrête là où les étoiles ont une masse à peine suffisante pour entretenir des réactions nucléaires à un rythme suffisant pour arrêter la contraction gravitationnelle. Cette masse critique est calculée à environ 0,075 fois la masse du Soleil. Comme nous l'avons vu dans le chapitre sur l'analyse de la lumière des étoiles, les objets en dessous de cette masse critique sont appelés naines brunes ou planètes. A l'autre extrême, l'extrémité supérieure de la séquence principale se termine au point où l'énergie rayonnée par l'étoile massive nouvellement formée devient si grande qu'elle arrête l'accrétion de matière supplémentaire. La limite supérieure de la masse stellaire se situe entre 100 et 200 masses solaires.


Université de Californie, San Diego Physique 7 - Introduction à l'Astronomie

Le processus réel de formation d'étoiles reste enveloppé de mystère parce que les étoiles se forment dans des nuages ​​moléculaires denses et froids dont la poussière obscurcit les étoiles nouvellement formées de notre vue. Pour des raisons qui ne sont pas entièrement comprises, mais qui peuvent avoir à voir avec des collisions de nuages ​​​​moléculaires, ou des ondes de choc traversant des nuages ​​​​moléculaires lorsque les nuages ​​traversent une structure en spirale dans les galaxies, ou des instabilités magnétiques-gravitationnelles (ou peut-être tout ce qui précède) le noyau dense d'un nuage moléculaire commence à se condenser sous son auto-gravité, se fragmentant en nuages ​​de masse stellaire qui continuent à se condenser formant protostars. Au fur et à mesure que le nuage se condense, de l'énergie potentielle gravitationnelle est libérée - la moitié de cette énergie gravitationnelle libérée va dans le chauffage du nuage, la moitié est rayonnée sous forme de rayonnement thermique. Parce que la gravité est plus forte près du centre du nuage (rappelez-vous Fg

1/distance 2) le centre se condense plus rapidement, plus d'énergie est libérée au centre du nuage, et le centre devient plus chaud que les régions extérieures. Pour suivre le cycle de vie stellaire, nous suivons son chemin sur le diagramme de Hertzsprung-Russell.


La physique de Mr Toogood

L'astrophysique est l'étude des étoiles et des galaxies. Vous pourrez appliquer tout ce que vous avez appris tout au long de votre niveau A pour comprendre les télescopes, les processus qui régissent les étoiles et leurs divers produits finaux, ainsi que la science de la cosmologie ou les origines de l'univers dans son ensemble. Ce sujet fascinant est, à bien des égards, à la pointe de la physique moderne. Les scientifiques en activité font toujours de nouvelles découvertes sur les galaxies, les exoplanètes et les théories qui expliquent l'univers primitif sont régulièrement révisées.

Bien qu'il s'agisse d'un long sujet, en dehors des travaux sur les télescopes, il y a relativement peu de travaux pratiques. Cependant, c'est l'une des rares branches de la science où les données sont publiées au public. Nous utiliserons donc beaucoup ces ensembles de données, pour aider à tracer des graphiques et pour faire les mêmes sortes de calculs que les physiciens en exercice feraient.

Choisissez l'un des sujets ci-dessous :

Que souhaitez-vous savoir

Ci-dessous, vous pouvez lire exactement ce que AQA veut que vous sachiez pour ce module. Vous pouvez également trouver la section pertinente du cahier des charges sur chaque page de ce site. Vous devez être conscient à la fois de ce que vous devez savoir et (tout aussi important) de ce que vous N'AVEZ PAS besoin de savoir. Il est également important de se rappeler que vous devez être capable d'appliquer ces déclarations à un large éventail de contextes différents, vous devez donc vous entraîner en essayant de nombreuses questions différentes et en lisant autour du sujet.

3.9.1.1 Télescope astronomique constitué de deux lentilles convergentes

Diagramme de rayons pour montrer la formation de l'image en réglage normal.

Grossissement angulaire en réglage normal.

Distances focales des lentilles.

3.9.1.2 Télescopes à réflexion

Disposition Cassegrain utilisant un miroir primaire concave parabolique et un miroir secondaire convexe.

Diagramme de rayons pour montrer le chemin des rayons à travers le télescope jusqu'à l'oculaire.

Mérites relatifs des réflecteurs et réfracteurs incluant un traitement qualitatif des aberrations sphériques et chromatiques.

3.9.1.3 Radiotélescopes à antenne unique, télescopes I-R, U-V et à rayons X

Similitudes et différences des radiotélescopes par rapport aux télescopes optiques. La discussion devrait inclure la structure, le positionnement et l'utilisation, ainsi que des comparaisons des pouvoirs de résolution et de collecte.

