Massif signifie grand, moins massif signifie petit, non? Ce n'est pas si simple en ce qui concerne les étoiles et leurs tailles. Si nous comparons la planète Terre avec le Soleil, il s'avère qu'il est possible de placer 109 de nos planètes les unes sur les autres, juste pour ouvrir la voie d'une extrémité de l'étoile à l'autre. Mais il y a des étoiles plus petites que la Terre et beaucoup, beaucoup plus grandes que l'orbite de la Terre autour du Soleil. Comment est-ce possible? Qu'est-ce qui détermine la taille d'une étoile? Pourquoi les «soleils» sont-ils si différents?
La question n'est pas facile, car on voit à peine la taille d'une étoile.
Une vue télescopique profonde des étoiles dans le ciel nocturne montre clairement des étoiles de tailles et de luminosité variables, mais toutes les étoiles sont représentées sous forme de points. La différence de taille est une illusion d'optique associée à la saturation des caméras d'observation
Même dans un télescope, la plupart des étoiles ressemblent à de simples points de lumière en raison des distances gigantesques qui nous séparent de nous. Leurs différences de couleur et de luminosité sont faciles à voir, mais la taille est tout le contraire. Un objet d'une certaine taille à une certaine distance aura un soi-disant diamètre angulaire: la taille apparente qu'un objet occupe dans le ciel. L'étoile la plus proche du Soleil, Alpha Centauri A, n'est qu'à 4,3 années-lumière et 22% plus grande que le Soleil en rayon.
Deux étoiles en forme de soleil, Alpha Centauri A et B, sont situées à seulement 4,37 années-lumière de nous et tournent en orbite entre Saturne et Neptune. Même dans cette image Hubble, ils apparaissent comme des sources ponctuelles simplement sursaturées; aucun disque visible
Néanmoins, il nous semble que son diamètre angulaire n'est que de 0,007 ”, soit secondes d'arc. Une minute d'arc se compose de 60 secondes d'arc; 60 minutes d'arc correspondent à 1 degré et 360 degrés est un cercle complet. Même un télescope comme Hubble ne peut voir que 0,05 ” il y a très peu d'étoiles dans l'Univers qu'un télescope puisse réellement "voir" avec une résolution décente. En règle générale, ce sont des étoiles géantes à proximité, comme Betelgeuse ou R Doradus - les plus grandes étoiles de tout le ciel en termes de diamètre angulaire.
Une image radio de la très, très grande star Bételgeuse. L'une des rares étoiles que nous considérons comme plus qu'une source ponctuelle de la Terre
Heureusement, il existe des mesures indirectes qui nous permettent de calculer la taille physique d'une étoile, et elles sont incroyablement prometteuses. Si vous avez un objet sphérique qui devient si chaud qu'il émet un rayonnement, la quantité totale de rayonnement émis par une étoile est déterminée par deux paramètres: la température de l'objet et sa taille physique. La raison en est que le seul endroit qui émet de la lumière dans l'Univers est la surface d'une étoile, et la surface d'une sphère est toujours calculée en utilisant la même formule: 4πr2, où r est le rayon de la sphère. Si vous pouvez mesurer la distance à cette étoile, sa température et sa luminosité, vous connaissez son rayon, et donc sa taille, tout simplement parce que ce sont les lois de la physique.
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Gros plan de la géante rouge UY Scuti, traitée avec le télescope de l'observatoire de Rutherford. Cette étoile brillante n'est peut-être qu'un "point" pour la plupart des télescopes, mais c'est en fait la plus grande étoile connue de l'humanité.
Lorsque nous faisons des observations, nous constatons que certaines étoiles ne mesurent que quelques dizaines de kilomètres, tandis que d'autres font 1 500 fois la taille du Soleil. Parmi les étoiles supergéantes, la plus grande est UY Scuti avec un diamètre de 2,4 milliards de kilomètres, ce qui est plus grand que l'orbite de Jupiter autour du Soleil. Bien sûr, ces incroyables exemples d'étoiles ne peuvent pas être jugés sur la majorité. Les types d'étoiles les plus courants sont les étoiles de la séquence principale comme notre Soleil: une étoile composée d'hydrogène et qui tire son énergie de la synthèse de l'hydrogène en hélium dans son noyau. Et ils viennent dans de nombreuses tailles différentes, en fonction de la masse de l'étoile elle-même.
Une jeune région de formation d'étoiles dans notre propre Voie lactée. Au fur et à mesure que les nuages de gaz sont compactés par gravité, les protoétoiles se réchauffent et deviennent plus denses jusqu'à ce que la fusion commence enfin dans leurs noyaux.
Lorsque vous formez une étoile, la contraction gravitationnelle convertit l'énergie potentielle (énergie potentielle gravitationnelle) en particules cinétiques (chaleur / mouvement) dans le noyau de l'étoile. S'il y a suffisamment de masse, la température deviendra suffisamment élevée pour déclencher la fusion nucléaire dans les régions les plus internes, où les noyaux d'hydrogène sont convertis en hélium dans une réaction en chaîne. Dans une étoile de faible masse, seule une infime fraction du centre lui-même atteindra le seuil de 4 000 000 degrés et la fusion commencera et se déroulera lentement. D'un autre côté, les plus grosses étoiles peuvent être des centaines de fois plus massives que le Soleil et atteindre des températures centrales de plusieurs dizaines de millions de degrés, fusionnant l'hydrogène en hélium à un rythme des millions de fois plus rapide que celui de notre Soleil.
