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Éducateurs
Module2
Le Soleil et les étoiles - Contenu
Module 1 : Introduction au ciel diurne et au ciel nocturne
Module 2 : Le Soleil et les étoiles
Calculer la vie d'une étoile
Plan des leçons
Applets interactifs
» Les magnitudes stellaires
» Le cycle de vie d'une étoile » L'intérieur du Soleil
» Repérage des taches solaires
Module 3 : La Terre et la Lune
Module 4 : Les planètes
Module 5 : Les comètes, les météores et les astéroïdes
Module 6 : La Voie lactée et au-delà
Module 7 : Les astronomes et leurs outils
Information pour les professeurs et les parents
Résultats du programme pancanadien
Tableau du programme pancanadien
Plans des leçons
À propos des applets
Glossaire d'astronomie
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Introduction aux étoiles
La luminosité des étoiles
Les types d'étoiles
La température des étoiles
Le cycle de vie d'une étoile
La composition des étoiles
La surface du Soleil
L'étude du Soleil et des étoiles
1. Introduction aux étoiles
Une étoile est une boule de gaz qui produit de l'énergie dans son noyau par la fusion nucléaire. Le processus nucléaire qui s'effectue traite des milliards de kilogrammes de masse chaque seconde, dégageant d'énormes quantités d'énergie sous forme de chaleur et de lumière. Le Soleil est une étoile typique, mais il semble très lumineux, car il est près de nous. Les étoiles sont si éloignées de la Terre que les distances sont difficiles à saisir. Toutefois, si l'on compare la Terre à un grain de sable et que le Soleil se trouve un mètre plus loin, l'étoile la plus près serait à 270 kilomètres du grain de sable. Les étoiles les plus lointaines, visibles à l'œil nu, seraient quant à elles situées à environ 500 000 km, soit une distance plus éloignée que la Lune. Il existe des millions d'étoiles encore plus éloignées. Il faut 8 minutes à la lumière du Soleil pour se rendre à la Terre; la lumière de l'étoile la plus près prend environ 4,3 années. Les étoiles sont des objets extrêmement massifs et brillants, mais elles sont si éloignées qu'elles ressemblent à de petits points lumineux.
2. La luminosité des étoiles
Bien que les milliers d'étoiles dans le ciel nocturne se ressemblent toutes, elles diffèrent en apparence davantage que ce que nous laisse croire notre vision à partir de la Terre. En effet, les étoiles se distinguent par leur grosseur, leur masse, leur température, leurs couleurs, leur luminosité (la puissance), leur composition et leur durée de vie. Les plus grosses étoiles font 300 fois le diamètre du Soleil et envelopperaient l'orbite de la Terre, tandis que les petites étoiles peuvent être de taille inférieure à la Terre elle-même. La plus grande distinction entre les étoiles est la différence de luminosité. La luminosité apparente d'un corps céleste est déterminée par la magnitude, une échelle numérique créée par Hipparque en l'an 160 av. J.-C. Selon lui, les étoiles les plus brillantes ont une magnitude de un, alors que les plus sombres ont une magnitude de six; en d'autres termes, plus forte est la luminosité, plus basse est la magnitude sur l'échelle. Cette échelle a été étendue et peut maintenant s'appliquer à tout corps céleste. La pleine lune a une magnitude de -12,7, Vénus à son plus fort, une magnitude de 4,1, l'étoile la plus lumineuse, une magnitude de -1,46 et les corps célestes les plus sombres, visibles à l'aide de puissants télescopes, ont une magnitude d'environ +29.
