Les étoiles sont les objets astronomiques les plus intéressants et représentent le plus fondamental blocs de construction galactique. L'âge, la distribution et la composition des étoiles d'une galaxie déterminent son histoire, sa dynamique et son évolution. De plus, les étoiles sont responsables de la production et de la distribution d'éléments lourds tels que le carbone, l'azote, l'oxygène dans l'espace, et leurs caractéristiques sont étroitement liées aux systèmes planétaires qu'elles forment. Par conséquent, l'étude du processus de naissance, de vie et de mort des étoiles est au cœur du domaine astronomique.

La naissance des étoiles

Les étoiles naissent dans les nuages ​​de poussière et de gaz dispersés dans la plupart des galaxies. Un exemple frappant de la distribution d'un tel nuage est la nébuleuse d'Orion.

Cette image combine des images visibles et infrarouges du télescope spatial Hubble et de Spitzer. La turbulence dans les profondeurs de ces nuages ​​crée des nœuds avec une masse suffisante pour commencer le processus de réchauffement de la matière au centre de ce nœud. C'est ce noyau chaud, plus connu sous le nom de protoétoile, qui pourrait un jour devenir une étoile.

Des simulations informatiques 3D du processus de formation des étoiles montrent que les nuages ​​en rotation de gaz et de poussière peuvent se briser en deux ou trois morceaux ; cela explique pourquoi la plupart des étoiles de la Voie lactée sont en paires ou en petits groupes.

Tout le matériel, du nuage de poussière de gaz, n'entre pas dans la future étoile. Le matériau restant peut former des planètes, des astéroïdes, des comètes ou simplement rester sous forme de poussière.

Séquence principale d'étoiles

Une étoile de la taille de notre soleil met environ 50 millions d'années à mûrir de sa formation à l'âge adulte. Notre Soleil sera dans cette phase de maturité pendant environ 10 milliards d'années.

Les étoiles se nourrissent de l'énergie libérée lors du processus de fusion nucléaire de l'hydrogène avec formation d'hélium dans leurs intestins. La sortie d'énergie des régions centrales de l'étoile fournit la pression nécessaire pour empêcher l'étoile de s'effondrer sous l'influence de la gravité.

Comme le montre le diagramme de Hertzsprung-Russell, la séquence principale d'étoiles englobe une large gamme de luminosités et de couleurs stellaires, qui peuvent être classées en fonction de ces caractéristiques. Les plus petites étoiles sont appelées naines rouges, ont une masse d'environ 10 % de la masse du Soleil et n'émettent que 0,01 % de l'énergie par rapport à notre étoile. Leur température de surface ne dépasse pas 3000-4000 K. Malgré leur taille miniature, les naines rouges sont de loin le type d'étoiles le plus nombreux dans l'Univers et ont des dizaines de milliards d'années.

D'autre part, les étoiles les plus massives, appelées hypergéantes, peuvent avoir une masse de 100 fois ou plus, plus que la masse du Soleil et une température de surface de plus de 30 000 K. Les hypergéantes libèrent des centaines de milliers de fois plus d'énergie. que le Soleil, mais n'ont qu'une durée de vie de quelques millions d'années. De telles étoiles extrêmes, comme le pensent les scientifiques, étaient répandues dans l'Univers primitif, elles sont aujourd'hui extrêmement rares - plusieurs hypergéantes sont connues dans toute la Voie lactée.

Évolution des étoiles

En termes généraux, plus l'étoile est grande, plus sa durée de vie est courte, bien que toutes sauf les étoiles supermassives vivent des milliards d'années. Lorsqu'une étoile développe complètement de l'hydrogène dans son noyau, les réactions nucléaires à l'intérieur cessent. Privé d'énergie, le noyau, nécessaire à son maintien, commence à se désintégrer et à devenir beaucoup plus chaud. L'hydrogène restant à l'extérieur du cœur continue d'alimenter les réactions nucléaires à l'extérieur du cœur. Un noyau de plus en plus chaud commence à pousser les couches externes de l'étoile vers l'extérieur, provoquant l'expansion et le refroidissement de l'étoile, la transformant en une géante rouge.

Si l'étoile est suffisamment massive, le processus d'effondrement du noyau peut augmenter sa température suffisamment pour entretenir des réactions nucléaires plus exotiques qui consomment de l'hélium et produisent divers éléments lourds, dont le fer. Cependant, de telles réactions n'offrent qu'un répit temporaire à la catastrophe mondiale de l'étoile. Progressivement, les processus nucléaires internes de l'étoile deviennent de plus en plus instables. Ces changements provoquent des pulsations à l'intérieur de l'étoile, qui conduiront en outre à l'éjection de la coque externe, qui s'entoure d'un nuage de gaz et de poussière. Ce qui se passe ensuite dépend de la taille du noyau.

Le sort ultérieur d'une étoile en fonction de la masse de son noyau

Des articles utiles qui répondront aux questions les plus intéressantes sur les étoiles.

Objets de l'espace lointain

La structure du soleil

Nous ne pouvons pas regarder directement à l'intérieur du Soleil, par conséquent, nous avons une idée de sa structure interne uniquement sur la base d'une analyse théorique, en utilisant les lois physiques les plus générales et des caractéristiques du Soleil telles que la masse, le rayon, la luminosité.

Le Soleil ne se dilate ni ne se contracte, il est en équilibre hydrostatique, car la force de gravité tendant à comprimer le Soleil est entravée par la force de pression du gaz de l'intérieur.

Les calculs montrent que pour maintenir l'équilibre hydrostatique, la température au centre du Soleil doit être d'environ 15 10 6 K À une distance de 0,7R, la température chute à environ 10 6 K. La densité de matière au centre du Soleil est environ 1,5 10 5 kg/m3, soit plus de 100 fois sa densité moyenne.

