Ministère de l'Agriculture et de l'Alimentation de la Fédération de Russie

Académie agricole d'État de Tioumen

Département de philosophie

Examen sur la discipline« Concepts des sciences naturelles modernes »

Sujet: Structure et évolution des étoiles et des planètes.

Effectué :

M gaz interstellaire

Il a fallu des milliers d'années de développement scientifique à l'humanité pour comprendre le fait simple et en même temps majestueux que les étoiles sont des objets plus ou moins semblables au Soleil, mais seulement à des distances incomparablement plus grandes de nous.

Depuis près d'un demi-siècle, le gaz interstellaire est étudié principalement en analysant les raies d'absorption qui s'y forment. Il s'est avéré, par exemple, que ces lignes ont souvent une structure complexe, c'est-à-dire qu'elles sont constituées de plusieurs composants proches les uns des autres. Chacune de ces composantes apparaît lorsque la lumière d'une étoile est absorbée dans un nuage spécifique du milieu interstellaire et que les nuages ​​se déplacent les uns par rapport aux autres à une vitesse proche de 10 km/s. Grâce à l'effet Doppler, cela entraîne un léger décalage des longueurs d'onde des raies d'absorption.

La composition chimique du gaz interstellaire, en première approximation, s’est avérée assez proche de la composition chimique du Soleil et des étoiles. Les éléments prédominants sont l’hydrogène et l’hélium, tandis que les éléments restants peuvent être considérés comme des « impuretés ».

Poussière interstellaire

Jusqu’à présent, lorsque nous parlons du milieu interstellaire, nous avons uniquement évoqué le gaz interstellaire, mais il existe également un autre composant. Nous parlons de poussière interstellaire. Nous avons déjà mentionné plus haut que même au siècle dernier, la question de la transparence de l'espace interstellaire était débattue. Ce n’est que vers 1930 qu’il fut prouvé sans aucun doute que l’espace interstellaire n’était effectivement pas entièrement transparent. La substance absorbant la lumière est concentrée en une couche assez fine près du plan galactique. Les rayons bleus et violets sont absorbés le plus fortement, tandis que l’absorption des rayons rouges est relativement faible.

De quel genre de substance s'agit-il ? Il semble désormais prouvé que l’absorption de la lumière est due à la poussière interstellaire, c’est-à-dire à des particules solides microscopiques de matière de taille inférieure au micron. Ces particules de poussière ont une composition chimique complexe. Il a été établi que les grains de poussière ont une forme plutôt allongée et sont dans une certaine mesure « orientés », c'est-à-dire que les directions de leur allongement ont tendance à « s'aligner » plus ou moins parallèlement dans un nuage donné. Pour cette raison, la lumière des étoiles traversant un milieu mince devient partiellement polarisée.

Étapes de l'évolution stellaire

Ce processus est naturel, c'est-à-dire inévitable. En fait, l'instabilité thermique du milieu interstellaire conduit inévitablement à sa fragmentation, c'est-à-dire à sa séparation en nuages ​​séparés relativement denses et en milieu internuageux. Cependant, les nuages ​​ne peuvent pas être comprimés par leur propre gravité : ils ne sont pas suffisamment denses ni assez grands pour cela. Mais ici, le champ magnétique interstellaire « entre en jeu ». Dans le système de lignes de champ de ce champ, des « trous » assez profonds se forment inévitablement, dans lesquels « affluent » les nuages ​​​​du milieu interstellaire. Cela conduit à la formation d’énormes complexes gaz-poussière. Dans de tels complexes, une couche de gaz froid se forme, car le rayonnement ultraviolet des étoiles qui ionise le carbone interstellaire est fortement absorbé par la poussière cosmique située dans le complexe dense, et les atomes de carbone neutres refroidissent fortement le gaz interstellaire et le « thermostatent » à une température très basse - environ 5 à 10 degrés Kelvin. Étant donné que la pression du gaz dans la couche froide est égale à la pression externe du gaz plus chaud environnant, la densité dans cette couche est beaucoup plus élevée et atteint plusieurs milliers d'atomes par centimètre cube. Sous l’influence de sa propre gravité, la couche froide, après avoir atteint une épaisseur d’environ un parsec, commencera à « se fragmenter » en amas séparés, encore plus denses, qui continueront à se comprimer sous l’influence de sa propre gravité. De cette manière tout à fait naturelle, des associations de protoétoiles naissent dans le milieu interstellaire. Chacune de ces protoétoiles évolue à un rythme dépendant de sa masse.

Lorsqu'une partie importante de la masse de gaz se transforme en étoiles, le champ magnétique interstellaire, qui soutenait le complexe gaz-poussière par sa pression, n'affectera naturellement pas les étoiles et les jeunes protoétoiles. Sous l’influence de l’attraction gravitationnelle de la Galaxie, ils commenceront à tomber vers le plan galactique. Ainsi, les jeunes associations stellaires devraient toujours s'approcher du plan galactique.

Il n’y a pas si longtemps, les astronomes pensaient qu’il fallait des millions d’années pour former une étoile à partir de gaz et de poussières interstellaires. Mais ces dernières années, de superbes photographies ont été prises d'une région du ciel faisant partie de la grande nébuleuse d'Orion, où un petit amas d'étoiles est apparu au cours de plusieurs années. Les photographies datent de 1947. un groupe de trois objets ressemblant à des étoiles était visible à cet endroit. Vers 1954 certains d'entre eux sont devenus oblongs, et en 1959. ces formations oblongues se sont divisées en étoiles individuelles - pour la première fois dans l'histoire de l'humanité, les gens ont observé la naissance des étoiles littéralement sous nos yeux. Cet événement sans précédent a montré aux astronomes que les étoiles peuvent naître dans un court laps de temps, et le raisonnement auparavant étrange selon lequel les étoiles apparaissent généralement en groupes, ou amas d'étoiles, s'est avéré correct.

Quel est le mécanisme de leur apparition ? Pourquoi, après de nombreuses années d’observations astronomiques, visuelles et photographiques du ciel, est-il seulement maintenant possible de voir pour la première fois la « matérialisation » des étoiles ? La naissance d'une étoile ne peut pas être un événement exceptionnel : dans de nombreuses régions du ciel existent des conditions nécessaires à l'apparition de ces corps.

À la suite d'une étude minutieuse de photographies de zones brumeuses de la Voie lactée, il a été possible de découvrir de petites taches noires de forme irrégulière, ou globules, qui sont des accumulations massives de poussière et de gaz. Ils paraissent noirs parce qu’ils n’émettent pas leur propre lumière et se situent entre nous et les étoiles brillantes, dont ils obscurcissent la lumière. Ces nuages ​​de gaz et de poussières contiennent des particules de poussière qui absorbent très fortement la lumière provenant des étoiles situées derrière eux. Les dimensions des globules sont énormes - jusqu'à plusieurs années-lumière de diamètre. Malgré le fait que la matière de ces amas soit très raréfiée, leur volume total est si important qu'il suffit largement à former de petits amas d'étoiles de masse proche du Soleil. Pour imaginer comment les étoiles émergent des globules, rappelons que toutes les étoiles émettent et que leur rayonnement exerce une pression. Des instruments sensibles ont été développés pour répondre à la pression de la lumière solaire pénétrant dans l'atmosphère terrestre. Dans le globule noir, sous l'influence de la pression de rayonnement émise par les étoiles environnantes, la matière est comprimée et compactée. Il y a un « vent » qui circule à l’intérieur du globule, dispersant des particules de gaz et de poussière dans toutes les directions, de sorte que la substance du globule est en mouvement turbulent continu.

Le globule peut être considéré comme une masse turbulente de gaz et de poussière, pressée par le rayonnement de tous les côtés. Sous l'influence de cette pression, le volume rempli de gaz et de poussière va se comprimer, devenant de plus en plus petit. Une telle compression s'effectue sur une période de temps, en fonction des sources de rayonnement entourant le globule et de l'intensité de celui-ci. Les forces gravitationnelles résultant de la concentration de masse au centre du globule ont également tendance à comprimer le globule, provoquant la chute de la matière vers son centre. En tombant, les particules de matière acquièrent de l’énergie cinétique et réchauffent le nuage de gaz et de poussière.

La chute de la matière peut durer des centaines d'années. Au début, cela se produit lentement, sans hâte, car les forces gravitationnelles qui attirent les particules vers le centre sont encore très faibles. Après un certain temps, lorsque le globule devient plus petit et que le champ gravitationnel s'intensifie, la chute commence à se produire plus rapidement. Mais, comme nous le savons déjà, le globule est énorme, avec au moins une année-lumière de diamètre. Cela signifie que la distance entre sa frontière extérieure et le centre peut dépasser 10 000 milliards de kilomètres. Si une particule du bord du globule commence à tomber vers le centre à une vitesse légèrement inférieure à 2 km/s, elle n'atteindra le centre qu'après 200 000 ans. Les observations montrent que la vitesse de déplacement des particules de gaz et de poussière est en réalité beaucoup plus grande et que, par conséquent, la compression gravitationnelle se produit beaucoup plus rapidement.

La chute de la matière vers le centre s'accompagne de collisions très fréquentes de particules et de la conversion de leur énergie cinétique en énergie thermique. En conséquence, la température du globule augmente. Le globule devient une protoétoile et commence à briller, puisque l'énergie du mouvement des particules s'est transformée en chaleur et en poussière et en gaz chauffés.

À ce stade, la protoétoile est à peine visible, puisque l’essentiel de son rayonnement se situe dans la région infrarouge lointain. La star n’est pas encore née, mais son embryon est déjà apparu. Les astronomes ne savent pas encore combien de temps il faut à une protoétoile pour atteindre le stade où elle brille comme une boule rouge pâle et devient visible. Selon diverses estimations, cette durée varie de plusieurs milliers à plusieurs millions d'années. Cependant, si l’on se souvient de l’apparition des étoiles dans la grande nébuleuse d’Orion, il convient peut-être de considérer que l’estimation qui donne la valeur temporelle minimale est la plus proche de la réalité.

Parmi les nombreux corps célestes étudiés par l'astronomie moderne, les planètes occupent une place particulière. Après tout, nous savons tous très bien que la Terre sur laquelle nous vivons est une planète, les planètes sont donc des corps fondamentalement similaires à notre Terre.

Mais dans le monde des planètes, nous n’en trouverons même pas deux complètement semblables. La diversité des conditions physiques sur les planètes est très grande. La distance de la planète au Soleil (et donc la quantité de chaleur solaire et la température de surface), sa taille, la tension de gravité à la surface, l'orientation de l'axe de rotation, qui détermine le changement des saisons, la présence et la composition de l'atmosphère, la structure interne et bien d'autres propriétés sont différentes pour chacune des neuf planètes du système solaire.

Comme le montre l'étude des conditions dans lesquelles l'origine et le développement ultérieur de la matière vivante sont possibles, ce n'est que sur les planètes que nous pouvons rechercher des signes de l'existence d'une vie organique. C’est pourquoi l’étude des planètes, en plus d’être d’intérêt général, revêt une grande importance du point de vue de la biologie spatiale.

L'étude des planètes est d'une grande importance, outre l'astronomie, pour d'autres domaines scientifiques, principalement les sciences de la Terre - géologie et géophysique, ainsi que la cosmogonie - la science de l'origine et du développement des corps célestes, y compris notre Terre.

Les idées modernes sur les planètes ne se sont pas développées immédiatement. Cela a nécessité plusieurs siècles d’accumulation et de développement des connaissances et une lutte persistante entre les connaissances nouvelles et progressistes et les visions anciennes et obsolètes.

Dans les idées anciennes sur l'Univers, la Terre était considérée comme plate et les planètes n'étaient considérées que comme des points lumineux sur le firmament, ne différant des étoiles que par le fait qu'elles se déplaçaient entre elles, se déplaçant de constellation en constellation. Pour cette raison, les planètes ont reçu le nom signifiant « errant ». Les observateurs de l’Antiquité connaissaient cinq planètes : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne.

Même après que la forme sphérique de la Terre ait été établie et que ses dimensions aient été déterminées pour la première fois (par Eratosthène au 3ème siècle avant JC), après que la limitation de la Terre dans l'espace soit devenue évidente, on ne savait rien de la nature des planètes. Et pourtant, dans le point de vue d'éminents penseurs de l'Antiquité : Anaxagore, Démocrite, Épicure, Lucrèce, nous rencontrerons des idées sur la matérialité et l'infinité de l'Univers, rempli d'innombrables mondes similaires au nôtre, dont beaucoup peuvent être habités par des êtres vivants. . Ces penseurs ont exprimé des idées très intéressantes sur la nature des corps célestes.

Formation des planètes.

Revenons aux satellites de notre Soleil, à ces fragments de nébuleuse qui se sont détachés du bloc central sous l'influence de la force centrifuge et ont commencé à tourbillonner autour de lui. C'est ici que se créent les conditions qui favorisent la séparation des particules légères et lourdes de la nébuleuse. Quelque chose de similaire se produit avec notre ancienne méthode d’extraction de l’or en lavant le sable aurifère ou en tamisant les grains dans des batteuses. Un courant d’eau ou d’air emporte les particules légères, laissant derrière lui les particules lourdes. Les nuages ​​satellites sont situés à des distances très différentes du Soleil. Il ne réchauffe guère les lointains. Mais chez les proches, sa chaleur évapore tout ce qui peut s'évaporer. Et sa lumière éblouissante, fonctionnant comme une sorte de « vent », chasse tout ce qui s’est évaporé, tout ce qui est léger, ne laissant que ce qui est plus lourd, qui « ne peut pas être déplacé ». Il n’y a donc presque pas de gaz légers. laissé ici - l'hydrogène et l'hélium, le composant principal de la nébuleuse gaz-poussière. Il reste peu d’autres substances « volatiles ». Tout cela est emporté par le « vent » chaud au loin. En conséquence, après un certain temps, la composition chimique des nuages ​​​​satellites devient complètement différente. Dans les lointains, il n'a pratiquement pas changé. Et dans ceux qui tournent près du Soleil, qui dégagent de la chaleur et de la lumière, il ne reste que de la matière « calcinée » et « soufflée » - un « précieux mélange vital » séparé d'éléments lourds. Le matériel pour créer une planète habitable est prêt. Le processus de transformation du « matériau » en « produit », des particules de la nébuleuse en planètes commence.