3. Les types d'étoiles
La plupart des étoiles dans le ciel sont des étoiles doubles, mais elles semblent n'être qu'un point de lumière; elles se trouvent si près l'une de l'autre qu'on ne peut les distinguer. Les étoiles doubles consistent en une paire d'étoiles situées presque au même endroit dans le ciel. En fait, elles peuvent ne pas être à proximité, mais du point de vue de la Terre, elles apparaissent dans la même ligne de vision. Un système d'étoiles doubles liées par la force de gravité et en orbite l'une autour de l'autre s'appelle étoiles binaires. Celles-ci sont parfois si près que l'on ne peut les voir distinctement que par l'analyse de la lumière combinée. Ce type d'étoiles est très commun; c'est le Soleil qui s'avère un phénomène plutôt rare, car il ne fait pas partie d'un système binaire. Il existe aussi quelques étoiles individuelles qui présentent des variations de luminosité à partir de la Terre, on les appelle les étoiles variables. Ces variations peuvent être imprévisibles ou régulières, la période de variation pouvant aller de quelques jours à quelques années.
4. La température des étoiles
Les étoiles sont classées en fonction de leur température, qui affecte leur couleur. La couleur des étoiles peut passer du rouge au jaune et du blanc au bleu. La surface jaune du Soleil est d'environ 5800 degrés Kelvin, alors que certaines étoiles rouges atteignent 3000 degrés Kelvin et la surface des étoiles bleues, environ 30 000 degrés Kelvin. Lorsqu'on regarde les étoiles, elles semblent toutes être d'un blanc lumineux, mais beaucoup d'entre elles présentent des couleurs qu'on ne perçoit pas à l'œil nu. L'œil humain n'est pas sensible aux couleurs de faible intensité lumineuse comme les étoiles. À l'aide d'un télescope toutefois, les étoiles apparaissent plus brillantes, et on commence à percevoir la couleur. La spectroscopie permet d'avoir un système de classification précis grâce à la composition chimique des étoiles. La lumière émise par les étoiles peut être décomposée en diverses couleurs ayant des spectre dépend principalement de la température de l'étoile, mais il contient également des raies sombres, appelées raies d'absorption, qui caractérisent les éléments présents dans une étoile. On observe des raies sombres dans le spectre et, selon les éléments en présence, leur emplacement varie; de plus, la quantité des éléments présents fera varier la largeur de la bande. Un spectre est comme une empreinte qui révèle la composition chimique d'une étoile.
5. Le cycle de vie d'une étoile
On croyait autrefois que les étoiles étaient stables et ne changeaient ou n'évoluaient pas. Nous savons maintenant que les étoiles ont un cycle de vie : elles naissent, elles ont une longue vie et elles meurent. Il est impossible d'être témoin d'un cycle de vie entier d'une étoile, car c'est un processus qui est extrêmement long sur l'échelle humaine. Toutefois, les astronomes peuvent aujourd'hui établir le cycle de vie des étoiles en étudiant des étoiles à différents stades de développement avec les meilleurs télescopes du monde.
Les étoiles sont formées à partir de nuages de gaz et de poussière sombres et froids. Cette dernière condition est essentielle à la formation des étoiles, car les particules doivent bouger lentement afin que la gravité puisse surpasser la pression interne et ainsi former des amas de matières. Pour former une étoile, le nuage interstellaire doit être gigantesque, couvrant des milliards de kilomètres, et contenir une quantité assez importante d'atomes d'hydrogène et d'hélium. On pense qu'une onde de choc provenant d'une étoile voisine peut provoquer un effondrement et que les atomes s'unissent en raison de la force de gravité entre eux. À mesure que le nuage se condense, il se brise en fragments que l'on appelle protoétoile. Un nuage interstellaire initial peut produire des centaines de protoétoiles, qui sont en fait des étoiles au stade embryonnaire. Bien qu'une protoétoile émette un rayonnement en raison de la libération de l'énergie gravitationnelle, elle n'est pas assez chaude en son centre pour produire une réaction nucléaire. Comme la protoétoile poursuit son effondrement à cause de la gravité, elle attire plus d'atomes et continue de croître en masse et en densité. L'augmentation de densité et de gravité entraîne une hausse de la température qui peut atteindre jusqu'à dix millions de kelvins, soit une chaleur suffisante pour convertir l'hydrogène en hélium (la fusion nucléaire). Les étoiles naissent donc des millions d'années après qu'un nuage interstellaire ait commencé à s'effondrer.