Le système de classification spectrale moderne Morgan-Keenan, avec la plage de température de chaque classe d'étoiles indiquée ci-dessus en Kelvin. La grande majorité des étoiles (75%) sont des étoiles de classe M, dont seulement 1 sur 800 est suffisamment massive pour devenir une supernova
Les plus petites étoiles ont le plus petit flux externe et une pression de rayonnement, et les plus massives ont le plus grand. Ce rayonnement et cette énergie externes empêchent l'étoile de s'effondrer gravitationnel, mais cela peut vous surprendre que la portée soit relativement étroite. Les plus petites étoiles, les naines rouges comme Proxima Centauri et VB 10, ne représentent que 10% de la taille du Soleil, légèrement plus grande que Jupiter. Mais le plus grand géant bleu, le R136a1, a 250 fois la masse du Soleil, mais seulement 30 fois plus de diamètre. Si vous synthétisez l'hydrogène en hélium, l'étoile ne changera pas beaucoup de taille.
Mais toutes les étoiles ne synthétisent pas l'hydrogène en hélium. Les plus petites étoiles ne synthétisent rien du tout, et les plus grandes sont à un stade beaucoup plus énergétique de leur vie. Nous pouvons décomposer les étoiles en types par taille et mettre en évidence cinq classes générales
Étoiles à neutrons: restes de supernova contenant une masse d'un à trois soleils, mais compressés en un noyau atomique géant. Ils émettent toujours des radiations, mais en petites quantités en raison de leur taille. Une étoile à neutrons ordinaire a une taille de 20 à 100 kilomètres.
Étoiles naines blanches: formées lorsqu'une étoile semblable au soleil brûle le dernier carburant d'hélium dans son noyau, et les couches externes gonflent lorsque les couches internes s'effondrent. Habituellement, une étoile naine blanche a de 0,5 à 1,4 fois la masse du Soleil, mais en volume physique, elle est proche de la Terre: environ 10 000 kilomètres de diamètre, composée d'atomes hautement comprimés.
Étoiles de la séquence principale: il s'agit des naines rouges, des étoiles de type solaire et des géantes bleues que nous avons mentionnées précédemment. Leurs dimensions sont très différentes, de 100 000 kilomètres à 30 000 000 kilomètres. Mais même la plus grande de ces étoiles, si elle est placée à la place du Soleil, n'avalera pas Mercure.
Géants rouges: montre ce qui se passe lorsque le cœur manque d'hydrogène. À moins que vous ne soyez une naine rouge (dans ce cas, vous deviendrez simplement une naine blanche), la contraction gravitationnelle chauffera suffisamment votre cœur pour commencer à fusionner l'hélium en carbone. La fusion de l'hélium en carbone émet beaucoup plus d'énergie que la fusion de l'hydrogène en hélium, de sorte que l'étoile se développe considérablement. La physique est que la force sortante (rayonnement) au bord de l'étoile doit équilibrer la force entrante (gravité) pour que l'étoile soit stable, et plus la force qui tend vers l'extérieur est grande, plus l'étoile sera grande. Les géants rouges mesurent généralement entre 100 et 150 000 000 kilomètres de diamètre. C'est suffisant pour avaler Mercure, Vénus et éventuellement la Terre.
Étoiles supergéantes: les étoiles les plus massives qui finissent par fusionner de l'hélium et commencent à fusionner des éléments encore plus lourds dans leur noyau: carbone, oxygène, silicium et soufre. Ces étoiles sont vouées à devenir des supernovae ou des trous noirs, mais avant cela, elles gonfleront à des milliards de kilomètres ou plus. Parmi elles se trouvent les plus grosses étoiles comme Bételgeuse, et si on mettait une telle étoile à la place de notre Soleil, elle engloutirait toutes nos planètes solides, la ceinture d'astéroïdes et même Jupiter.
Le soleil est encore relativement petit par rapport aux géants, mais atteint la taille d'Arcturus dans sa phase géante rouge
Pour les plus petites étoiles de toutes, telles que les étoiles à neutrons et les naines blanches, la règle est que l'énergie piégée ne peut s'échapper que par une minuscule surface qui les maintient brillantes pendant longtemps. Mais pour toutes les autres étoiles, la taille est déterminée par un simple équilibre: la force du rayonnement sortant à la surface doit être égale à l'attraction gravitationnelle vers l'intérieur. Les grandes forces de rayonnement signifient que l'étoile gonfle à une grande taille, les plus grandes étoiles gonflant à des milliards de kilomètres.
La Terre, si les calculs sont corrects, ne sera pas engloutie par le Soleil dans la phase géante rouge. Mais la planète elle-même deviendra très, très chaude
À mesure que le soleil vieillit, son noyau se réchauffe, se dilate et se réchauffe avec le temps. Dans un à deux milliards d'années, il fera assez chaud pour faire bouillir les océans de la Terre si nous ne mettons pas la planète sur une orbite plus sûre. Dans quelques centaines de millions d'années, le Soleil sera grand et brillant. Mais regardons les choses en face: quelle que soit la taille de notre Soleil, il ne deviendra jamais plus massif que les étoiles à neutrons et les plus grandes supergéantes, même s'il est plus grand.
ILYA KHEL