La première étape est l’adhésion des particules. Dans les nuages ​​​​satellites lointains, de nombreuses molécules de gaz légers et de rares grains de poussière légers se rassemblent progressivement en d'énormes boules lâches de faible densité. Dans le futur, ce seront les planètes du groupe Jupiter. Dans les nuages ​​​​satellites proches du Soleil, de lourdes particules de poussière s’agglutinent en amas rocheux denses. Ils s’unissent en d’immenses blocs rocheux massifs, monstrueuses masses anguleuses grises flottant en orbite autour de leur étoile. Se déplaçant sur des orbites différentes, parfois croisées, ces « astéroïdes », mesurant chacun des dizaines de kilomètres, entrent en collision. S'ils sont à une vitesse relative faible, ils semblent alors « se presser » les uns contre les autres, « s'empiler », « se coller » les uns aux autres. Ils fusionnent en plus grands. Si à grande vitesse, ils s'écrasent et s'écrasent, donnant naissance à de nouvelles « bagatelles », d'innombrables fragments, fragments qui suivent à nouveau un long chemin d'unification. Ce processus de fusion de petites particules en grands corps célestes se poursuit depuis des centaines de millions d’années. À mesure qu’ils grossissent, ils deviennent de plus en plus sphériques. À mesure que la masse augmente, la force de gravité à leur surface augmente. Les couches supérieures appuient sur les couches intérieures. Les parties saillantes s'avèrent être une charge plus lourde et s'enfoncent progressivement dans l'épaisseur des masses sous-jacentes, les écartant en dessous d'elles. Ceux-ci, se déplaçant sur les côtés, remplissent les dépressions. La « bosse » rugueuse est progressivement lissée. En conséquence, plusieurs planètes telluriques de taille relativement petite, mais très denses, constituées de matériaux très lourds, se forment près du Soleil. Parmi eux se trouve la Terre. Toutes diffèrent fortement des planètes du groupe Jupiter par leur riche composition chimique, leur abondance d'éléments lourds et leur densité élevée. Regardons maintenant la Terre. Sur un fond étoilé, éclairé d'un côté par les rayons lumineux du soleil, une énorme boule de pierre flotte devant nous. Ce n’est pas encore fluide, même pas. Les saillies des blocs qui l'aveuglaient ressortent encore ici et là. Vous pouvez également « lire » les « coutures » pas complètement fermées entre elles. C’est encore un « travail difficile ». Mais voici ce qui est intéressant. Il y a déjà une ambiance. Un peu nuageux, évidemment à cause de la poussière, mais sans nuages. Il s’agit d’hydrogène et d’hélium extraits des entrailles de la planète, qui se sont autrefois collés à des particules rocheuses et ont miraculeusement survécu, sans être « emportés » par les rayons du soleil. L'atmosphère primaire de la Terre. Cela ne durera pas longtemps. « Si vous ne le lavez pas, montez-le. » Le soleil le détruira. Les molécules légères et mobiles d'hydrogène et d'hélium, sous l'influence de l'échauffement par les rayons du soleil, s'évaporeront progressivement dans l'espace. Ce processus est appelé « dissipation »

La deuxième étape est l’échauffement. 0Les substances radioactives sont piégées à l’intérieur de la planète, mélangées à d’autres. Ils diffèrent en ce qu'ils émettent continuellement de la chaleur et chauffent légèrement. Mais dans les profondeurs de la planète, cette chaleur n’a nulle part où s’échapper, il n’y a pas de ventilation, il n’y a pas d’humidité de lavage. Au-dessus d’eux se trouve une épaisse « couche » de couches sus-jacentes. La chaleur s'accumule. Cet échauffement radioactif commence à ramollir toute l’épaisseur de la planète. Sous une forme ramollie d'une substance, à un moment donné de manière chaotique, non systématique

ceux qui l'ont aveuglée commencent maintenant à se répartir selon le poids, les plus lourds descendent progressivement et s'enfoncent vers le centre. Les poumons sont expulsés par eux, s'élèvent plus haut et flottent plus près de la surface. Peu à peu, la planète acquiert une structure similaire à celle de notre Terre actuelle - au centre, comprimé par le poids monstrueux des couches empilées sur le dessus, un noyau lourd. Il est entouré d’un « manteau » constitué d’une épaisse couche de substance plus légère. Et enfin, l’extérieur est très mince, quelques dizaines de kilomètres seulement d’épaisseur, une « croûte » constituée des roches les plus légères. Les substances radioactives se trouvent principalement dans les roches légères. Par conséquent, maintenant ils se sont accumulés dans « l’écorce » et la réchauffent. La majeure partie de la chaleur provenant de la surface de la planète va dans l’espace – il y a « une légère bouffée de chaleur » provenant de la planète. Et à des dizaines de kilomètres de profondeur, la chaleur est retenue, réchauffant les roches.

Troisième étape - activité volcanique. 0 À certains endroits, l'intérieur de la planète est rougeoyant. Et puis encore plus. Les pierres fondent et se transforment en un amas ardent de « magma » rougeoyant d’une lumière blanc-orange, à l’étroit dans l’épaisseur de la croûte. Il regorge de gaz comprimés qui seraient prêts à exploser, dispersant tout ce magma dans toutes les directions avec des éclaboussures enflammées. Mais il n’y a pas assez de force pour cela. La croûte qui entoure la planète, qui appuie sur le dessus, est trop solide et trop lourde. Et le magma ardent, essayant d'une manière ou d'une autre de s'échapper vers le sommet, vers la liberté, cherche les points faibles entre les blocs qui le serrent, se faufile dans les fissures, faisant fondre leurs parois avec sa chaleur. Et petit à petit au fil des années, se renforçant au fil des siècles, elle remonte des profondeurs jusqu'à la surface de la planète. Et voici la victoire ! La « chaîne » est cassée ! Secouant les rochers, une colonne de feu jaillit des profondeurs avec un rugissement. Des panaches de fumée et de vapeur s'élèvent vers le ciel. Les pierres et les cendres volent vers le haut. Le magma ardent, désormais appelé « lave », se déverse à la surface de la planète et se propage sur les côtés. Un volcan entre en éruption. Il existe de nombreux « trous percés de l’intérieur » sur la planète. Ils aident la jeune planète à « lutter contre la surchauffe ». Grâce à eux, elle se libère du magma enflammé accumulé, « exhale » les gaz chauds qui l'éclatent, principalement du dioxyde de carbone et de la vapeur d'eau, et avec eux diverses impuretés, comme le méthane et l'ammoniac. Peu à peu, l'hydrogène et l'hélium ont presque disparu de l'atmosphère et celle-ci est devenue principalement constituée de gaz volcaniques. Il n'y a encore aucune trace d'oxygène. Cette atmosphère est totalement inadaptée à la vie. Il est très important que les volcans émettent de grandes quantités de vapeur d’eau à la surface. Ça va dans les nuages. D’eux la pluie se déverse sur la surface de la planète. L'eau s'écoule dans les basses terres et s'accumule. Et petit à petit, des lacs, des mers et des océans se forment sur la planète, dans lesquels la vie peut se développer.

Formation du système solaire

Depuis maintenant deux siècles, le problème de l'origine du système solaire inquiète les plus grands penseurs de notre planète. Ce problème a été étudié par une galaxie d'astronomes et de physiciens des XIXe et XXe siècles, à commencer par le philosophe Kant et le mathématicien Laplace.

Et pourtant, nous sommes encore bien loin de résoudre ce problème. Mais au cours des trois dernières décennies, la question des chemins évolutifs des étoiles est devenue plus claire. Et même si les détails de la naissance d’une étoile issue d’une nébuleuse de gaz et de poussières sont encore loin d’être clairs, nous comprenons désormais clairement ce qui lui arrive au cours des milliards d’années d’évolution ultérieure.

Passant à la présentation de diverses hypothèses cosmogoniques qui se sont succédées au cours des deux derniers siècles, nous commencerons par l'hypothèse du grand philosophe allemand Kant et la théorie qui, plusieurs décennies plus tard, fut proposée indépendamment par le mathématicien français Laplace. Les prémisses de la création de ces théories ont résisté à l’épreuve du temps.

Les points de vue de Kant et de Laplace divergent fortement sur un certain nombre de questions importantes. Kant est parti du développement évolutif d'une nébuleuse de poussière froide, au cours de laquelle un corps massif central est apparu pour la première fois - le futur Soleil, puis les planètes, tandis que Laplace considérait la nébuleuse d'origine comme gazeuse et très chaude avec un taux de rotation élevé. En se comprimant sous l'influence de la gravité universelle, la nébuleuse, en raison de la loi de conservation du moment cinétique, tournait de plus en plus vite. En raison des forces centrifuges élevées, les anneaux en furent successivement séparés. Puis ils se sont condensés pour former des planètes.

Ainsi, selon l'hypothèse de Laplace, les planètes se seraient formées avant le Soleil. Cependant, malgré les différences, un point commun important est l’idée selon laquelle le système solaire est né du développement naturel de la nébuleuse. C'est pourquoi il est d'usage d'appeler ce concept « l'hypothèse de Kant-Laplace ».

Cependant, cette théorie se heurte à une difficulté. Notre système solaire, composé de neuf planètes de tailles et de masses différentes, présente une particularité : une répartition inhabituelle du moment cinétique entre le corps central - le Soleil et les planètes.

L’élan est l’une des caractéristiques les plus importantes de tout système mécanique isolé du monde extérieur. C’est comme tel que le Soleil et les planètes qui l’entourent peuvent être considérés. Le moment cinétique peut être défini comme la « réserve de rotation » du système. Cette rotation consiste en le mouvement orbital des planètes et la rotation autour des axes du Soleil et des planètes.

La part du lion du moment cinétique du système solaire est concentrée dans le mouvement orbital des planètes géantes Jupiter et Saturne.

Du point de vue de l'hypothèse de Laplace, cela est totalement incompréhensible. À l'époque où l'anneau se séparait de la nébuleuse originale en rotation rapide, les couches de la nébuleuse à partir desquelles le Soleil se condensa plus tard avaient (par unité de masse) approximativement le même moment que la substance de l'anneau séparé (puisque les vitesses angulaires de l'anneau séparé anneau et les pièces restantes étaient à peu près les mêmes). Puisque la masse de cette dernière était nettement inférieure à celle de la nébuleuse principale (« protosun »), le moment cinétique total de l'anneau devrait être bien inférieur à celui du « protosun ». Dans l'hypothèse de Laplace, il n'existe aucun mécanisme permettant de transférer l'impulsion du « proto-soleil » à l'anneau. Par conséquent, tout au long de l’évolution ultérieure, le moment cinétique du « proto-soleil », puis du Soleil, devrait être bien supérieur à celui des anneaux et des planètes formées à partir d’eux. Mais cette conclusion contredit la répartition réelle de la quantité de mouvement entre le Soleil et les planètes.

Pour l'hypothèse de Laplace, cette difficulté s'est avérée insurmontable.

Arrêtons-nous sur l'hypothèse Jeans, qui s'est répandue dans le premier tiers du siècle actuel. C’est complètement à l’opposé de l’hypothèse de Kant-Laplace. Si ce dernier décrit la formation de systèmes planétaires comme le seul processus naturel d'évolution du simple au complexe, alors dans l'hypothèse de Jeans, la formation de tels systèmes est une question de hasard.

La matière initiale à partir de laquelle les planètes se sont formées plus tard a été éjectée du Soleil (qui à cette époque était déjà assez « vieux » et semblable à l’actuel) lorsqu’une certaine étoile est passée accidentellement à proximité de lui. Ce passage était si proche qu’on pourrait presque le considérer comme une collision. Grâce aux forces de marée d’une étoile entrant en collision avec le Soleil, un flux de gaz a été éjecté des couches superficielles du Soleil. Ce jet restera dans la sphère de gravité du Soleil même après que l’étoile ait quitté le Soleil. Ensuite, le jet va se condenser et donner naissance à des planètes.

Si l'hypothèse de Jeans était exacte, le nombre de systèmes planétaires formés au cours des dix milliards d'années de son évolution pourrait se compter sur une seule main. Mais il existe en réalité de nombreux systèmes planétaires, cette hypothèse est donc intenable. Et il ne s'ensuit nulle part qu'un flux de gaz chaud éjecté du Soleil puisse se condenser en planètes. Ainsi, l’hypothèse cosmologique de Jeans s’est révélée intenable.

Bibliographie:

1. I.S. Shklovsky. Étoiles : leur naissance, leur vie et leur mort

2. P. I. Bakouline. Cours d'astronomie générale

3. Yu. N. Efremov. Dans les profondeurs de l'Univers

4. Dictionnaire encyclopédique 0 d'un jeune astronome, M. : Pédagogie, 1980 Astronomie : Manuel. pour la 11e année collège, M: Lumières, 1990

Les objets les plus courants dans l’Univers sont les étoiles. En comparant les données de différentes étoiles, il est possible d'obtenir des modèles généraux et de vérifier leur mise en œuvre à l'aide d'exemples d'autres étoiles. Selon les idées modernes sur la structure et l'évolution des étoiles, les processus associés à l'émergence et à l'évolution d'une étoile sont les suivants.

Formé pour la première fois Protoétoile. Les particules d'un nuage géant de gaz et de poussière en mouvement dans une certaine région de l'espace sont attirées les unes vers les autres en raison des forces gravitationnelles. Cela se produit très lentement, car les forces proportionnelles aux masses des atomes (principalement des atomes d'hydrogène) et des particules de poussière incluses dans le nuage sont extrêmement faibles. Cependant, progressivement les particules se rapprochent, la densité du nuage augmente, il devient opaque, la « masse » sphérique résultante commence à tourner petit à petit, et la force d'attraction augmente également, car maintenant la masse de la « masse » est large. De plus en plus de particules sont capturées, augmentant ainsi la densité de la substance. Les couches externes appuient sur les couches internes, la pression dans les profondeurs augmente et, par conséquent, la température augmente également. (C’est exactement le cas des gaz qui ont été étudiés en détail sur Terre). Finalement, la température devient si élevée - plusieurs millions de degrés - que les conditions se créent au cœur de cet corps en formation pour qu'une réaction de fusion nucléaire se produise : l'hydrogène commence à se transformer en hélium. Cela peut être découvert en enregistrant les flux de neutrinos - particules élémentaires libérées lors d'une telle réaction. La réaction s'accompagne d'un puissant flux de rayonnement électromagnétique, qui exerce une pression (avec la force d'une légère pression, mesurée pour la première fois au Laboratoire terrestre par P. Lebedev) sur les couches externes de la matière, neutralisant ainsi la compression gravitationnelle. Finalement, la contraction s'arrête lorsque les pressions s'égalisent et la protoétoile devient une étoile. Pour franchir cette étape de son évolution, une protoétoile a besoin de plusieurs millions d'années si sa masse est supérieure à celle du Soleil, et de plusieurs centaines de millions d'années si sa masse est inférieure à celle du Soleil. Il existe très peu d’étoiles dont la masse est 10 fois inférieure à celle du Soleil.