La jeune étoile continue son effondrement jusqu'à ce que la pression interne qui pousse vers l'extérieur (du fait de la chaleur) contrebalance la force gravitationnelle tirant vers l'intérieur. Ce phénomène se produit lorsque la température grimpe à environ 15 millions de kelvins. L'étoile maintenant en état d'équilibre brûlera de l'hydrogène pour le restant de sa vie. Cette période de stabilité ne se terminera que lorsque la ressource d'hydrogène sera faible dans son noyau, ce qui peut prendre de quelques millions à quelques milliards d'années. Le Soleil convertit actuellement environ 460 milliards de kilogrammes d'hydrogène en hélium chaque seconde, et ses réserves d'hydrogène ne s'épuiseront pas avant environ quatre milliards d'années. Les particularités d'une étoile sont déterminées par sa masse, qui elle dépend de la grosseur du fragment initial du nuage interstellaire. Pendant la phase stable de transformation d'hydrogène, les étoiles de masse supérieure transforment leur réserve d'hydrogène (et produisent plus d'énergie) à un rythme plus grand que les étoiles de masse inférieure. Par conséquent, les étoiles massives atteignent des températures plus élevées et sont plus brillantes; elles ont des durées de vie moins longues et un rayon habituellement plus grand. Quand le noyau d'une étoile commence à épuiser ses réserves d'hydrogène, l'étoile devient rapidement instable et perd son état d'équilibre. La concentration d'hélium est élevée au centre, et une mince couche entourant le noyau entame la transformation de l'hydrogène. Cela donne lieu à une augmentation de la densité du noyau de même qu'à un refroidissement et à une expansion des couches externes de l'étoile. Le gaz luit d'une couleur rougeoyante; l'étoile devient une géante rouge. L'enveloppe brûlante de l'hydrogène s'éloigne du noyau à mesure que l'hydrogène est transformé en hélium, et le noyau devient progressivement une masse d'hélium compacte. La pression accrue fait augmenter la température du noyau, qui devient alors suffisamment chaud pour entamer la fusion nucléaire avec hélium. L'étoile parvient ainsi à un autre stade d'équilibre et passe encore quelques millions d'années à convertir l'hélium en carbone.
Phase 3a
Ce qui différencie principalement les étoiles de masse supérieure (masse solaire de 10 à 30) des étoiles de masse inférieure (masse solaire de 0,5 à 10) est le phénomène qui entraînera la mort de l'étoile. Les étoiles de masse inférieure n'ont pas la masse nécessaire pour augmenter la température du noyau afin de permettre au carbone de se transformer en éléments plus lourds. Une fois l'hélium consommé, l'étoile meurt lentement en éjectant les couches extérieures, créant ainsi une nébuleuse planétaire. Le noyau de carbone d'une étoile est laissé derrière et continue de briller en raison de la chaleur emmagasinée. Ce vestige s'appelle naineblanche; elle est de la taille de la Terre mais beaucoup plus massive. Elle refroidit graduellement et perd de sa luminosité à mesure que la chaleur accumulée s'échappe; elle devient alors une naine noire, ce qui met fin à l'évolution de l'étoile. Lorsqu'une naine blanche forme un système binaire avec une géante rouge, la gravité aspire les matières de surface de la géante rouge. De grandes quantités de matières s'effondrent alors sur la naine blanche, occasionnant de l'instabilité, et des explosions se produisent afin de relâcher la matière accumulée. Ces explosions s'appellent novae; la naine blanche devient alors très lumineuse vue de la Terre. Une nova dure environ une semaine et s'éteint lentement pour reprendre sa luminosité normale.