3.9.1.4 Avantages des télescopes de grand diamètre

Résolution angulaire minimale du télescope.

La puissance de captation est proportionnelle à diamètre 2 .

Les élèves devraient se familiariser avec le rad comme unité d'angle.

Comparaison de l'œil et du CCD en tant que détecteurs en termes d'efficacité quantique, de résolution et de commodité d'utilisation.

Aucune connaissance de la structure du CCD n'est requise.

3.9.2.1 Classification par luminosité

ampleur apparente, m.

Les étoiles les moins visibles ont une magnitude de 6.

Relation entre la luminosité et la magnitude apparente. La différence de 1 sur l'échelle de grandeur est égale à un rapport d'intensité de 2,51.

La luminosité est une échelle de mesure subjective.

3.9.2.2 Grandeur absolue, $M$

Définition de M, rapport à m:

3.9.2.3 Classification par température, rayonnement du corps noir

La loi de Stefan et la loi de déplacement de Wien.

Forme générale des courbes du corps noir, utilisation de la loi de déplacement de Wien pour estimer la température du corps noir des sources.

La vérification expérimentale n'est pas requise.

Supposition qu'une étoile est un corps noir.

Loi du carré inverse, hypothèses dans son application.

Utilisation de la loi de Stefan pour comparer la puissance de sortie, la température et la taille des étoiles $P=&sigmaAT^<4>$

3.9.2.4 Principes d'utilisation des classes spectrales stellaires

Description des classes principales (voir tableau principal)

Température liée aux spectres d'absorption limités aux raies d'absorption de l'hydrogène Balmer : exigence d'atomes dans un état $n = 2$.

3.9.2.5 Le diagramme de Hertzsprung-Russell (HR)

Forme générale : séquence principale, nains et géants.

Les échelles des axes vont de –10 à +15 (magnitude absolue) et $quantity<50 000>$ à $quantité<2 500>$ (température) ou OBAFGKM (classe spectrale).

Les élèves doivent se familiariser avec la position du Soleil sur le diagramme HR.

Evolution stellaire : trajectoire d'une étoile similaire à notre Soleil sur le diagramme HR de la formation à la naine blanche.

3.9.2.6 Supernovae, étoiles à neutrons et trous noirs

Propriétés déterminantes : augmentation rapide de la magnitude absolue de la composition des supernovae et de la densité des étoiles à neutrons, vitesse d'échappement gt c$ pour les trous noirs.

Sursauts gamma dus à l'effondrement d'étoiles supergéantes pour former des étoiles à neutrons ou des trous noirs.

Comparaison de la production d'énergie avec la production totale d'énergie du Soleil.

Utilisation de supernovae de type 1a comme bougies standard pour déterminer les distances. Controverse concernant l'accélération de l'Univers et l'énergie noire.

Les élèves doivent se familiariser avec la courbe de lumière des supernovae typiques de type 1a.

Trous noirs supermassifs au centre des galaxies.

Calcul du rayon de l'horizon des événements pour un trou noir, rayon de Schwarzschild (Rs),

$frac=frac$ et $z=frac=-frac$ pour $vltlt c$ appliqué aux fréquences optiques et radio.

Calculs sur les étoiles binaires vues dans le plan de l'orbite.

3.9.3.2 La loi de Hubble et le big bang

Interprétation simple comme expansion de l'univers estimation de l'âge de l'univers, en supposant H est constant.

Traitement qualitatif de la théorie du Big Bang, y compris des preuves du rayonnement de fond cosmologique à micro-ondes et de l'abondance relative d'hydrogène et d'hélium.

Les quasars comme objets mesurables les plus éloignés.

Découverte des quasars comme sources radio lumineuses.

Les quasars montrent une estimation de grands décalages optiques vers le rouge impliquant la distance et la puissance de sortie.

Formation de quasars à partir de trous noirs supermassifs actifs.

3.9.3.4 Détection des exoplanètes

Difficultés de détection directe des exoplanètes.

Les techniques de détection seront limitées à la variation du décalage Doppler (méthode de la vitesse radiale) et à la méthode du transit.


Chemin temporel à travers le diagramme de Hertzsprung-Russell ? - Astronomie

Je comprends comment interpréter un diagramme HR, dans le sens où je sais que le coin en haut à droite est occupé par des étoiles froides, mais elles sont très lumineuses donc elles doivent être grosses et le coin en bas à gauche sont des étoiles chaudes, pas lumineuses, donc ils sont de petite taille. Cependant, j'ai essayé de lire un manuel et de regarder en ligne, mais je n'ai pas encore compris comment, à partir de ces informations, nous pouvons mesurer la distance aux étoiles de distance indéfinie.