Poids est l'une des caractéristiques importantes des étoiles. Il est intéressant de noter que les étoiles doubles sont assez courantes : elles se forment à proximité les unes des autres et tournent autour d’un centre commun. Ils représentent entre 30 et 50 pour cent du nombre total d’étoiles. L'apparition d'étoiles doubles est probablement liée à la distribution du moment cinétique du nuage parent. Si une telle paire forme un système planétaire, le mouvement des planètes peut alors être assez complexe et les conditions à leur surface varieront considérablement en fonction de l'emplacement de la planète en orbite par rapport aux étoiles. Il est fort possible que les orbites stationnaires, comme celles qui peuvent exister dans les systèmes planétaires d’étoiles uniques (et qui existent dans le système solaire), n’existeront pas du tout. Les étoiles ordinaires simples commencent à tourner autour de leur axe au cours du processus de leur formation.

Une autre caractéristique importante est rayonétoiles. Il existe des étoiles - des naines blanches, dont le rayon ne dépasse pas le rayon de la Terre, et il existe également des géantes rouges, dont le rayon atteint le rayon de l'orbite de Mars. Composition chimiqueétoiles, selon les données spectroscopiques, la moyenne est la suivante : pour 10 000 atomes d'hydrogène, il y a 1 000 atomes d'hélium, 5 atomes d'oxygène, 2 atomes d'azote, 1 atome de carbone et encore moins d'autres éléments. En raison des températures élevées, les atomes sont ionisés, donc la matière de l'étoile est principalement constituée de plasma hydrogène-hélium- un mélange généralement électriquement neutre d'ions et d'électrons. La masse et la composition chimique du nuage initial dépendent de luminosité Et chromaticité(classe spectrale) de l'étoile résultante. La luminosité d'une étoile est la quantité d'énergie qu'elle émet par unité de temps. Et sa classe spectrale caractérise couleur des étoiles, lequel, à son tour dépend de la température de sa surface. De plus, les étoiles « bleues » sont plus chaudes que les étoiles « rouges », et notre Soleil « jaune » a une température de surface intermédiaire d'environ 6 000 degrés. Traditionnellement, les classes spectrales du chaud au froid sont désignées par les lettres O, B, A, F, G, K, M (la séquence est facile à retenir grâce à la règle mnémonique « O, Be A Fine Girl, Kiss Me »), chaque classe étant divisée en dix sous-classes. Ainsi, notre Soleil a une classe spectrale de G2.

À mesure que l’hydrogène « brûle » au centre de l’étoile, sa masse change légèrement. Petit à petit, de moins en moins d'énergie est libérée au centre de l'étoile, la pression chute, le noyau se contracte et la température y augmente. Les réactions nucléaires ne se produisent désormais que dans une fine couche à la limite du noyau à l’intérieur de l’étoile. En conséquence, l’étoile dans son ensemble commence à « gonfler » et sa luminosité augmente. L’étoile se transforme en ce qu’on appelle une « géante rouge ». Une fois que la température du noyau en contraction (maintenant hélium) de la géante rouge atteint 100 à 150 millions de degrés, une nouvelle réaction de fusion nucléaire commence - la conversion de l'hélium en carbone. Lorsque cette réaction s’épuise, la coquille se détache – une partie importante de la masse de l’étoile se transforme en nébuleuse planétaire. Les couches internes chaudes de l'étoile apparaissent « à l'extérieur » et leur rayonnement « gonfle » la coquille séparée. Après quelques dizaines de milliers d’années, l’enveloppe se dissipe, laissant derrière elle une petite étoile très chaude et dense. En se refroidissant lentement, elle se transforme en « naine blanche ». Les naines blanches semblent représenter l’étape finale de l’évolution normale de la plupart des étoiles.

Mais il y a aussi des anomalies. Certaines étoiles s'éclairent de temps en temps, se transformant en nouveauétoiles. Dans le même temps, ils perdent à chaque fois environ un centième de pour cent de leur masse. Parmi les stars connues, on peut citer nouveau dans la constellation du Cygne, qui s'est enflammée en août 1975 et est restée dans le ciel pendant plusieurs années. Mais parfois il y a des épidémies supernovae- des événements catastrophiques conduisant à la destruction complète d'une étoile, au cours desquels plus d'énergie est émise en peu de temps que des milliards d'étoiles de la galaxie à laquelle appartient la supernova. Un tel événement a été enregistré dans les chroniques chinoises en 1054 : une étoile si brillante est apparue dans le ciel qu'elle pouvait être vue même pendant la journée. Le résultat de cet événement est maintenant connu sous le nom de Nébuleuse du Crabe, qui s'est lentement propagée dans le ciel au cours des 300 dernières années. La vitesse de dilatation de ses gaz à la suite de l’explosion est d’environ 1 500 m/s, mais elle est très éloignée. En comparant la vitesse d'expansion avec la taille apparente de la nébuleuse du Crabe, nous pouvons calculer l'heure à laquelle elle était un objet ponctuel et trouver sa place dans le ciel - cette heure et ce lieu correspondent à l'heure et au lieu d'apparition de l'étoile. mentionné dans les chroniques.

Si la masse de l'étoile restant après que la « géante rouge » ait perdu sa coquille dépasse la masse du Soleil de 1,2 à 2,5 fois, alors, comme le montrent les calculs, une « naine blanche » stable ne peut pas se former. L'étoile commence à rétrécir et son rayon atteint une taille insignifiante de 10 km, et la densité de la substance d'une telle étoile dépasse la densité du noyau atomique. On suppose qu'une telle étoile est constituée de neutrons densément emballés, c'est pourquoi on l'appelle - étoile à neutrons. Selon ce modèle conceptuel, une étoile à neutrons possède un champ magnétique puissant et tourne elle-même à une vitesse énorme - plusieurs dizaines ou centaines de tours par seconde. Et découvert seulement (précisément dans la nébuleuse du Crabe) en 1967 pulsars- des sources ponctuelles d'émission radio pulsée très stable - ont exactement les mêmes propriétés que celles que l'on pourrait attendre des étoiles à neutrons. Le phénomène observé a confirmé le concept.

Si la masse restante est encore plus grande, alors la compression gravitationnelle comprime davantage la matière de manière incontrôlable. Entre en jeu une des prédictions de la théorie de la relativité générale, selon laquelle la matière se contractera exactement. Ce phénomène est appelé effondrement gravitationnel et son résultat est « trou noir" Ce nom est dû au fait que la masse gravitationnelle d'un tel objet est si grande, les forces d'attraction sont si importantes que non seulement n'importe quel corps matériel peut quitter le voisinage du trou noir, mais même la lumière - un signal électromagnétique - ne peut ni être réfléchie ni s'échapper.« vers l'extérieur» . Ainsi, observer directement un trou noir est impossible, on ne peut deviner son existence qu'à partir d'effets indirects. En nous déplaçant dans l’espace vers un trou noir (dont nous ne savons encore rien), nous pouvons constater que le motif des constellations situées juste devant commence à changer. Cela est dû au fait que la lumière provenant des étoiles et passant à proximité d’un trou noir est déviée par sa gravité. À l'approche du trou, un vide une zone entourée de points stellaires lumineux, dont certains n'ont jamais été observés auparavant. La lumière de certaines étoiles peut, en passant par le trou, tourner autour de celui-ci, puis pénétrer dans les appareils de réception de l'observateur. Ainsi, une étoile peut produire plusieurs images à différents endroits. Bien entendu, tout cela contredit à la fois notre expérience de vie et les idées classiques selon lesquelles la lumière se déplace en ligne droite. Cependant, un certain nombre d'observations astronomiques indirectes plaident en faveur de l'existence de trous noirs, et la déviation de la lumière sous l'influence de l'attraction gravitationnelle est déjà enregistrée lorsqu'un faisceau traverse un objet aussi « normal » que le Soleil.

Comme tous les corps dans la nature, les étoiles ne peuvent pas non plus rester inchangées. Ils naissent, se développent et finalement « meurent ». L’évolution des étoiles prend des milliards d’années, mais il y a un débat sur l’époque de leur formation. Auparavant, les astronomes pensaient que le processus de leur « naissance » à partir de la poussière d'étoiles prenait des millions d'années, mais il n'y a pas si longtemps, des photographies de la région du ciel de la grande nébuleuse d'Orion ont été obtenues. Au cours de plusieurs années, un petit

Des photographies de 1947 montraient un petit groupe d’objets ressemblant à des étoiles à cet endroit. En 1954, certains d'entre eux étaient déjà devenus oblongs et, cinq ans plus tard, ces objets se sont divisés en objets distincts. Ainsi, pour la première fois, le processus de naissance des étoiles s'est déroulé littéralement sous les yeux des astronomes.

Examinons en détail la structure et l'évolution des étoiles, où commence et se termine leur vie sans fin, selon les normes humaines.

Traditionnellement, les scientifiques supposent que les étoiles se forment à la suite de la condensation de nuages ​​​​de gaz et de poussière. Sous l'influence des forces gravitationnelles, une boule de gaz opaque, de structure dense, se forme à partir des nuages ​​​​résultés. Sa pression interne ne peut équilibrer les forces gravitationnelles qui le compriment. Peu à peu, la boule se contracte tellement que la température de l'intérieur de l'étoile augmente et la pression du gaz chaud à l'intérieur de la boule équilibre les forces externes. Après cela, la compression s'arrête. La durée de ce processus dépend de la masse de l'étoile et varie généralement de deux à plusieurs centaines de millions d'années.

La structure des étoiles implique des températures très élevées dans leur noyau, ce qui contribue à des processus thermonucléaires continus (l'hydrogène qui les forme se transforme en hélium). Ce sont ces processus qui provoquent un rayonnement intense provenant des étoiles. Le temps pendant lequel ils consomment l’hydrogène disponible est déterminé par leur masse. La durée du rayonnement en dépend également.

Lorsque les réserves d'hydrogène s'épuisent, l'évolution des étoiles se rapproche du stade de formation. Une fois la libération d’énergie terminée, les forces gravitationnelles commencent à comprimer le noyau. Dans le même temps, la taille de l’étoile augmente considérablement. La luminosité augmente également à mesure que le processus se poursuit, mais uniquement en couche mince à la limite du noyau.

Ce processus s'accompagne d'une augmentation de la température du noyau d'hélium en contraction et de la transformation des noyaux d'hélium en noyaux de carbone.

On prévoit que notre Soleil pourrait devenir une géante rouge d’ici huit milliards d’années. Son rayon augmentera plusieurs dizaines de fois et sa luminosité augmentera des centaines de fois par rapport aux niveaux actuels.

La durée de vie d’une étoile, comme nous l’avons déjà noté, dépend de sa masse. Les objets dont la masse est inférieure à celle du Soleil « épuisent » leurs réserves de manière très économique, de sorte qu'ils peuvent briller pendant des dizaines de milliards d'années.

L'évolution des étoiles se termine par la formation, c'est-à-dire celles dont la masse est proche de celle du Soleil, c'est-à-dire n'en dépasse pas 1,2.

Les étoiles géantes ont tendance à épuiser rapidement leurs réserves de combustible nucléaire. Ceci s'accompagne d'une perte de masse importante, notamment due à l'effritement des coques extérieures. De ce fait, il ne reste qu’une partie centrale qui se refroidit progressivement, dans laquelle les réactions nucléaires se sont complètement arrêtées. Au fil du temps, ces étoiles cessent d’émettre et deviennent invisibles.

Mais parfois, l’évolution et la structure normales des étoiles sont perturbées. Il s'agit le plus souvent d'objets massifs qui ont épuisé tous les types de combustible thermonucléaire. Ensuite, ils peuvent être convertis en neutrons, ou. Et plus les scientifiques en apprennent sur ces objets, plus de nouvelles questions se posent.

En 1948, G. Gamov (1904-1968), émigré d'URSS aux États-Unis, émet l'hypothèse de la naissance de l'Univers à la suite Big Bang. Cette hypothèse est maintenant appelée théorie de l'univers chaud. Selon cette théorie, environ 100 secondes après le Big Bang, qui a créé l'espace, le temps, la matière et marqué le début de l'expansion et du refroidissement de l'Univers, des réactions thermonucléaires ont commencé à se produire dans sa matière assez chaude contenant des protons et des neutrons à une température de 10 9K nucléosynthèse primaire les noyaux les plus légers (sans compter l'hydrogène), à ​​la suite desquels des noyaux de deutérium, de tritium et d'hélium ont commencé à se former.

1 million d'années après la naissance de l'Univers, un mélange d'hydrogène et d'hélium, obéissant à la loi de la gravitation universelle, a commencé à se rassembler en amas, à partir desquels se sont ensuite formées les premières étoiles et galaxies. Selon la théorie de G. Gamow, la substance à partir de laquelle ils se sont formés aurait dû être constituée de 75 % d'hydrogène et de 25 % d'hélium. Selon les estimations modernes, la transition d'un univers homogène hydrogène-hélium à un univers structurel avec des galaxies et des étoiles a duré de 1 à 3 milliards d'années, et les premières étoiles auraient pu apparaître 200 millions d'années après la naissance de l'Univers.

Selon les scientifiques, la formation d'étoiles et de galaxies dans l'Univers en expansion était due à l'existence d'une inhomogénéité spatiale de la matière, résultant des fluctuations quantiques de la matière à la naissance de l'Univers, et de l'instabilité gravitationnelle de toute répartition inégale des masses ( une région de l'espace avec une densité plus élevée attire les masses environnantes et contribue ainsi à son compactage encore plus grand).