Les étoiles de masse supérieure meurent de façon beaucoup plus abrupte en produisant de violentes explosions. À l'inverse d'une étoile de faible masse, ces étoiles ont une masse suffisamment grande pour augmenter continuellement la pression et la température dans leur noyau, ce qui entraîne des réactions nucléaires en chaîne comprenant des éléments de plus en plus lourds. Les réactions nucléaires produisent par la suite de l'acier, mais les noyaux d'acier sont si compacts qu'ils ne libèrent pas l'énergie par réaction nucléaire et ne dégagent pas de chaleur. Lorsque la production d'énergie dans le noyau prend fin, le noyau n'émet pas assez de chaleur pour générer une pression interne adéquate afin de contrebalancer l'énorme attraction gravitationnelle. À ce stade, le noyau est d'une telle densité qu'il ne peut s'effondrer; l'état d'équilibre est alors rompu. Le noyau intérieur aspire alors les couches enveloppantes, et l'étoile implose et s'effondre sur elle-même en quelques secondes. La matière de l'étoile s'éjecte du noyau par rebond, ce qui provoque une onde de choc de matières qui explosent dans l'espace. Cette explosion, qu'on appelle supernova, augmente la luminosité de l'étoile par un facteur de millions. Une supernova est beaucoup plus puissante qu'une nova et est extrêmement brillante pendant quelques semaines à quelques mois, jusqu'à ce qu'elle s'affaisse et s'éteigne. Les ruines laissées après l'explosion d'une supernova s'appellent un reste de supernova, une nébuleuse étendue de gaz. Selon l'état initial de l'étoile, elle devient soit une étoile à neutrons, soit un trou noir, ou elle peut simplement exploser en ne laissant que des restes. La période d'agonie d'une étoile de masse supérieure est extrêmement courte. Alors que la phase de consommation d'hydrogène s'étend sur des millions d'années, les phases finales de la vie d'une étoile donnant lieu à une supernova durent de moins en moins longtemps : lorsque le cœur s'effondre, l'explosion ne dure que quelques secondes. Puisque la mort d'une étoile se produit assez rapidement, nous pouvons assister à l'événement, et les supernovae nous fournissent des renseignements inestimables sur les étoiles et notre Univers. La mort d'une étoile est une partie importante du cycle de vie stellaire, car elle favorise la formation d'étoiles. De fait, les explosions produisent des ondes de choc qui peuvent entraîner l'effondrement d'un nuage interstellaire pour former une protoétoile. Les étoiles éjectent également leurs couches extérieures dans l'espace, ce qui produit un nuage interstellaire riche en atomes d'hydrogène et d'hélium. Les supernovae libèrent d'importantes quantités d'éléments lourds dans le milieu interstellaire, réunissant les conditions parfaites pour la naissance d'une étoile accompagnée de planètes rocheuses comme dans notre système solaire. Sans la mort d'étoiles, la naissance de nouvelles étoiles serait très difficile.
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Télécharger le calculateur d'âge des étoiles
Calculateur d'âge des étoiles
Étoiles de faible masse (comme le Soleil)
Région de formation d'étoiles
Protoétoiles
Étoile semblable au Soleil Géante rouge
Nébuleuse planétaire
Naine blanche
Étoiles massives
Étoile à neutrons
Étoiles massives Supergéante rouge
Reste de supernova
Trou noir
6. La composition des étoiles
De par sa composition et sa grosseur, le Soleil est une étoile moyenne et en est à mi-chemin dans la phase de transformation d'hydrogène. Il continuera de brûler de l'hydrogène pendant encore quelques milliards d'années avant de devenir une géante rouge. Bien qu'il soit une étoile moyenne, le Soleil n'en demeure pas moins gigantesque sur l'échelle humaine, son diamètre faisant 100 fois celui de la Terre. Le Soleil est une boule de gaz; sa surface diffère donc de celle de la Terre. C'est de la surface du Soleil, qu'on appelle photosphère, que l'énergie provenant du noyau est libérée dans l'espace. Vue de la Terre, la photosphère a un