Il existe deux techniques principales que je connais pour utiliser les diagrammes HR pour mesurer la distance. La première consiste, en gros, à tracer un groupe d'étoiles qui se sont probablement toutes formées en même temps (c'est-à-dire un amas) avec une luminosité apparente par rapport à la couleur. Parce que les étoiles sont toutes dans le même amas, elles sont à peu près à la même distance. Vous pouvez donc trouver la distance de l'amas en trouvant de combien vous devez déplacer le diagramme vers le haut ou vers le bas pour l'aligner avec un diagramme HR similaire d'un amas à une distance connue ou un diagramme HR d'étoiles avec des distances de parallaxe .

La deuxième voie est appelée "pointe de la branche de la géante rouge", généralement utilisée avec les galaxies où la séquence principale ne sera pas aussi bien définie que pour les amas uniques. Au fur et à mesure qu'une étoile vieillit, elle se déplace à travers le diagramme HR sur des chemins à des vitesses différentes. La majeure partie de la durée de vie de l'étoile se passe sur la ligne où elle brûle de l'hydrogène dans son noyau, connue sous le nom de "séquence principale". Au fur et à mesure que la couche de fusion se dilate en raison de la croissance du noyau inerte au centre, l'étoile se déplace vers le haut et vers la droite (plus lumineuse et plus rouge) sur le diagramme. Pour les étoiles dont la masse est inférieure à environ 1,6 fois celle du soleil, la pression et la température finissent par devenir suffisamment élevées pour que l'hélium commence à fusionner, dans un processus appelé flash d'hélium, provoquant l'expansion et le refroidissement du noyau, ce qui fait que les couches externes de l'étoile se contractent. Cela déplace l'étoile vers le bas et vers la gauche dans le diagramme HR, laissant une sorte de "pointe" dans le chemin à travers le diagramme HR. L'emplacement de cette cuspide est appelé « pointe de la branche de la géante rouge ». Parce que nous connaissons la luminosité et la couleur de cette pointe, lorsque nous la trouvons sur un diagramme HR des étoiles d'une galaxie, nous pouvons calculer beaucoup d'informations sur la galaxie (décalage vers le rouge, distance, etc.).


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Dans la première partie, nous avons vu quelques concepts historiques de base sur la formation des étoiles (c'est-à-dire la masse de Jeans). Nous sommes ensuite passés par les premières étapes de la formation des étoiles. Cela signifie que nous avons vu quelles sont les pépinières stellaires de l'univers, mieux connues sous le nom de nuages ​​interstellaires. Nous avons clôturé la section, avec l'effondrement initial d'un nuage interstellaire, qui conduit finalement à la formation d'étoiles. Étant donné que nous avons encore un long chemin à parcourir avant la formation réelle des étoiles, voyons ce qui se passera ensuite.

Avant de poursuivre le processus de formation d'étoiles, il serait utile d'introduire quelques termes importants pour décrire le processus.

Commençons donc par la définition de la protoétoile. Une protoétoile est une très jeune étoile qui rassemble encore la masse du nuage moléculaire parent. C'est la première phase de l'évolution des étoiles. Cela commence lorsqu'un fragment du nuage s'effondre en raison de la gravité et à l'intérieur de celui-ci, le noyau de la protoétoile se forme. Alors que la chute continue d'accumuler de la masse sur la protoétoile, une étoile pré-séquence principale se forme. Celui-ci continue de se contracter, permettant le démarrage de la fusion de l'hydrogène, devenant ainsi une étoile de la séquence principale. Pour une étoile semblable au Soleil, cette phase dure environ 500 000 ans.

Qu'est-ce que le diagramme de Hertzsprung-Russell ?

Le diagramme de Hertzsprung–Russell (diagramme H-R) est un nuage de points d'étoiles qui affiche la relation entre la magnitude ou la luminosité absolue de l'étoile, par rapport à sa température effective, ou classification stellaire. Le diagramme, contrairement à ce que son nom l'indique, a été créé indépendamment vers 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell.


Quelle est la limite Hayashi ?

La limite de Hayashi est une contrainte sur le rayon maximum d'une étoile compte tenu de sa masse. Lorsque la force de gravité vers l'intérieur est équilibrée avec la pression vers l'extérieur du noyau, alors l'étoile ne peut pas dépasser le rayon défini par la limite Hayashi. Son nom vient de Chushiro Hayashi, un astrophysicien japonais.