Les nuages ​​cosmiques de gaz et de poussière d'où naissent les étoiles sont instables : de petites perturbations de leur densité peuvent conduire à une perturbation de l'équilibre gravitationnel. Sous l'influence de la gravité universelle, les perturbations augmenteront, ce qui conduira à la division du nuage en fragments séparés, dont chacun, sous l'influence de la gravité, commencera à se comprimer, formant Protoétoile. La compression progressive des condensations hydrogène-hélium sous l'influence de leur propre force gravitationnelle conduit à leur échauffement à des températures suffisantes pour l'apparition de réactions de fusion thermonucléaire. La compression s'arrête davantage, car il est désormais équilibré par le rayonnement, une étoile émerge de l'amas et l'étape thermonucléaire de son évolution commence. Environ 90 % des étoiles de l'Univers visible sont au stade de la fusion thermonucléaire de l'hélium à partir de l'hydrogène, car cette étape de l'évolution stellaire est la plus longue de la « vie » active d'une étoile.

La naissance d’une étoile est généralement cachée par la poussière cosmique, qui absorbe le rayonnement du noyau stellaire. Dans ce cas, la coquille de poussière chauffe jusqu'à des centaines de degrés et, conformément à cette température, brille elle-même dans la gamme infrarouge (IR). Par conséquent, ce n’est qu’avec l’avènement de la photométrie IR et de la radioastronomie que les phénomènes dans les nuages ​​de gaz et de poussière liés à la naissance des étoiles sont devenus disponibles pour l’observation et l’étude.

La matière consacrée à la formation des étoiles est partiellement restituée au milieu interstellaire lors de leurs explosions. Enrichi en éléments lourds synthétisés à l’intérieur des étoiles ou formés lors de leurs explosions, il peut là encore être inclus dans le processus de formation des étoiles. Les étoiles de différentes générations se distinguent en fonction du nombre de fois où le gaz interstellaire qui les compose a participé à la formation des étoiles. Ainsi, les premières étoiles de l'Univers sont issues d'un gaz primordial contenant uniquement de l'hydrogène (75 % en masse) et de l'hélium (25 % en masse). Les étoiles des générations suivantes se sont formées à partir de gaz contenant toute la gamme des éléments lourds. On pense que le Soleil est une étoile de troisième génération. Ainsi, tout dans le système solaire, y compris les humains, est constitué de cendres d’étoiles explosives. Des planètes ont également été découvertes dans d'autres étoiles : on en connaît actuellement plus de 100. Des systèmes planétaires pourraient se former dans les étoiles de la deuxième génération et des suivantes à partir de matière dans laquelle étaient présents des éléments plus lourds que l'hélium.

La plage des masses caractéristiques des étoiles est de 0,1 M s à 100 M s (M s est la masse du Soleil). La plupart des étoiles de l’Univers visible ont une masse inférieure à celle du Soleil. Dans les étoiles de masse M≤0,1 M c, la combustion thermonucléaire de l'hydrogène est impossible, elles ne peuvent donc briller que grâce au refroidissement progressif de leur matière. La détection de ces étoiles est compliquée par leur faible luminosité, il est donc possible qu'une partie de la matière invisible de l'Univers ( masse cachée), qui ne peuvent être détectés que par leur effet gravitationnel sur les objets voisins, y est précisément contenu. Les scientifiques estiment que la matière directement observée dans les étoiles et les nébuleuses gazeuses ne représente pas plus de 5 % de la masse totale de l'Univers (alors que les étoiles ne représentent que 1 % de la masse totale de l'Univers). Les étoiles avec M≥100M c sont instables.

Plus la masse d’une étoile est grande, plus vite elle épuise ses réserves de combustible nucléaire et plus vite elle vieillit. Par conséquent, les étoiles massives d’une masse environ 100 fois supérieure à la masse du Soleil ne vivent qu’environ 10 millions d’années ; des étoiles dont la masse est plusieurs fois supérieure à la masse solaire – des centaines de millions d’années ; et les étoiles de masse M~M c brillent pendant environ 10 milliards d'années.

Les étoiles peuvent se développer individuellement ou dans des systèmes composés de deux étoiles ou plus.

Une étoile qui rayonne en libérant de l’énergie nucléaire évolue lentement à mesure que sa composition chimique change. Il passe le plus de temps au stade où l'hydrogène brûle dans sa partie centrale. La longue durée de cette étape est notamment due au fait que l’hydrogène est le combustible nucléaire le plus calorique. Lorsqu'un noyau d'hélium (particule alpha) est formé à partir de 4 noyaux d'hydrogène, environ 26 MeV d'énergie est libéré, et lorsque le carbone 6 C 12 est formé à partir de 3 particules alpha, seulement environ 7,3 MeV sont libérés, c'est-à-dire la libération d'énergie par unité de masse est 10 fois moindre.

Après la combustion de l'hydrogène au centre de l'étoile et la formation d'un noyau d'hélium, la libération d'énergie nucléaire s'arrête et le noyau commence à se comprimer intensément. L'hydrogène continue de brûler dans une fine coque entourant le noyau d'hélium. Dans le même temps, la coquille se dilate, la luminosité de l'étoile augmente, la température de surface diminue et l'étoile devient géant rouge(dans le cas d'étoiles moins massives) ou supergéant (rouge ou jaune) dans le cas d'étoiles plus massives. La couleur d'une étoile est déterminée par la température de sa surface : plus la température de surface T est élevée, plus la fréquence de rayonnement ν est élevée selon la formule

où h est la constante de Planck et k est la constante de Boltzmann. Par conséquent, les étoiles rouges sont les plus froides et les étoiles bleues les plus chaudes.

Le processus d'évolution stellaire ultérieure est principalement déterminé par la masse de l'étoile. La formation d'éléments plus lourds que le magnésium n'est possible que dans les étoiles massives. Le Soleil, faute de masse insuffisante, terminera son évolution au stade de combustion de l'hélium. Vers la fin de leur vie, les étoiles semblables au Soleil perdent leur coquille (nébuleuse planétaire) et se transformer en naines blanches, rétrécissant à la taille de la Terre ou moins. Une naine blanche est une étoile chaude, mais en raison de sa petite taille, elle est pratiquement invisible. Après des milliards d'années, la naine blanche devrait se refroidir et se transformer en naine noire, n'émettant pas de lumière. Ainsi, les naines noires sont les restes morts d’étoiles.

Dans les étoiles massives, après la formation du fer, la compression gravitationnelle du noyau n'est pas maintenue par la contre-pression du rayonnement, car À la suite des réactions nucléaires qui se produisent à ce stade, aucune énergie n’est libérée. Les éléments plus lourds que le fer se forment à l’intérieur des étoiles lorsque des neutrons ou des protons libres sont capturés par leurs noyaux. C'est ainsi que sont synthétisés les noyaux lourds jusqu'au bismuth.

La température au centre des supergéantes rouges peut atteindre 10 10 K. À cette température, les noyaux des atomes se désagrègent en protons et neutrons, les protons absorbent les électrons, se transforment en neutrons et émettent des neutrinos. En règle générale, l'évolution de ces étoiles se termine par une puissante explosion - une éruption. supernova. En 1987, des scientifiques ont observé une telle explosion dans la galaxie Grand Nuage de Magellan, situé à une distance de 150 mille années-lumière de nous. À la suite d'une explosion de supernova, l'état de l'étoile change radicalement : soit elle s'effondre complètement, soit elle jette sa coque externe, et son noyau de neutrons en rotation folle (selon la loi de conservation du moment cinétique) tourne sous l'influence de la gravité. forces de compression dans étoile à neutrons, dont la masse, d'une taille d'environ 10 km, peut dépasser la masse du Soleil. Une étoile à neutrons est constituée de gaz neutronique dont la pression interne neutralise la gravité et arrête l'effondrement de l'étoile. Les énormes forces de pression de la matière neutronique sont dues au fait que les neutrons qui sont des fermions, selon le principe de Pauli, ne peuvent pas être dans le même état énergétique et donc, sous forte compression, se repoussent.

L'idée de la possibilité de l'existence d'étoiles à neutrons dans l'Univers a été avancée pour la première fois par le physicien soviétique L.D. Landau (1908-1968) en 1932 après la découverte du neutron. Lorsqu'elles tournent, les étoiles à neutrons doivent émettre un rayonnement électromagnétique sous forme d'impulsions. C'est pourquoi ils ont commencé à être appelés pulsars. En 1967, les astronomes découvrent la première étoile à neutrons située au centre Nébuleuse du Crabe, apparue après l'explosion d'une supernova en 1054. L'étoile émettait périodiquement des ondes radio. Les étoiles à neutrons uniques se manifestent généralement sous forme de pulsars radio, et les étoiles à neutrons dans les systèmes d'étoiles binaires agissent comme des sources de rayons X. Perdant de l'énergie à cause du rayonnement, l'étoile à neutrons doit progressivement ralentir sa rotation. Comme il ressort des calculs théoriques, la masse d'une étoile à neutrons ne peut pas dépasser la masse du Soleil de plus de 3 à 4 fois.

Le mécanisme de transition de la compression des étoiles à l'explosion, à la suite de laquelle le milieu interstellaire s'enrichit d'éléments lourds formés à l'intérieur des étoiles et lors de l'explosion elle-même, n'est actuellement pas tout à fait clair.

Si la masse du noyau d’une étoile mourante et en contraction dépasse la masse du Soleil de 3 fois ou plus, aucune force ne peut arrêter le processus de compression. Les scientifiques s’en sont rendu compte au milieu des années 60 du XXe siècle. Après avoir calculé la structure des étoiles et le déroulement de leur évolution, ils sont arrivés à la conclusion que l'existence d'étoiles mortes stables de masse M>3M c est impossible. À mesure que la compression progresse, l’intensité du champ gravitationnel va augmenter, augmentant, selon la théorie de la relativité générale, la courbure de l’espace et ralentissant le temps à proximité de l’étoile. Quand l'étoile se rétrécit rayon gravitationnel R g

R g = 2 GM / c 2 , (2)

où M est la masse de l'étoile, G est la constante gravitationnelle, c est la vitesse de la lumière dans le vide, elle disparaîtra de l'Univers visible, ne laissant que son champ gravitationnel et se transformant en trou noir. La très forte attraction gravitationnelle d’un trou noir ne peut être surmontée par aucune substance ou rayonnement connu. Elle est donc invisible (noire).

L'astrophysicien allemand K. Schwarzschild (1873-1916) fut le premier à trouver une solution exacte aux équations de la théorie de la relativité générale d'A. Einstein, qui, comme il s'est avéré plus tard, décrit la géométrie de l'espace-temps à proximité d'un trou noir. . Il a également calculé le rayon critique auquel une masse doit être comprimée pour devenir un trou noir. Ce rayon est devenu connu sous le nom de rayon de Schwarzschild, ou rayon gravitationnel. Un trou noir n’a pas de surface, il n’y a qu’une région de l’espace autour de lui, déterminée par son rayon gravitationnel et invisible pour un observateur extérieur. Cette zone est appelée horizon des événements. Tout corps ou rayonnement qui se trouve près de l’horizon des événements ne se déplacera qu’à l’intérieur du trou noir. On suppose que les trous noirs cachent la majeure partie de la matière de l’Univers. Si un objet matériel tombe dans le champ gravitationnel d’un trou noir, il atteint des températures très élevées. Par conséquent, avant sa disparition définitive, il émet un intense rayonnement de rayons X dans l'Univers.

Les trous noirs peuvent être des fenêtres sur d’autres univers, espaces et temps ; des univers peuvent naître d’eux, tout comme l’émergence de notre Univers à partir d’un état de matière extrêmement dense et chaud. Le célèbre scientifique anglais, confiné par le sort dans un fauteuil roulant, S. Hawking (né en 1924), a émis l'hypothèse qu'avec le temps, les trous noirs s'évaporent, émettant de l'énergie dans l'espace environnant.

Ainsi, selon la théorie moderne de l’évolution stellaire, lorsque chaque étoile meurt, elle devient soit une naine blanche, soit une étoile à neutrons, soit un trou noir. Les naines blanches sont connues depuis de nombreuses décennies et ont longtemps été considérées comme l’étape finale de l’évolution de toute étoile. Mais ensuite, comme indiqué ci-dessus, des pulsars ont été découverts, ce qui a prouvé l'existence réelle des étoiles à neutrons. Actuellement, les scientifiques recherchent des preuves expérimentales de la présence de trous noirs dans l'Univers.

5. Rechercher des trous noirs .

Trouver des trous noirs dans l'espace est une tâche difficile car... aucune information, y compris la lumière, ne peut s'échapper de la surface de tels objets. Or, le champ gravitationnel d’un trou noir existe dans l’Univers. Les trous noirs absorbent les rayons lumineux qui passent à proximité et dévient les rayons se propageant à une distance considérable. Les trous noirs peuvent également exercer une influence gravitationnelle sur d’autres objets cosmiques : ils peuvent retenir des planètes à proximité d’eux ou former des systèmes binaires avec d’autres étoiles. La matière absorbée par le trou noir est chauffée à des températures très élevées et doit émettre de puissants rayons X avant d'y disparaître.

Pour rechercher des sources de rayons X dans l'espace, le satellite américain Uhuru a été lancé en orbite terrestre basse en 1970, grâce auquel les astronomes ont découvert des sources de rayons X dans de nombreux systèmes d'étoiles doubles. Dans la plupart de ces systèmes, la masse de la partie invisible ne dépasse pas 2 masses solaires, c'est-à-dire est une étoile à neutrons. Mais il existe des étoiles doubles dont la masse de la partie invisible est supérieure à 3 masses solaires. On suppose que dans ce cas, la composante sombre est un trou noir.

Le premier candidat pour les trous noirs était la source invisible de rayons X Cygnus-X1, située à 8 000 années-lumière de la Terre. Il s'agit d'un système à double étoile dans lequel la partie visible est une étoile d'une masse d'environ 30 masses solaires et l'objet invisible a une masse de plus de 6 masses solaires.