rebord bien défini. Son apparence granuleuse provient des bulles de gaz chaud qui montent vers la surface et se libèrent dans l'espace. Au delà de la photosphère se trouve la basse atmosphère du Soleil, appelée chromosphère, et dessous, la zone de transition où la température de l'atmosphère grimpe de façon phénoménale. L'atmosphère du Soleil est extrêmement chaude et constitue le foyer de violentes éruptions provenant de la photosphère. On entend par protubérance d'immenses jets de gaz brillants qui s'élèvent à des milliers de kilomètres de la surface du Soleil. Grâce aux photographies, il est possible de les voir; ces phénomènes durent des jours, voire des semaines. Les éruptions solaires, plus violentes que les protubérances, sont de brusques jaillissements qui libèrent une énergie importante. À l'inverse des protubérances qui ont tendance à suivre les lignes de force du champ magnétique, les éruptions solaires se dirigent droit dans l'espace. Plus loin dans l'espace s'étend la couronne solaire, qui constitue la haute atmosphère, chaude et peu dense. La couronne n'a pas de forme très définie, et l'on croit que sa forme est distortionnée par les protubérances et les éruptions solaires. À mesure qu'elle s'étend dans l'espace, elle se transforme en vent solaire qui se manifeste par un flux de gaz peu dense chargé de particules s'échappant dans le système solaire. On ne peut observer les diverses couches de l'atmosphère du Soleil, à moins d'utiliser un filtre spécial. Il est également possible de voir la couronne solaire lorsque la Lune cache le Soleil pendant une éclipse (expliquée plus en détail dans le module 3). L'intérieur du Soleil est composé d'un gaz formé d'environ trois-quarts d'hydrogène et un quart d'hélium. La densité et la température du gaz augmentent en profondeur. Les régions situées juste sous la photosphère s'appellent zone convective et zone de rayonnement. Elles permettent à la chaleur et à l'énergie de s'échapper du noyau pour atteindre la surface. Dans le noyau du Soleil s'effectue la fusion nucléaire; c'est la source d'énergie d'une étoile.
L'intérieur du Soleil
7. La surface du Soleil
On croyait à l'origine que la surface du Soleil était parfaitement uniforme, mais nous savons maintenant que la photosphère est marquée de nombreuses parties sombres, de formes irrégulières, appelées taches solaires. Ces taches forment des cavités sur le Soleil dont la température est moins élevée que la surface environnante. Elles sont de la grosseur de la Terre et comprennent une région centrale plus sombre appelée ombre, entourée d'un anneau coloré plus brillant, appelé pénombre. Elles sont temporaires et modifient sans cesse l'apparence de la photosphère. Les taches solaires sont étroitement liées au champ magnétique solaire et se trouvent souvent en groupe ou en paire de polarité opposée. La période de rotation du Soleil serait très difficile à déterminer sans l'aide de ces taches. Puisque le Soleil n'est pas solide, il a une rotation différentielle. En effet, la vitesse de rotation de la surface diffère en fonction de la latitude, les régions proches de l'équateur ayant une vitesse de rotation supérieure à celles des régions polaires. Le nombre de taches solaires visibles varie donc d'année en année. On observe un cycle d'environ 11 ans entre le nombre maximal et le nombre minimal de taches visibles. Nous pouvons observer des centaines de taches solaires lorsque le cycle atteint le maximum, mais au plus bas, la photosphère en est complètement exempte. Les groupes de taches solaires complexes provoquent des éruptions solaires, qui produisent une libération importante de particules dans le vent solaire. Étant donné que les particules chargées provenant du Soleil sont responsables des aurores, ces jeux de lumière sont directement affectés par le nombre de taches solaires. Lorsque le cycle est au maximum, comme en 2001, nous pouvons assister à de magnifiques aurores. Au minimum, les aurores sont pratiquement inexistantes.