La piste Henyey est un chemin évolutif d'étoiles pré-séquence principale avec des masses > 0,5 M☉ dans le diagramme H-R, après la fin de la piste Hayashi. Ceci décrit le chemin évolutif d'étoiles pré-séquence principale plus massives, où une étoile peut rester en équilibre radiatif pendant une certaine période de temps lors de sa contraction à la séquence principale. Ainsi, l'effondrement est très lent et la luminosité de l'étoile reste constante. Son nom vient de l'astronome américain Louis George Henyey.

Formation de la protoétoile

Nous avons vu dans la section précédente le processus d'effondrement du nuage moléculaire, et quels paramètres peuvent le déclencher. Voyons donc ce qui se passe ensuite, en passant en revue les caractéristiques d'une protoétoile et son processus de formation. L'effondrement de la nouvelle structure protostellaire se poursuivra, à condition que l'énergie de liaison gravitationnelle soit éliminée. Cependant, le nuage protostellaire devient opaque, il ne peut donc plus émettre. Cela signifie que l'énergie est évacuée par un autre moyen. Ici, la présence de poussière devient cruciale. À ce stade, la poussière contenue dans le nuage est chauffée à une température de 60 à 100 K. (-213 ° 176 ° ° ° 8212173.15° ° ° ). Ainsi, l'excès d'énergie peut être émis sous forme de rayonnement infrarouge lointain auquel le nuage est transparent. Cela permet la poursuite de l'effondrement du nuage.

Le profil de densité du nuage augmente vers le centre du nuage, donc son noyau qui deviendra opaque en premier. Cela se produit à une densité de 10-13 g/cm3. Cela forme un noyau (appelé premier noyau hydrostatique) qui peut s'effondrer davantage. Sa température augmente, car le gaz tombant vers elle crée des ondes de choc.

Lorsque la température centrale atteint environ 2 000 K, l'énergie thermique va séparer les molécules H2. Ceci est suivi par l'ionisation des atomes d'hydrogène et d'hélium. Celui-ci absorbe l'énergie de la contraction, ce qui lui permet de se poursuivre sur une échelle de temps comparable à la chute libre. Lorsque la densité du matériau en chute atteint une densité d'environ 10-8 g/cm3, alors le matériau est suffisamment transparent pour permettre à l'énergie rayonnée par la protoétoile de s'échapper. Une combinaison de convection à l'intérieur de la protoétoile et de rayonnement de l'extérieur permet à l'étoile de se contracter davantage. Ceci est arrêté lorsque le gaz est suffisamment chaud, de sorte que sa pression interne peut aider la protoétoile à s'effondrer davantage (cet état est connu sous le nom d'équilibre hydrostatique). Lorsque cette phase est terminée, félicitations, vous avez maintenant une protostar.

À ce stade, un disque circumstellaire s'est formé, l'accrétion vers la protoétoile se poursuit. Lorsque la température et la densité sont suffisamment élevées, le deutérium (c'est un isotope de l'hydrogène, avec un proton et un neutron dans son noyau) commence, et la pression vers l'extérieur ralentit l'effondrement. La matière du nuage continue de tomber dans la protoétoile. A ce stade, un jet bipolaire est produit, qui a une forme d'arc. De tels objets sont connus sous le nom d'objets Herbig-Haro (HH), et ils font partie des objets les plus spectaculaires que l'on puisse observer. Grâce à ce mécanisme, un moment angulaire excessif est expulsé, permettant à l'étoile de se former.

La nébuleuse d'Orion est l'exemple de la formation d'étoiles. D'après les observations, nous avons trouvé environ 700 étoiles à différentes étapes du processus de formation des étoiles. Crédit image : Crédit : NASA, ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA), l'équipe du projet Hubble Space Telescope Orion Treasury et L. Ricci (ESO).

Lorsque l'enveloppe de gaz et de poussière environnante se disperse et que l'accrétion s'arrête, l'étoile est maintenant à son stade de pré-séquence principale (PMS). La différence distinctive avec une étoile de la séquence principale (comme notre Soleil) est la source d'énergie (c'est-à-dire la contraction gravitationnelle par rapport à la fusion d'hydrogène).

L'étoile PMS suit ce qu'on appelle la piste Hayashi sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. La contraction continuera et s'arrêtera jusqu'à ce que la limite Hayashi soit atteinte. Après ce point, la contraction se poursuit sur une échelle de temps thermique. Il s'agit du temps nécessaire à l'étoile pour émettre son énergie cinétique totale à son taux de luminosité actuel. Pour notre Soleil, cette échelle est de 30 millions d'années. Les étoiles dont la masse est inférieure à > 0,5 M☉ seront les étoiles de la séquence principale. Les PMS plus massifs au bout de la piste Hayashi, s'effondrent lentement près de l'équilibre hydrostatique, en suivant la piste Henyey.