Il existe une hypothèse selon laquelle au centre de nombreuses galaxies se trouvent des trous noirs dont la masse atteint des dizaines et des centaines de millions de masses solaires. Lorsque la matière tombe dans un trou noir, une énorme quantité d’énergie devrait être libérée. Les astronomes ont utilisé le télescope spatial Hubble et l'observatoire à rayons X Chandra, lancés par la NASA en 1999, pour trouver des preuves de la présence de trous noirs dans les noyaux galactiques. À la suite d'observations de l'immense galaxie elliptique M87, située à une distance de 50 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation de la Vierge, il a été établi qu'en son centre se trouve un disque de gaz ionisé tournant à une vitesse énorme (600 km/ s) avec un rayon d'environ 3,5 pc (1 pc (parsec) équivaut à 3,3 années-lumière). On suppose que seule la gravité d’un objet invisible d’une masse de 2 à 3 millions de masses solaires pourrait faire tourner le gaz à une telle vitesse.

Une image aux rayons X de la région centrale de la Voie lactée a été obtenue à l'aide de l'observatoire spatial Chandra. Sagittaire A, situé dans cette région, a eu l'émission de rayons X la plus intense enregistrée. Lors des observations, la source de ce rayonnement a brillé pendant plusieurs minutes, puis est revenue à son niveau précédent en 3 heures. Les scientifiques attribuent les changements rapides dans la puissance des rayons X au fait que l’éruption a été provoquée par la matière s’approchant du trou noir.

De plus, des étoiles se déplaçant à des vitesses supérieures à 1 000 km/s ont été découvertes au cœur de la Voie lactée. Dans une région d'un rayon de 0,1 pc autour de Sagittaire A, une augmentation de la vitesse des étoiles est observée à mesure qu'elles s'approchent du centre. Des vitesses aussi élevées ne peuvent s'expliquer que par le fait que Sagittaire A est un trou noir d'une masse égale à 2,6 10 6 M s.

L’existence d’un trou noir au centre de notre Galaxie ne constitue pas une menace pour la Terre en raison de son énorme éloignement. Mais comme le trou noir se nourrit de matière stellaire et autre, il peut engloutir la galaxie entière. Mais avant d’atteindre le système solaire, il lui faudra engloutir au moins 100 milliards d’étoiles de la Voie lactée.

L’un des candidats trous noirs traverse notre Galaxie. Il a été découvert en 2000. Les scientifiques pensent qu'il s'agit d'un système d'étoiles binaires massif dans lequel un trou noir absorbe la matière d'une étoile voisine. Il a été possible de déterminer l'orbite de cet objet. La distance qui le sépare du Soleil est désormais de 6 000 années-lumière.

En 1999, avec l'aide de l'Observatoire Chandra, une puissante source de rayons X a été découverte située à une distance de 2,5 milliards d'années-lumière de la Terre, au centre de l'une des galaxies de la constellation de l'Hydre. On pense que c'est aussi un trou noir.

Les sources de rayonnement électromagnétique les plus puissantes de l’Univers sont celles découvertes en 1963. quasars – des sources radio quasi-stellaires. Leur taille est plus grande que celle des étoiles, mais plus petite que celle des galaxies. Le diamètre du quasar est d'environ plusieurs semaines-lumière et sa masse est supérieure à 10 6 M s. La plupart des quasars sont situés à des distances de 10 à 15 milliards d'années-lumière de la Terre, c'est-à-dire à la frontière de l'Univers visible. Par conséquent, nous les voyons tels qu’ils étaient lorsque l’Univers a commencé à se former. La luminosité d’un quasar peut être équivalente au rayonnement de dizaines de galaxies. Des milliers de quasars ont désormais été découverts. Ils se caractérisent par de puissants mouvements de gaz et des éjections de jets de matière (jet) à une vitesse proche de la vitesse de la lumière. Il existe une hypothèse selon laquelle les quasars seraient des trous noirs géants d'une masse d'environ 100 millions de masses solaires, situés dans les noyaux denses des galaxies. De tels trous noirs massifs devraient détruire et capturer les étoiles dont les orbites sont situées à proximité immédiate d'elles. Ceci est confirmé par les changements de luminosité des quasars avec une période caractéristique inférieure à un jour.

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ÉTOILES, corps célestes lumineux et chauds 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 apparaît beaucoup plus brillant et plus grand que toutes les autres étoiles, car il est situé beaucoup plus près de la Terre. Même l'étoile la plus proche (Proxima Centauri) est 272 000 fois plus éloignée de la Terre que le Soleil, de sorte que les étoiles nous apparaissent comme des points brillants dans le ciel. Bien que les étoiles soient dispersées dans le ciel, nous ne les voyons que la nuit et pendant la journée, elles ne sont pas visibles sur fond de lumière solaire éclatante dispersée dans l'air.

Vivant à la surface de la Terre, nous sommes au fond d’un océan d’air qui s’agite et bouillonne continuellement, réfractant les rayons de la lumière des étoiles, les faisant sembler cligner des yeux et trembler. Les astronautes en orbite voient les étoiles comme des points colorés qui ne clignotent pas.

De nombreux temples étaient orientés selon les étoiles. Par exemple, les grandes pyramides de Gizeh ont été construites de telle manière que leur couloir étroit soit dirigé exactement vers l'étoile polaire, dont le rôle était alors joué par un Dragon. La structure mégalithique de Stonehenge, dans la plaine de Salisbury en Angleterre, a été construite en stricte conformité avec les changements saisonniers de la position du Soleil et de la Lune.

À notre époque, les étoiles sont souvent utilisées comme marqueurs lumineux dans le ciel pour indiquer l’heure et pour la navigation. Pendant que la Terre tourne, chaque observateur remarque comment les étoiles traversent alternativement la ligne imaginaire nord-zénith-sud (méridien céleste). Ce phénomène est utilisé pour mesurer le temps sidéral. Le début d'un nouveau jour sidéral sur la Terre entière est considéré comme le moment où un certain point de la sphère céleste traverse le méridien de Greenwich en Angleterre. LA NAVIGATION.

Désignations d'étoiles.

Il y a plus de 100 milliards d'étoiles dans notre Galaxie. Les photographies du ciel prises par de grands télescopes montrent tellement d’étoiles qu’il est inutile d’essayer de toutes les nommer ou même de les compter. Environ 0,01 % de toutes les étoiles de la Galaxie sont cataloguées. Ainsi, la grande majorité des étoiles observées dans les grands télescopes n’ont pas encore été identifiées et dénombrées.

Les étoiles les plus brillantes de chaque nation reçurent leur propre nom. Beaucoup de ceux actuellement utilisés, par exemple Aldebaran, Algol, Deneb, Rigel, etc., sont d'origine arabe ; La culture arabe a servi de pont pour franchir le gouffre intellectuel séparant la chute de Rome de la Renaissance.

Magnifiquement illustré Uranométrie (Uranométrie, 1603) de l'astronome allemand I. Bayer (1572-1625), où sont représentées des constellations et des personnages légendaires associés à leurs noms, les étoiles ont d'abord été désignées par des lettres de l'alphabet grec approximativement par ordre décroissant de leur luminosité : un- l'étoile la plus brillante de la constellation, b– deuxième en brillance, etc. Lorsqu’il n’y avait pas assez de lettres de l’alphabet grec, Bayer utilisait le latin. La désignation complète de l'étoile était composée de la lettre mentionnée et du nom latin de la constellation. Par exemple, Sirius est l'étoile la plus brillante de la constellation du Canis Major, elle est donc désignée comme un Canis Majoris, ou pour faire court un CMa; Algol - la deuxième étoile la plus brillante de Persée est désignée comme b Persée, ou b Par.

J. Flamsteed (1646-1719), le premier astronome royal d'Angleterre, a introduit un système de dénomination des étoiles qui n'était pas lié à leur luminosité. Dans chaque constellation, il désignait les étoiles par des numéros dans l'ordre croissant de leur ascension droite, c'est-à-dire dans l'ordre dans lequel ils traversent le méridien. Oui, Arcturus, alias un Bottines ( b Bootes), désigné comme 16 Bootes.

Certaines étoiles inhabituelles portent parfois le nom des astronomes qui ont été les premiers à décrire leurs propriétés uniques. Par exemple, l'étoile de Barnard porte le nom de l'astronome américain E. Barnard (1857-1923) et l'étoile de Kapteyn porte le nom de l'astronome néerlandais J. Kaptein (1851-1922). Les cartes stellaires modernes portent généralement les anciens noms propres des étoiles brillantes et les lettres grecques dans le système de notation de Bayer (ses lettres latines sont rarement utilisées) ; les étoiles restantes sont désignées selon Flamsteed. Mais il n'y a pas toujours assez de place sur les cartes pour ces désignations, c'est pourquoi les désignations d'autres étoiles doivent être recherchées dans les catalogues d'étoiles.

Catalogues étoiles.

Le catalogue d'étoiles le plus complet Revue de Bonn(Bonner Durchmusterung,BD) a été compilé par l'astronome allemand F. Argelander (1799-1875). Il montre les positions de 324 198 étoiles depuis le pôle nord jusqu'à la déclinaison -2°. L'étoile désignée, par exemple, par BD +7°1226, est la 1226ème étoile dans l'ordre d'ascension droite dans la huitième ceinture de déclinaison nord. La suite de ce catalogue (SBD) vers le sud jusqu'à la déclinaison -23°, contenant 133 659 étoiles, a été compilée par l'astronome allemand E. Schönfeld (1828-1891). Le reste du ciel du sud était couvert de catalogues Cordoue revoir (Cordoue Durchmusterung, CD) et Revue photographique du Cap (Cape Photographic Durchmusterung, DPC). Au total, ces catalogues contiennent plus d'un million d'étoiles jusqu'à environ la 10e magnitude.

Beaucoup plus d'étoiles dans le catalogue Carte du ciel(Carte du ciel, ou Catalogue Astrographique), contenant les positions de plusieurs millions d'étoiles sur 44 000 plaques photographiques obtenues auprès d'observatoires du monde entier. Un vaste catalogue moderne des positions exactes de 258 997 étoiles a été créé au Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO). Un vaste catalogue de spectres stellaires a été créé par l'astronome américain E. Cannon (1863-1941) et nommé Catalogue d'Henry Draper (Catalogue Henry Draper de Stellar Spectres, HAUTE DÉFINITION).

Il existe de nombreux catalogues spéciaux. Par exemple, les étoiles dont les mouvements propres sont mesurés sont collectées dans Catalogue général (Catalogue général, GC) et dans Annuaires de zones de Yale (Catalogues de la zone Yale). Il existe des catalogues d'étoiles avec des vitesses radiales mesurées, des étoiles à luminosité variable et des catalogues d'étoiles doubles. Les étoiles les plus faibles ne sont pas cataloguées, mais elles peuvent être trouvées sur des cartes photographiques du ciel et leurs coordonnées et leur luminosité sont déterminées par rapport aux étoiles plus brillantes. L'atlas photographique le plus complet couvrant tout le ciel est Examen de Palomar (Enquête Palomar), sur les cartes desquelles des étoiles jusqu'à la magnitude 21 sont visibles.

Étoiles variables.

Les étoiles variables sont nommées dans l'ordre dans lequel elles se trouvent dans chaque constellation. Le premier est désigné par la lettre R, le second par S, puis par T, etc. Après Z, il y a les désignations RR, RS, RT, etc. Après ZZ viennent AA, etc. (La lettre J n'est pas utilisée pour éviter toute confusion avec I.) Lorsque toutes ces combinaisons sont épuisées (il y en a 334 au total), elles continuent la numérotation avec des chiffres avec la lettre V (variable), en commençant par V335. Exemples : S Car, RT Per, V557 Sgr.

Distances aux étoiles.

L'étoile la plus proche de nous est le Soleil, à env. 150 millions de kilomètres. L'étoile la plus brillante la plus proche du Soleil est un Le Centaure, visible uniquement dans l'hémisphère sud, se trouve à 42 000 milliards de kilomètres. Mais encore un peu plus près de nous se trouve son compagnon invisible, l'étoile Proxima (« la plus proche ») Centaure. Sirius, l'étoile la plus brillante de notre ciel, n'est que deux fois plus loin.

Étant donné que les distances jusqu'aux étoiles sont si grandes, il n'est pas pratique de les mesurer en kilomètres. Il est préférable d'utiliser des unités spéciales ; par exemple, dans la littérature scientifique populaire, ils utilisent souvent « année-lumière », c'est-à-dire la distance parcourue par un faisceau lumineux à une vitesse d'environ 300 000 km/s par an ; c'est bon. 9460 milliards de km. Distance à Proxima 4,3 sv. ans, et à Sirius environ. 8.7 rue. de l'année.

Pour la première fois, les distances aux étoiles ont été mesurées indépendamment en 1838 par F. Bessel en Allemagne (à l'étoile 61 Cygni), par T. Henderson au Cap de Bonne-Espérance (à un Centaure) et V. Struve en Russie (avant Vega). Cependant, un siècle et demi plus tôt, I. Newton était capable d'estimer l'ordre de la distance aux étoiles. Estimant que le Soleil était une étoile ordinaire, il a calculé qu'il faudrait l'enlever 250 000 fois pour que le Soleil ressemble à une étoile ordinaire dans le ciel. Ainsi, Newton a introduit une méthode très universelle pour déterminer les distances en astronomie. Si nous connaissons d'une manière ou d'une autre la véritable luminosité d'une étoile, il n'est alors pas difficile de calculer à quelle distance elle aura l'éclat observé. L'essentiel ici est de déterminer la véritable luminosité de l'étoile. En pratique, la spectroscopie est utilisée pour cela : dans le spectre d'une étoile il existe plusieurs indicateurs de sa luminosité.

Étoiles les plus proches

ÉTOILES LES PLUS PROCHES 1
Étoile	Parallaxe (secondes d'arc)	Distance (St. années)	Luminosité relative	Couleur
Soleil	–	– 2	1	Jaune
un Centaure	0,760	4,3	1,5	Jaune
L'étoile de Barnard	0,552	5,9	0,0006	Rouge
Loup 359	0,425	7,7	0,00002	Rouge
Lalande 21185	0,398	8,2	0,0055	Rouge
Sirius	0,375	8,6	23	Blanc
Leithen 726-8	0,368	8,9	0,00006	Rouge
Ross 154	0,345	9,5	0,00041	Rouge
Ross 248	0,316	10,2	0,00011	Rouge
Leithen 789-6	0,305	10,7	0,00009	Rouge
eÉridani	0,303	10,8	0,30	Orange
Ross 128	0,301	10,8	0,00054	Rouge
61 cygnes	0,296	11,0	0,084	Orange
e Indien	0,291	11,2	0,14	Orange
Procyon	0,285	11,4	7,3	Jaune
1 Données uniquement pour les principales composantes des étoiles binaires et multiples. 2 La distance au Soleil est de 150 millions de km, soit 1 unité astronomique.