Repérage des taches solaires
8. L'étude du Soleil et des étoiles
Vu l'intensité lumineuse du Soleil, on ne peut pas le regarder sans endommager notre vision. Il est toutefois possible de l'observer à l'aide de filtres spéciaux ou par projection. On peut installer les filtres sur un télescope pour bloquer la majeure partie du rayonnement lumineux; les astronomes obtiennent ainsi des images qui permettent d'observer et d'étudier les différentes composantes du Soleil, dont les taches et les protubérances. La projection, quant à elle, est un procédé simple : à l'aide d'un petit télescope, le Soleil est projeté sur une feuille de papier. Cette méthode ne permet pas de voir l'atmosphère du Soleil, mais elle dévoile les taches solaires. On ne doit jamais regarder le Soleil sans protection adéquate. Cependant, avec de bons instruments, notre étoile nous révèle de splendides images. D'où provient notre connaissance des étoiles? C'est par l'étude de notre propre étoile, le Soleil, que nous en apprenons sur ces astres. Les astronomes ont utilisé des modèles mathématiques complexes pour étudier l'intérieur du Soleil. Toutefois, l'observation du Soleil, grâce à la variété de longueurs d'onde et avec divers filtres, nous permet d'obtenir de précieux renseignements. L'hélioséismologie, l'une des méthodes les plus importantes pour l'étude du Soleil, porte sur l'observation des bulles qui se forment et disparaissent au niveau de la photosphère. Parce que le Soleil est une étoile moyenne, nous pouvons penser que les phénomènes qui s'y produisent sont également présents dans d'autres étoiles.
L'Univers comporte des milliards d'étoiles. Les réactions nucléaires qui surviennent dans leur noyau libèrent des quantités d'énergie astronomiques, et elles nous apparaîtraient beaucoup plus brillantes si elles n'étaient pas si lointaines. Lorsqu'on observe le ciel nocturne, la seule différence perceptible entre les étoiles est la magnitude apparente. Celles-ci ont pourtant chacune leurs caractéristiques propres. Selon la température de l'étoile, la couleur varie, bien qu'elle soit difficile à discerner. La spectroscopie est une méthode précise qui permet de déterminer la couleur d'une étoile; mais avant tout, le spectre d'une étoile révèle la quantité relative d'éléments qui se trouvent dans son atmosphère. Beaucoup d'étoiles forment un système d'étoiles binaires, et quelques-unes varient en luminosité. Les étoiles ont un cycle de vie : leur formation débute au sein d'un nuage interstellaire. À cause de la gravité, le nuage s'effondre, une protoétoile se forme et la température interne s'élève suffisamment pour entamer la fusion nucléaire. Une étoile transforme l'hydrogène pendant la quasi-totalité de sa vie, après quoi elle meurt pour devenir lentement une nébuleuse planétaire ou, de façon plus brutale, une supernova. Le Soleil en est à la moitié de sa phase de transformation de l'hydrogène et vivra encore pendant quelques milliards d'années avant de s'éteindre. Son atmosphère est composée de trois couches principales : la chromosphère, la zone de transition et la couronne solaire. Les protubérances et les éruptions solaires jaillissent dans l'atmosphère, libérant dans la couronne solaire de l'énergie et des particules qui forment le vent solaire. L'énergie du Soleil est produite dans le noyau, et les régions internes transportent cette énergie à sa surface, qu'on appelle photosphère. Elle est jaune et granuleuse en apparence. Des taches sombres qui sont plus froides que le reste de la surface la couvrent de-ci de-là. Ces taches solaires sont temporaires et suivent un cycle de 11 ans entre le maximum et le minimum de taches visibles. Elles forment souvent des groupes complexes et sont associées aux aurores boréales que l'on voit sur la Terre, car elles sont à l'origine des éruptions solaires. Le Soleil fait l'objet d'importantes études, mais sans protection adéquate, il peut être très dangereux de l'observer vu son intensité lumineuse. L'usage de filtres spéciaux ou la projection d'images nous permettent de l'étudier en toute sécurité afin de mieux comprendre les phénomènes qui se produisent dans les étoiles. Le Soleil et les étoiles sont des astres fantastiques; sans leur présence, il n'y aurait aucune vie sur Terre.
Milieu scientifique
Musées, Centres de sciences et Villes