Enfin, la fusion de l'hydrogène commence au cœur de l'étoile et tout matériau environnant restant est éloigné. Après ce point, la phase protostellaire se termine et la phase de séquence principale commence.

Le processus est bien compris pour une étoile d'environ 1 M☉ (ou moins). Cependant, pour les étoiles de grande masse, la durée du processus de formation des étoiles est comparable aux autres échelles de temps de leur évolution (c'est-à-dire courte) mais le processus n'est pas si clair et bien défini.

Observations de pépinières stellaires

Au début de l'article, nous avons vu que la vision initiale de la formation des étoiles était plutôt simpliste car elle ignorait de nombreux éléments que nous avons abordés dans la section précédente. La raison n'était pas due à un manque de connaissances, mais à un manque d'observations.

Toutes les caractéristiques principales de la formation des étoiles ne sont pas observables aux longueurs d'onde optiques. La formation et l'évolution d'une protoétoile sont cachées par un nuage dense de poussière et de gaz hérité du nuage moléculaire parent. Souvent, bien que ces structures semblables à des cocons puissent être en silhouette contre l'émission lumineuse du gaz environnant. Instantané haute résolution d'une étoile nouveau-née entourée de poussière. La source est connue sous le nom de HH-212 (ou la définition de l'exemple de protoétoile) et elle est située dans la nébuleuse d'Orion. De telles images de protoétoiles étaient impossibles à obtenir dans le passé, aujourd'hui grâce aux télescopes submillimétriques, c'est possible. Crédit d'image : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Lee et al.

Les premiers stades de la vie d'une étoile peuvent être observés dans la lumière infrarouge, qui peut pénétrer la poussière beaucoup plus efficacement que la lumière optique. Ainsi, les observations avec les télescopes spatiaux Spitzer, Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) ou même le télescope spatial Hubble ont fourni des observations d'une grande importance dans notre compréhension de la formation des étoiles.

Les observations en rayons X sont tout aussi importantes, car l'émission de tels objets est 100 à 100 000 fois plus forte que celle des étoiles de la séquence principale. Pour les étoiles de faible masse, les rayons X sont émis par l'échauffement de leurs couronnes stellaires, tandis que pour les étoiles plus massives, ils proviennent des ondes de choc dans leurs vents stellaires.

Notez que la formation d'étoiles individuelles ne peut être observée directement que dans notre propre Galaxie. Dans les galaxies lointaines, cela se fait grâce à la détection de caractéristiques spectrales uniques.

Processus de formation d'étoiles – Formation d'étoiles à faible masse et à forte masse

Le mécanisme de formation des étoiles varie avec leur masse. Pour la formation d'étoiles de faible masse, nous avons des preuves d'observation qui suggèrent que les étoiles de faible masse se forment par l'effondrement gravitationnel des augmentations de densité rotatives locales dans le nuage. L'effondrement d'un nuage en rotation de gaz et de poussière conduit à la formation d'un disque d'accrétion, qui alimente la protoétoile en matière. Pour les étoiles d'une masse d'environ 8 M☉ et plus, le mécanisme de formation des étoiles n'est pas bien compris.


Échelles de temps évolutives

Le temps qu'il faut à une étoile pour se former dépend de sa masse. Les nombres qui marquent les points sur chaque piste de la figure 21.12 sont les temps, en années, nécessaires aux étoiles embryonnaires pour atteindre les stades dont nous avons parlé. Des étoiles de masses bien supérieures à celle du Soleil atteignent la séquence principale en quelques milliers à un million d'années. Le Soleil a mis des millions d'années à naître. Des dizaines de millions d'années sont nécessaires pour que les étoiles de masse inférieure évoluent vers la séquence principale inférieure. (Nous verrons qu'il s'agit d'un principe général : les étoiles massives traversent tout stades d'évolution plus rapides que les étoiles de faible masse.)

Nous aborderons les étapes suivantes de la vie d'une étoile dans Stars from Adolescence to Old Age, en examinant ce qui se passe après que les étoiles arrivent dans la séquence principale et commencent une « adolescence prolongée » et un « âge adulte » de fusion d'hydrogène pour former de l'hélium. Mais maintenant, nous voulons examiner le lien entre la formation des étoiles et des planètes.