Mais la méthode spectroscopique nécessite un étalonnage. Pour certains groupes d'étoiles, des méthodes spéciales sont utilisées pour déterminer les distances, par exemple une méthode statistique basée sur le mouvement apparent des étoiles dans le ciel. Cependant, la méthode de base pour déterminer les distances aux étoiles est la méthode des parallaxes trigonométriques.

Parallaxe.

La méthode de parallaxe est basée sur la mesure du déplacement apparent des étoiles proches par rapport aux étoiles plus éloignées lorsqu'elles sont observées depuis différents points de l'orbite terrestre. Plus l'étoile est proche, plus son déplacement angulaire est grand. La parallaxe d'une étoile est l'angle sous lequel le rayon de l'orbite terrestre est visible depuis elle, égal à 1 unité astronomique (UA), soit 150 millions de km. Il s'agit d'une méthode purement géométrique et donc très fiable. Malheureusement, les parallaxes ne peuvent être mesurées que pour quelques milliers d’étoiles proches. Les distances qui les séparent servent de base pour déterminer les distances jusqu'à des étoiles plus éloignées à l'aide de méthodes spectrales.

Les astronomes du passé, par exemple T. Brahe (1546-1601), étaient incapables de remarquer le déplacement parallactique des étoiles, ce qui leur permettait de conclure que la Terre était immobile. En effet, les parallaxes même des étoiles les plus proches ne dépassent pas 1ўў ; sous cet angle, vous pouvez voir votre petit doigt à une distance d'un kilomètre. Mesurer des angles aussi petits est une grande réussite de la technologie moderne. La plus grande parallaxe (0,762ўў) est celle de Proxima Centauri, un petit satellite de l'étoile un Centaure, situé plus près du Soleil.

Sur la base des parallaxes trigonométriques, les astronomes ont introduit l'unité de longueur « parsec » (pc) - la distance à une étoile dont la parallaxe est 1ўў ; 1 pièce = 3,26 St. de l'année. Les plus petites parallaxes pouvant désormais être mesurées sont 0,01ўў ; cela correspond à une distance de 100 pc ou 326 sv. années.

Luminosité des étoiles.

La puissance totale d’émission d’une étoile sur toute la gamme du spectre électromagnétique est appelée « luminosité » vraie ou bolométrique. Par exemple, la luminosité du Soleil est de 3,86ґ10 26 W. Plus la masse d’une étoile normale est grande, plus sa luminosité est élevée ; il augmente à peu près comme le cube de masse. Cette relation masse-luminosité a été découverte pour la première fois à partir d’observations et a ensuite reçu une justification théorique.

Le flux d’énergie provenant d’une étoile vers la Terre est appelé « luminosité apparente » ; cela dépend non seulement de la luminosité réelle de l'étoile, mais aussi de sa distance à la Terre. Une étoile de faible luminosité proche de la Terre peut être plus brillante qu’une étoile de haute luminosité située à une plus grande distance.

Les étoiles les plus brillantes

LES ÉTOILES LES PLUS BRILLANTES
Étoile	Ordre de grandeur		Luminosité (Soleil=1)	Indice de couleur	Couleur
	visible	absolu
Sirius	–1,43	+1,4	23	0,00	Blanc
Canopus	–0,72	–4,5	1500	0,16	Jaune
un Centaure	–0,27	+4,7	1,5	0,68	Jaune
Arcturus	–0,06	–0,1	100	1,24	Orange
Véga	+0,02	+0,5	50	0,00	Blanc
Chapelle	+0,05	–0,6	170	0,80	Jaune
Rigel	+0,14	–7,0	40000	–0,04	Bleu
Procyon	+0,37	+2,7	7,3	0,41	Jaune
Bételgeuse	+0,50	–5,0	17000	1,87	Rouge
Achernar	+0,51	–2,0	200	–0,16	Bleu
b Centaure	+0,63	–4,0	5000	–0,23	Bleu
Altaïr	+0,77	+2,2	9	0,22	Blanc
Aldébaran	+0,86	–0,7	100	1,52	Orange
un Croix	+0,87	–4,0	4000	–0,25	Bleu
Spica	+0,96	–3,0	2800	–0,25	Bleu
Antarès	+1,16	–4,0	3500	1,83	Rouge
Fomalhaut	+1,16	+1,9	14	0,10	Blanc
Pollux	+1,25	+1,0	45	1,02	Orange
Déneb	+1,28	–7,0	60000	0,09	Blanc
b Croix	+1,36	–4,0	6000	–0,25	Bleu
Régulus	+1,48	–0,7	120	–0,12	Bleu
Shaula (l Sco)	+1,60	–5,0	8000	–0,21	Bleu
Adara (e SMa)	+1,64	–3,0	1700	–0,24	Bleu
Bellatrix	+1,97	–4,0	2300	–0,23	Bleu
Castor		+0,9	27	0,03	Blanc

Des grandeurs stellaires.

L'éclat des étoiles s'exprime dans des « grandeurs stellaires » particulières, historiquement établies. L'origine de ce système est liée à la particularité de notre vision : si la force d'une source lumineuse change selon une progression géométrique, alors notre sensation qui en découle ne change que selon une progression arithmétique. L'astronome grec Hipparque (avant 161 - après 126 avant JC) a divisé toutes les étoiles visibles à l'œil nu en 6 classes selon leur luminosité. Il a appelé les étoiles les plus brillantes la 1ère magnitude et les étoiles les plus faibles la 6ème. Des mesures ultérieures ont montré que le flux de lumière des étoiles de 1ère magnitude est environ 100 fois supérieur à celui des étoiles de 6ème magnitude, selon Hipparque. Pour être sûr, il a été décidé que la différence de 5 grandeurs correspondait exactement au rapport des flux lumineux de 1:100. Ensuite, la différence de luminosité de 1 grandeur correspond au rapport de luminosité. Par exemple, une étoile de 1ère magnitude est 2,512 fois plus brillante qu'une étoile de 2ème magnitude, qui à son tour est 2,512 fois plus brillante qu'une étoile de 3ème magnitude, et ainsi de suite. Il s'agit d'une balance très polyvalente ; il convient pour exprimer l’éclairage créé sur Terre par n’importe quelle source lumineuse.

Pour comparer les étoiles par leur luminosité réelle, ils utilisent la « magnitude absolue », qui est définie comme la magnitude apparente qu'aurait une étoile donnée si elle était placée à une distance standard de 10 % de la Terre. Si une étoile a une parallaxe p et taille apparente m, alors sa valeur absolue M calculé par la formule

Les magnitudes stellaires peuvent décrire le rayonnement d'une étoile dans diverses plages spectrales. Par exemple, la magnitude visuelle ( mv) exprime la luminosité d'une étoile dans la région jaune-vert du spectre, photographique ( m p) – en bleu, etc. La différence entre les valeurs photographiques et visuelles est appelée « indice de couleur ».

elle est étroitement liée à la température et au spectre de l'étoile.

Tailles des étoiles.

Le diamètre des étoiles varie considérablement : les naines blanches ont la taille du globe (environ 13 000 km) et les étoiles géantes dépassent la taille de l'orbite de Mars (455 millions de km). En moyenne, la taille des étoiles visibles dans le ciel à l’œil nu est proche du diamètre du Soleil (1 392 000 km).

À de rares exceptions près, le diamètre des étoiles ne peut pas être mesuré directement : même dans les plus grands télescopes, les étoiles ressemblent à des points en raison des distances gigantesques qui les séparent. Bien entendu, le Soleil fait exception : son diamètre angulaire (32º) est facile à mesurer ; Pour plusieurs des étoiles les plus grandes et les plus proches, il est très difficile de mesurer la taille angulaire et, connaissant la distance qui les sépare, de déterminer leur diamètre linéaire. Ces données sont présentées dans le tableau ci-dessous.

Dans certains cas, il est possible de déterminer directement les diamètres linéaires des étoiles dans les systèmes binaires. Si les étoiles se recouvrent périodiquement, alors à partir de la durée de l'éclipse, en mesurant la vitesse orbitale des étoiles par le déplacement des raies spectrales, on peut calculer leur diamètre.

Pour la grande majorité des étoiles, les diamètres sont déterminés indirectement, sur la base des lois du rayonnement. Après avoir déterminé la température de l'étoile à partir du type de spectre, sur la base des lois de la physique, il est possible de calculer l'intensité du rayonnement de sa surface. Connaissant la luminosité totale, il est déjà facile de calculer la surface et le diamètre de l'étoile. Les diamètres ainsi obtenus concordent bien avec ceux mesurés directement.

Au cours de sa vie, la taille d’une étoile change considérablement. Elle commence son évolution comme un nuage de gaz en contraction de taille énorme, puis reste longtemps sous la forme d'une étoile normale, et à la fin de sa vie elle grossit des dizaines de fois, devenant une géante, perd sa coquille et se transforme en une petite « naine blanche » ou une toute petite « étoile à neutrons ». PULSAR.

Populations stellaires.

En 1944, l'astronome américain d'origine allemande W. Baade proposa de diviser les étoiles en deux types, qu'il appela Population I et Population II. Il a inclus les jeunes étoiles ainsi que les gaz et poussières interstellaires associés, qui sont observés dans les bras spiraux des galaxies et des amas ouverts, sous le nom de Population I. La population II est constituée d'étoiles anciennes trouvées dans les amas globulaires, les galaxies elliptiques et les régions centrales des galaxies spirales. Les étoiles les plus brillantes de la population I sont des supergéantes bleues, 100 fois plus brillantes que les étoiles les plus brillantes de la population II, les géantes rouges. Les étoiles de la population I ont des abondances d’éléments lourds nettement plus élevées. Le concept de populations stellaires était d'une grande importance pour le développement de la théorie de l'évolution stellaire.

Mouvements des étoiles.

Généralement, le mouvement d'une étoile est caractérisé de deux points de vue : comme un mouvement orbital autour du centre de la Galaxie et comme un mouvement relatif dans un groupe d'étoiles proches. Par exemple, le Soleil tourne autour du centre de la Galaxie à une vitesse d'env. 240 km/s, et par rapport aux étoiles environnantes, il se déplace beaucoup plus lentement, à une vitesse d'env. 19 km/s.

Le principal cadre de référence pour mesurer le mouvement des étoiles est la Galaxie dans son ensemble. Mais pour un observateur terrestre, il est généralement plus pratique d'utiliser un système de référence associé au centre du système solaire, en fait au Soleil. Par rapport au Soleil, les étoiles les plus proches se déplacent à des vitesses de 10 km/s et plus. Mais les distances aux étoiles sont si grandes que les figures des constellations ne changent qu'au cours de plusieurs millénaires. Le mouvement des étoiles a été découvert pour la première fois en 1718 par E. Halley, en comparant leurs positions, précisément déterminées par lui à Greenwich, avec celles indiquées dans son catalogue par Ptolémée (IIe siècle après JC).

Le mouvement angulaire d'une étoile sur la sphère céleste par rapport aux étoiles lointaines est appelé son « mouvement propre » et est généralement exprimé en secondes d'arc par an. Ainsi, le mouvement propre d'Arcturus est de 2,3ўў/an, et celui de Sirius est de 1,3ўў/an. L'étoile de Barnard a le plus grand mouvement propre, 10,3ўў/an.

Pour calculer la vitesse linéaire d'une étoile en kilomètres par seconde, utilisez la formule T = 4,74 m/p, Où T– la vitesse tangentielle (c'est-à-dire la composante de la vitesse totale dirigée à travers la ligne de visée), m– mouvement propre en secondes d'arc par an et p– la parallaxe.

Vitesse radiale.

La vitesse d'une étoile le long de la ligne de visée, appelée vitesse radiale, est mesurée par le décalage Doppler des raies de son spectre avec une précision de quelques fractions de kilomètre par seconde. Le déplacement des lignes vers le côté rouge du spectre indique que l'étoile s'éloigne de la Terre et vers le bleu, elle s'en approche. Les vitesses des étoiles ne sont pas si élevées que cela entraînerait un changement de couleur de l'étoile, mais le mouvement rapide des galaxies lointaines change leur couleur de manière assez visible. Mesurer le décalage Doppler des raies est une opération très délicate. Dans le télescope, simultanément au spectre de l'étoile, le spectre de la source de laboratoire avec les positions précisément connues des raies est photographié sur la même plaque. Puis, à l'aide d'une machine à mesurer équipée d'un microscope puissant, le déplacement de la ligne (D je) dans le spectre de l'étoile par rapport aux mêmes raies d'une source de laboratoire avec une longueur d'onde je. La vitesse radiale d'une étoile est déterminée par la formule V = c D je/je, Où c- vitesse de la lumière. Cette formule convient aux vitesses stellaires normales, mais elle ne convient pas aux galaxies se déplaçant rapidement. La précision de la mesure des vitesses radiales des étoiles ne dépend pas de la distance qui les sépare, mais est entièrement déterminée par la capacité d'obtenir de bons spectres et de mesurer avec précision la position des lignes à l'intérieur de celles-ci. Cependant, la précision de la mesure des vitesses tangentielles des étoiles dépend non seulement de la précision de la mesure de leur propre mouvement, mais aussi de leur parallaxe, c'est-à-dire de la distance qui les sépare : plus la distance est grande, plus la précision est faible.

Vitesse spatiale.

Les vitesses radiales et tangentielles sont des composantes de la vitesse spatiale totale d'une étoile par rapport au Soleil (elle peut être facilement calculée à l'aide du théorème de Pythagore). Pour que le mouvement du Soleil lui-même n'interfère pas avec cette vitesse, elle est généralement recalculée par rapport à la « norme de repos locale » - un système de coordonnées artificielles dans lequel le mouvement moyen des étoiles circumsolaires est nul. La vitesse d'une étoile par rapport à la norme locale de repos est appelée sa « vitesse particulière ».

Chacune des étoiles orbite autour du centre de la Galaxie. Les étoiles de la population I tournent sur des orbites presque circulaires situées dans le plan du disque galactique. Le Soleil et ses étoiles voisines se déplacent également sur des orbites quasi-circulaires à une vitesse d'environ 240 km/s, accomplissant une révolution en 200 millions d'années (année galactique). Les étoiles de la population II se déplacent sur des orbites elliptiques avec des excentricités et des inclinaisons variables par rapport au plan galactique, s'approchant du centre galactique sur l'orbite périgalactique et s'en éloignant dans l'apogalactique. Ils passent la plupart de leur temps dans la région de l’apogalactium, où leurs déplacements ralentissent. Mais par rapport au Soleil, leurs vitesses sont élevées, c’est pourquoi on les appelle « étoiles à grande vitesse ».

Étoiles doubles.

Environ la moitié de toutes les étoiles font partie de systèmes binaires ou plus complexes. Le centre de masse d'un tel système se déplace en orbite autour du centre de la Galaxie, et les étoiles individuelles gravitent autour du centre de masse du système. Dans une étoile binaire, un composant orbite autour de l'autre conformément à la loi harmonique (troisième) de Kepler :

Où m 1 et m 2 – masses stellaires en unités de masse solaire, P- période de circulation en années et D– distance entre les étoiles en unités astronomiques. Les deux étoiles tournent autour d’un centre de masse commun et leurs distances par rapport à ce centre sont inversement proportionnelles à leurs masses. Après avoir déterminé l'orbite de chacun des composants du système binaire par rapport aux étoiles environnantes, il est facile de trouver le rapport de leurs masses.

De nombreuses étoiles doubles se déplacent si près les unes des autres qu'il est impossible de les remarquer individuellement dans un télescope ; leur dualité ne peut être détectée que par des spectres. En raison du mouvement orbital, chacune des étoiles s’approche périodiquement de nous puis s’éloigne. Cela provoque un décalage Doppler des raies de son spectre. Si les luminosités des deux étoiles sont proches, alors une bifurcation périodique de chaque raie spectrale est observée. Si l'une des étoiles est beaucoup plus brillante, alors seul le spectre de l'étoile la plus brillante est observé, dans lequel toutes les raies fluctuent périodiquement.

Étoiles variables.

La luminosité apparente d'une étoile peut changer pour deux raisons : soit la luminosité de l'étoile change, soit quelque chose la bloque à l'observateur, par exemple une deuxième étoile dans un système binaire. Les étoiles de luminosité variable sont divisées en étoiles pulsantes et éruptives (c'est-à-dire qui explosent). Il existe deux types importants de variables pulsatoires : les Lyrides et les Céphéides. Les premières, les variables RR Lyrae, ont à peu près la même ampleur absolue et des périodes plus courtes qu'un jour. Pour les Céphéides, des variables comme d Les périodes de variation de luminosité de Céphée sont étroitement liées à leur luminosité moyenne. Les deux types de variables pulsées sont très importants car connaître leur luminosité permet de déterminer les distances. L'astronome américain H. Shapley a utilisé les Lyrides pour mesurer les distances dans notre Galaxie, et son collègue E. Hubble a utilisé les Céphéides pour déterminer la distance jusqu'à la galaxie d'Andromède.

Couleurs des étoiles.

Les étoiles sont de différentes couleurs. Arcturus a une teinte jaune-orange, Rigel est blanc-bleu, Antares est rouge vif. La couleur dominante du spectre d'une étoile dépend de sa température de surface. La coque gazeuse d'une étoile se comporte presque comme un émetteur idéal (corps absolument noir) et est entièrement soumise aux lois classiques du rayonnement de M. Planck (1858-1947), J. Stefan (1835-1893) et V. Wien ( 1864-1928), reliant la température corporelle et la nature de son rayonnement. La loi de Planck décrit la répartition de l'énergie dans le spectre d'un corps. Il souligne qu'avec l'augmentation de la température, le flux total de rayonnement augmente et le maximum du spectre se déplace vers des ondes plus courtes. La longueur d'onde (en centimètres) à laquelle le rayonnement maximum se produit est déterminée par la loi de Wien : je maximum = 0,29/ T. C'est cette loi qui explique la couleur rouge d'Antarès ( T= 3500 K) et la couleur bleutée Rigel ( T= 18 000 K). La loi de Stefan donne le flux total de rayonnement à toutes les longueurs d'onde (en watts par mètre carré) : E = 5,67ґ10 –8 T 4 .

Spectres d'étoiles.

L'étude des spectres stellaires constitue le fondement de l'astrophysique moderne. À partir du spectre, on peut déterminer la composition chimique, la température, la pression et la vitesse du gaz dans l’atmosphère de l’étoile. Le décalage Doppler des lignes est utilisé pour mesurer la vitesse de déplacement de l'étoile elle-même, par exemple le long d'une orbite dans un système binaire.

Les raies d'absorption sont visibles dans le spectre de la plupart des étoiles, c'est-à-dire des ruptures étroites dans la distribution continue du rayonnement. On les appelle aussi Fraunhofer ou lignes d'absorption. Ils se forment dans le spectre parce que le rayonnement des couches inférieures chaudes de l'atmosphère de l'étoile, passant à travers les couches supérieures plus froides, est absorbé à certaines longueurs d'onde caractéristiques de certains atomes et molécules.

Les spectres d'absorption des étoiles varient considérablement ; Cependant, l'intensité des raies de tout élément chimique ne reflète pas toujours sa véritable quantité dans l'atmosphère stellaire : dans une bien plus grande mesure, la forme du spectre dépend de la température de la surface stellaire. Par exemple, les atomes de fer se trouvent dans l’atmosphère de la plupart des étoiles. Cependant, les raies de fer neutre sont absentes dans le spectre des étoiles chaudes, puisque tous les atomes de fer y sont ionisés. L'hydrogène est le composant principal de toutes les étoiles. Mais les raies optiques de l'hydrogène ne sont pas visibles dans le spectre des étoiles froides, où il n'est pas suffisamment excité, ni dans le spectre des étoiles très chaudes, où il est complètement ionisé. Mais dans le spectre des étoiles modérément chaudes avec une température de surface d'env. 10 000 K, les raies d'absorption les plus puissantes sont les raies de la série Balmer de l'hydrogène, formées lors des transitions d'atomes à partir du deuxième niveau d'énergie.

La pression du gaz dans l’atmosphère de l’étoile a également une certaine influence sur le spectre. À la même température, les raies des atomes ionisés sont plus fortes dans les atmosphères à basse pression, car là ces atomes sont moins susceptibles de capturer des électrons et vivent donc plus longtemps. La pression atmosphérique est étroitement liée à la taille et à la masse, et donc à la luminosité d'une étoile d'une classe spectrale donnée. Après avoir établi la pression à partir du spectre, il est possible de calculer la luminosité de l'étoile et, en la comparant avec la luminosité visible, de déterminer le « module de distance » ( M - m) et la distance linéaire à l'étoile. Cette méthode très utile est appelée méthode de parallaxe spectrale.

Indicateur de couleur.

Le spectre d'une étoile et sa température sont étroitement liés à l'indice de couleur, c'est-à-dire avec le rapport de luminosité des étoiles dans les plages spectrales jaune et bleue. La loi de Planck, qui décrit la répartition de l'énergie dans le spectre, donne une expression pour l'indice de couleur : C.I. = 7200/ T– 0,64. Les étoiles froides ont un indice de couleur plus élevé que les étoiles chaudes, c'est-à-dire les étoiles froides sont relativement plus brillantes sous la lumière jaune que sous la lumière bleue. Les étoiles chaudes (bleues) apparaissent plus brillantes sur les plaques photographiques ordinaires, tandis que les étoiles froides apparaissent plus brillantes à l'œil et sur les émulsions photographiques spéciales sensibles aux rayons jaunes.

Classement spectral.

Toute la variété des spectres stellaires peut être regroupée dans un système logique. La classification spectrale de Harvard a été introduite pour la première fois en Catalogue des spectres stellaires de Henry Draper, préparé sous la direction de E. Pickering (1846–1919). Tout d’abord, les spectres ont été classés en fonction de l’intensité des raies et désignés par des lettres par ordre alphabétique. Mais la théorie physique des spectres développée plus tard a permis de les agencer selon une séquence de températures. La désignation des lettres des spectres n'a pas été modifiée, et maintenant l'ordre des principales classes spectrales des étoiles chaudes aux étoiles froides ressemble à ceci : O B A F G K M. Les classes supplémentaires R, N et S indiquent des spectres similaires à K et M, mais avec un composition chimique différente. Entre chacune deux classes, sont introduites des sous-classes, désignées par des nombres de 0 à 9. Par exemple, le spectre de type A5 est à mi-chemin entre A0 et F0. Des lettres supplémentaires marquent parfois les caractéristiques des étoiles : « d » – naine, « D » – naine blanche, « p » – spectre particulier (inhabituel).

La classification spectrale la plus précise est représentée par le système MK créé par W. Morgan et F. Keenan à l'Observatoire Yerkes. Il s'agit d'un système bidimensionnel dans lequel les spectres sont classés à la fois par température et par luminosité des étoiles. Sa continuité avec la classification unidimensionnelle de Harvard est que la séquence de températures est exprimée par les mêmes lettres et chiffres (A3, K5, G2, etc.). Mais en plus, des classes de luminosité sont introduites, marquées de chiffres romains : Ia, Ib, II, III, IV, V et VI, indiquant respectivement les supergéantes brillantes, les supergéantes, les géantes brillantes, les géantes normales, les sous-géantes, les naines (étoiles de la séquence principale) et les sous-naines. . Par exemple, la désignation G2 V fait référence à une étoile de type solaire, tandis que la désignation G2 III indique qu'il s'agit d'une géante normale avec une température similaire à celle du Soleil.

Séquences d'étoiles.

En 1905-1913, E. Hertzsprung au Danemark et G. Russell aux États-Unis ont découvert indépendamment une relation empirique entre la température (classe spectrale) et la luminosité des étoiles. Ils ont découvert que la plupart des étoiles se situent le long d’une large bande sur le diagramme température-luminosité. Cette bande, appelée « bande principale séquence" s'étend du coin supérieur gauche du diagramme, où se trouvent les étoiles O et B chaudes et brillantes, jusqu'au coin inférieur droit, habité par des naines K et M froides et sombres.

La découverte de la séquence principale a été une surprise : on ne savait pas pourquoi les étoiles ayant une certaine température de surface ne pouvaient avoir aucune taille, et donc aucune luminosité. Il s’est avéré que le rayon d’une étoile et la température de sa surface sont liés l’un à l’autre.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell a également révélé une deuxième séquence - une branche de géantes, s'étendant en une large bande à partir du milieu de la séquence principale (classe G, magnitude absolue +1) presque perpendiculairement à celle-ci vers le coin supérieur droit du diagramme ( classe M, grandeur absolue -1). La branche géante contient des étoiles de grande taille et de luminosité assez élevée, contrairement aux naines qui habitent la séquence principale. Ils sont séparés par le « Hertzsprung Gap ».

Dans le coin inférieur gauche du diagramme se trouvent des naines blanches, des étoiles inhabituelles avec des températures de surface élevées mais de faibles luminosités, indiquant leur très petite taille. Dans ces vestiges de l’évolution des étoiles normales, les réactions thermonucléaires ne se produisent plus et se refroidissent lentement.

Plusieurs décennies après la découverte de Hertzsprung et Russell, il est devenu clair que les diagrammes température-luminosité des différents groupes d'étoiles diffèrent considérablement. Cela est particulièrement évident lorsqu’on compare des amas d’étoiles, dans chacun desquels toutes les étoiles ont le même âge. Les diagrammes des amas ouverts, comme les Hyades et les Pléiades, sont généralement similaires à ceux des étoiles circumsolaires et sont très différents de ceux des amas globulaires, comme le grand amas d'Hercule, où la partie brillante de la séquence principale est absente, et sa partie inférieure se confond avec la branche géante, s'élevant abruptement vers la région de haute luminosité. De tels diagrammes se sont révélés caractéristiques des étoiles de la population II, et les diagrammes d'amas ouverts sont typiques des étoiles de la population I. Ainsi, le diagramme de Hertzsprung – Russell sert d'outil important pour élucider l'état évolutif des populations stellaires.

Amas d'étoiles.

Trois types différents de groupements d'étoiles sont connus : les associations stellaires, les amas globulaires et les amas ouverts (parfois appelés amas « ouverts » ou « galactiques »). Les amas d'étoiles sont très précieux pour l'astrophysique, car ce sont des groupes d'étoiles à égale distance de nous et formés simultanément à partir de la matière d'un seul nuage. Les étoiles au sein d’un même amas ne diffèrent que par leur masse initiale, ce qui facilite grandement l’étude de leur évolution.

Associations vedettes.

Il s’agit de groupes d’étoiles relativement clairsemés qui s’éloignent d’un centre commun où elles sont probablement nées. Si nous retraçons leurs trajectoires, il s'avère qu'ils sont « partis » il y a seulement un million d'années environ – très récemment en termes stellaires. Les associations sont situées dans les bras spiraux de la Galaxie, au même endroit où se concentre la matière interstellaire à partir de laquelle se forment les étoiles. Moins d'une centaine d'associations sont connues, et elles sont toutes constituées d'étoiles jeunes, brillantes et massives, principalement des classes spectrales O et B. Il existe également des étoiles de masse inférieure dans les associations, mais elles sont plus difficiles à reconnaître. Lorsque, dans quelques millions d’années, l’évolution des étoiles O et B prendra fin, il deviendra impossible de remarquer les associations actuellement connues dans le ciel. Tout porte à croire que les associations sont des formations éphémères. Peut-être que la plupart des étoiles de la Galaxie sont nées précisément dans le cadre d’associations.

Clusters ouverts.

Les Pléiades, les Hyades et Manger sont des représentants remarquables des amas d'étoiles d'ordre supérieur. Si dans les associations il n'y a généralement pas plus de 100 étoiles, alors dans les amas ouverts il y en a environ 1000. Plus densément compactées, elles peuvent résister beaucoup plus longtemps à l'influence gravitationnelle destructrice de la Galaxie ; par exemple, l'âge de l'amas des Pléiades, déterminé à partir de l'apparition de son diagramme de Hertzsprung-Russell, est d'environ. 50 millions d'années. Des amas encore plus denses peuvent persister pendant des centaines de millions d’années ; l'un des amas ouverts les plus anciens, M 67, est également le plus dense d'entre eux. Plus de 1 000 amas ouverts sont connus, mais plusieurs milliers d’autres sont probablement cachés dans des régions éloignées de la Galaxie.

Amas globulaires.

Ces clusters diffèrent à bien des égards des clusters ouverts et des associations. Jusqu'à présent, environ 150 amas globulaires ont été découverts et il semble que ce soit presque tout ce qui se trouve dans la Galaxie. Difficile de ne pas les remarquer : avec un diamètre de 40 à 900 lumières. années, ils contiennent de 10 000 à plusieurs millions d’étoiles. De tels « monstres » sont visibles à de grandes distances. De plus, ils ne se cachent pas dans le disque poussiéreux de la Galaxie, mais remplissent tout son volume, se concentrant vers le noyau galactique.

Les photos d’amas globulaires comme M 13 dans la constellation d’Hercule sont impressionnantes. Au centre de l'amas, les étoiles semblent avoir fusionné en un seul désordre, bien qu'en réalité les distances entre elles ne soient pas si petites et que les collisions d'étoiles ne se produisent pratiquement pas. Chacune des étoiles se déplace sur une orbite autour du centre de l'amas, et l'amas lui-même se déplace sur une orbite autour du centre de la Galaxie.

En raison de leur masse et de leur densité importantes, les amas globulaires sont très stables ; ils existent presque inchangés depuis des milliards d’années. Leurs étoiles sont nées lors de la formation de la Galaxie ; ils contiennent peu d'éléments lourds et sont classés dans la population II. À notre époque, de telles étoiles ne se forment plus.

Sources d'énergie des étoiles.

Lorsque la théorie d'Einstein annonçait l'équivalence de la masse ( m) et l'énergie ( E), lié par la relation E = MC 2 où c– la vitesse de la lumière, il est devenu clair que pour maintenir le rayonnement du Soleil avec une puissance de 4·10 26 W, il faut convertir 4,5 millions de tonnes de sa masse en rayonnement chaque seconde. Selon les normes terrestres, cette valeur semble importante, mais pour le Soleil, qui a une masse de 2ґ10 27 tonnes, une telle perte reste inaperçue pendant des milliards d'années.

Le rayonnement des étoiles est entretenu principalement par deux types de réactions thermonucléaires. Dans les étoiles massives, il s’agit de réactions du cycle carbone-azote, tandis que dans les étoiles de faible masse comme le Soleil, il s’agit de réactions proton-proton. Dans le premier, le carbone joue le rôle de catalyseur : il ne se consomme pas lui-même, mais favorise la transformation d'autres éléments, ce qui permet de combiner 4 noyaux d'hydrogène en un seul noyau d'hélium.

Exprimées en unités atomiques, les masses des noyaux d'hydrogène et d'hélium sont respectivement de 1,00813 et 4,00389. Les quatre noyaux d'hydrogène (c'est-à-dire les protons) ont une masse de 4,03252 et sont donc 0,02863 UA, soit 0,7 %, supérieures à la masse du noyau d'hélium. Cette différence se transforme en rayons gamma énergétiques qui, absorbés et émis plusieurs fois, s'infiltrent progressivement à la surface de l'étoile et la quittent sous forme de lumière. Des transformations similaires de la matière se produisent dans la réaction proton-proton :

En principe, de nombreuses autres réactions thermonucléaires sont possibles, mais les calculs montrent qu'aux températures régnant dans le cœur des étoiles, ce sont les réactions de ces deux cycles qui se produisent le plus intensément et produisent une production d'énergie exactement nécessaire pour maintenir le rayonnement observé. d'étoiles.

Comme on peut le constater, une étoile est une installation naturelle pour des réactions thermonucléaires contrôlées. Si vous créez la même température et la même pression du plasma dans un laboratoire terrestre, les mêmes réactions nucléaires y commenceront. Mais comment conserver ce plasma au sein du laboratoire ? Après tout, nous n’avons pas de matériau qui résisterait au contact d’une substance à une température de 10 à 20 millions de K et ne s’évaporerait pas. Mais l'étoile n'en a pas besoin : sa puissante gravité résiste avec succès à la gigantesque pression du plasma.

Alors que la réaction proton-proton ou le cycle carbone-azote se produit dans une étoile, c'est sur la séquence principale, où elle passe la majeure partie de sa vie. Plus tard, lorsque l’étoile forme un noyau d’hélium et que sa température augmente, un « flash d’hélium » se produit, c’est-à-dire des réactions commencent qui convertissent l’hélium en éléments plus lourds, conduisant également à la libération d’énergie.

La structure des étoiles.

Il peut sembler impossible de connaître quoi que ce soit sur la structure interne des étoiles. Non seulement les étoiles lointaines, mais aussi notre Soleil semble totalement inaccessible pour étudier son intérieur. Néanmoins, nous n’en savons pas moins sur la structure des étoiles que sur celle de la Terre. Le fait est que les étoiles sont des boules de gaz, pour la plupart stables, ne subissant ni effondrement ni expansion. Par conséquent, à n'importe quelle profondeur, la pression du gaz est égale au poids des couches sus-jacentes et le flux de rayonnement est proportionnel à la différence de température entre les couches intérieures chaudes et extérieures froides. Ces conditions, formulées sous forme d'équations mathématiques, sont suffisantes pour calculer la structure de l'étoile à partir des lois de comportement des gaz, c'est-à-dire changements de pression, de température et de densité avec la profondeur. Dans ce cas, à partir des observations, il suffit de connaître la masse, le rayon, la luminosité et la composition chimique de l'étoile pour déterminer théoriquement sa structure. Les calculs montrent qu'au centre du Soleil, la température atteint 16 millions de K, la densité est de 160 g/cm 3 et la pression est de 400 milliards d'atm.

L’étoile est un système naturel d’autorégulation. Si, pour une raison quelconque, la puissance de libération d'énergie dans le noyau de l'étoile ne peut pas compenser le rayonnement d'énergie de la surface, alors l'étoile ne pourra pas résister à la gravité : elle commencera à se contracter, cela augmentera la température dans son noyau et augmenter l'intensité des réactions nucléaires - ainsi l'équilibre énergétique sera rétabli.

Evolution des étoiles.

Une étoile commence sa vie sous la forme d’un nuage froid et ténu de gaz interstellaire, comprimé par sa propre gravité. Lors de la compression, l'énergie gravitationnelle se transforme en chaleur et la température du globule gazeux augmente. Au siècle dernier, on croyait généralement que l'énergie libérée lors de la compression d'une étoile était suffisante pour maintenir sa luminosité, mais les données géologiques contredisaient cette hypothèse : l'âge de la Terre s'est avéré nettement supérieur au temps pendant lequel la Le Soleil pourrait maintenir son rayonnement grâce à la compression (environ 30 millions d'années).

La compression d’une étoile provoque une augmentation de la température dans son noyau ; lorsqu'elle atteint plusieurs millions de degrés, les réactions thermonucléaires commencent et la compression s'arrête. L'étoile reste dans cet état pendant la majeure partie de sa vie, étant sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, jusqu'à ce que les réserves de carburant de son noyau s'épuisent. Lorsque tout l’hydrogène au centre de l’étoile se transforme en hélium, la combustion thermonucléaire de l’hydrogène se poursuit à la périphérie du noyau d’hélium.

Pendant cette période, la structure de l'étoile commence à changer sensiblement. Sa luminosité augmente, ses couches externes se dilatent et sa température de surface diminue : l'étoile devient une géante rouge. Une étoile passe nettement moins de temps sur la branche géante que sur la séquence principale. Lorsque la masse de son noyau isotherme d’hélium devient importante, il ne peut plus supporter son propre poids et commence à rétrécir ; l'augmentation de la température stimule la transformation thermonucléaire de l'hélium en éléments plus lourds.

Naines blanches et étoiles à neutrons.

Peu de temps après le flash d'hélium, le carbone et l'oxygène « s'enflamment » ; chacun de ces événements provoque un fort réarrangement de l'étoile et son mouvement rapide le long du diagramme de Hertzsprung-Russell. La taille de l'atmosphère de l'étoile augmente encore plus et elle commence à perdre rapidement du gaz sous la forme de courants de vent stellaire dispersés. Le sort de la partie centrale d'une étoile dépend entièrement de sa masse initiale : le noyau d'une étoile peut terminer son évolution en naine blanche, en étoile à neutrons (pulsar) ou en trou noir.

La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, terminent leur évolution en se contractant jusqu'à ce que la pression des électrons dégénérés équilibre la gravité. Dans cet état, lorsque la taille de l'étoile diminue cent fois et que la densité devient un million de fois supérieure à la densité de l'eau, l'étoile est appelée nain blanc. Il est privé de sources d'énergie et, en se refroidissant progressivement, devient sombre et invisible.

Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas contenir la compression du noyau, et elle continue jusqu'à ce que la plupart des particules se transforment en neutrons, si étroitement compactés que la taille de l'étoile se mesure en kilomètres, et la densité est une densité d’eau 100 millions de fois plus élevée. Un tel objet s’appelle une étoile à neutrons ; son équilibre est maintenu par la pression de la matière neutronique dégénérée.

Trous noirs.

Dans les étoiles plus massives que leurs prédécesseurs, les noyaux subissent un effondrement gravitationnel complet. À mesure qu'un tel objet se contracte, la force de gravité sur sa surface augmente tellement qu'aucune particule ni même la lumière ne peut le quitter - l'objet devient invisible. À proximité, les propriétés de l'espace-temps changent considérablement ; ils ne peuvent être décrits que par la théorie générale de la relativité. De tels objets sont appelés trous noirs.

Si le prédécesseur du trou noir était membre d’un système binaire à éclipses, alors le trou noir continuera à orbiter autour de l’étoile normale proche. Dans ce cas, le gaz de l’atmosphère de l’étoile peut pénétrer à proximité du trou noir et tomber dessus. Mais avant de disparaître dans la région d'invisibilité (sous l'horizon des événements), il chauffera jusqu'à une température élevée et deviendra une source de rayonnement X, qui pourra être observée à l'aide de télescopes spéciaux. Lorsqu’une étoile normale obstrue un trou noir, l’émission de rayons X devrait disparaître.

Plusieurs binaires à éclipses avec des sources de rayons X ont déjà été découvertes ; ils sont soupçonnés de contenir des trous noirs. Un exemple d'un tel système est l'objet Cygnus X-1. L'analyse spectrale a montré que la période orbitale de ce système est de 5,6 jours et que les éclipses de rayons X se produisent avec la même période. Il ne fait aucun doute qu’il y a là un trou noir.

Durée d'évolution des étoiles.

Hormis quelques épisodes catastrophiques dans la vie des étoiles, la vie humaine est trop courte pour remarquer les changements évolutifs de chaque étoile spécifique. Par conséquent, l’évolution des étoiles est jugée de la même manière que la croissance des arbres dans une forêt, c’est-à-dire observer simultanément de nombreux spécimens qui sont actuellement à différents stades d'évolution.

La vitesse et le schéma d'évolution d'une étoile sont presque entièrement déterminés par sa masse ; La composition chimique a également une certaine influence. Une étoile peut être physiquement jeune, mais déjà âgée sur le plan évolutif, de la même manière qu'une souris âgée d'un mois est plus âgée qu'un éléphanteau d'un an. Le fait est que l'intensité de la libération d'énergie (luminosité) des étoiles augmente très rapidement avec l'augmentation de la masse. Par conséquent, les étoiles plus massives brûlent leur carburant beaucoup plus rapidement que les étoiles de faible masse.

Les étoiles brillantes et massives de la séquence principale supérieure (classes spectrales O, B et A) ont une durée de vie nettement plus courte que les étoiles comme le Soleil et les membres encore moins massifs de la séquence principale inférieure. Par conséquent, les étoiles des classes O, B et A, nées simultanément avec le Soleil, ont depuis longtemps terminé leur évolution, et celles que l'on observe actuellement (par exemple, dans la constellation d'Orion) auraient dû être nées relativement récemment.

À proximité du Soleil se trouvent des étoiles d’âges physiques et évolutifs différents. Or, dans chaque amas d’étoiles, tous ses membres ont quasiment le même âge physique. En étudiant les grappes les plus jeunes, âgées d’environ 1 000 ans. 1 million d'années, on voit toutes ses étoiles sur la séquence principale, et certaines s'en approchent encore. Dans les amas plus anciens, les étoiles les plus brillantes ont déjà quitté la séquence principale et sont devenues des géantes rouges. Les amas les plus anciens ne conservent que la partie inférieure de la séquence principale, mais la branche géante et la branche horizontale qui la suit sont richement peuplées d'étoiles.

Si vous comparez les diagrammes de Hertzsprung-Russell de différents clusters ouverts, vous pouvez facilement comprendre lequel d'entre eux est le plus ancien. Ceci est jugé par la position du point de rupture de la séquence principale, marquant le haut de sa partie inférieure préservée. Au double cluster h Et c Persée, ce point est nettement plus élevé que celui des amas des Pléiades et des Hyades, il est donc beaucoup plus jeune qu'eux.

Les diagrammes de Hertzsprung-Russell des amas globulaires indiquent leur âge très avancé, proche de l'âge de la Galaxie elle-même. Ces amas sont constitués d'étoiles formées à cette époque lointaine où la matière de la Galaxie ne contenait presque aucun élément lourd. Leur évolution ne se déroule donc pas exactement comme celle des étoiles modernes, même si en général elle y correspond.

En conclusion, nous soulignons que l’âge du Soleil est d’environ 5 milliards d’années et qu’il se trouve actuellement au milieu de son évolution. Mais si la masse initiale du Soleil n'avait été que deux fois plus élevée, son évolution aurait pris fin depuis longtemps et la vie sur Terre n'aurait jamais eu le temps d'atteindre son apogée sous la forme humaine. Cm.Aussi GALAXIES ; Effondrement gravitationnel ; MATIÈRE INTERSTELLAIRE ; SOLEIL.

Littérature:

Taylor R. La structure et l'évolution des étoiles. M., 1973
Kaplan S.A. Physique des étoiles. M., 1977
Shklovsky I.S. Étoiles. Leur naissance, leur vie et leur mort. M., 1984
Masevich A.G., Tutukov A.V. Evolution des étoiles : théorie et observations. M., 1988
Bisnovaty-Kogan G.S. Processus physiques de la théorie de l'évolution stellaire. M., 1989
Surdin V.G., Lamzin S.A. Protoétoiles. Où, comment et à partir de quoi se forment les étoiles. M., 1992