Les réactions thermonucléaires ont lieu dans la région centrale du Soleil avec un rayon d'environ 0,3R. Cette zone s'appelle le noyau. En dehors du cœur, la température est insuffisante pour que des réactions thermonucléaires se produisent.

L'énergie libérée dans le noyau du Soleil est transférée vers l'extérieur, vers la surface, de deux manières : les transferts radiants et convectifs. Dans le premier cas, l'énergie est transférée par rayonnement ; dans le second - lors de mouvements mécaniques de masses de matière chauffées.

Le transfert d'énergie radiante se produit dans le noyau jusqu'à des distances (0,6-0,7) R du centre du Soleil, puis l'énergie est transférée à la surface par convection. La manifestation de la convection est observée sous forme de granulation dans la photosphère. Le temps total nécessaire à l'énergie libérée dans le noyau pour atteindre la surface du Soleil est d'environ 10 millions d'années. Ainsi, la lumière et la chaleur qui réchauffent et illuminent notre Terre aujourd'hui ont été générées lors de réactions thermonucléaires au centre du Soleil il y a 10 millions d'années.

Bien sûr, les astronomes cherchent des moyens de regarder à l'intérieur du soleil et de tester des idées théoriques sur sa structure. Sur cette voie, les physiciens qui étudient les particules élémentaires sont venus à leur secours. Le fait est que dans les réactions thermonucléaires de fusion d'hélium à partir d'hydrogène, ainsi que la libération d'énergie, des particules élémentaires - les neutrinos - sont produites. Contrairement au rayonnement, les neutrinos ne sont pratiquement pas retenus par la matière. Apparaissant à l'intérieur du Soleil et se propageant à une vitesse proche de la vitesse de la lumière, ils quittent la surface du Soleil au bout de 2 s et atteignent la Terre en 8 minutes. Pour observer les neutrinos solaires, un télescope spécial à neutrinos a été construit, qui, au cours de nombreuses années d'observations, a enregistré le flux attendu de neutrinos du Soleil. Ces observations ont finalement confirmé l'exactitude de nos modèles théoriques de la structure du Soleil en tant qu'étoile. Par conséquent, nous pouvons pleinement utiliser les résultats obtenus pour développer des modèles d'autres étoiles. D'autres étoiles de la séquence principale ont une structure similaire à celle du Soleil.

Géantes rouges et supergéantes

Caractéristique distinctive de ces étoiles est l'absence de réactions nucléaires au centre même, malgré hautes températures... Les réactions nucléaires se déroulent en couches minces autour d'un noyau central dense. Comme la température de l'étoile diminue vers la surface, un certain type de réactions thermonucléaires a lieu dans chaque couche. Dans les couches les plus externes du noyau, où la température est d'environ 15 10 6 K, l'hélium est formé à partir d'hydrogène ; plus profondément, là où la température est plus élevée, le carbone se forme à partir de l'hélium ; plus loin du carbone - oxygène, et dans les couches les plus profondes des étoiles très massives lors des réactions thermonucléaires, le fer se forme. Des éléments chimiques plus lourds ne peuvent pas être formés avec la libération d'énergie. Au contraire, leur formation nécessite une dépense d'énergie. Ainsi, dans les géantes rouges et les supergéantes, des sources d'énergie en couches sont formées et la plupart éléments chimiques jusqu'aux atomes de fer.

naines blanches

Ces étoiles ont été appelées naines blanches, car des étoiles ont été découvertes parmi elles pour la première fois. blanc, et beaucoup plus tard - jaune et autres couleurs. Leurs tailles sont petites, seulement des milliers et des dizaines de milliers de kilomètres, c'est-à-dire comparables à la taille de la Terre. Mais leurs masses sont proches de la masse du Soleil, et donc leur densité moyenne centaines de kilogrammes par centimètre cube. Un exemple d'une telle étoile est le satellite de Sirius, généralement désigné par Sirius B. Cette étoile de classe spectrale A avec une température de 9000 K a un diamètre de seulement 2,5 fois le diamètre de la Terre, et sa masse est égale à celle du Soleil, de sorte que la densité moyenne dépasse 100 kg/cm3.

Pulsars et étoiles à neutrons

En 1967, des astronomes, utilisant des radiotélescopes, ont découvert des sources radio étonnantes qui émettaient des impulsions périodiques d'ondes radio. Ces objets sont appelés pulsars. Les périodes des impulsions des pulsars, qui sont maintenant connues au-delà de 400, sont de l'ordre de quelques secondes à 0,001 s. J'ai été surpris par la grande stabilité de la répétition des impulsions ; ainsi, le premier pulsar découvert, désigné sous le nom de PSR 1919, situé dans la discrète constellation de Chanterelle, avait une période de T = 1,33 730 110 168 s (Fig. 16.3). La grande stabilité de la période, disponible uniquement lorsqu'elle est mesurée avec des horloges atomiques modernes, nous a initialement fait supposer que les astronomes avaient affaire à des signaux envoyés par des civilisations extraterrestres. En fin de compte, il a été prouvé que le phénomène de pulsation résulte de la rotation rapide des étoiles à neutrons et que la période de répétition des impulsions est égale à la période de rotation de l'étoile à neutrons.

Ces étoiles inhabituelles ont des rayons d'environ 10 km et une masse comparable à celle du Soleil. La densité de l'étoile à neutrons est fantastique et est égale à 2 10 17 kg/m 3. Elle est comparable à la densité de matière dans les noyaux des atomes. À cette densité, le matériau de l'étoile est constitué de neutrons densément emballés. Pour cette raison, de telles étoiles sont appelées étoiles à neutrons.

Trous noirs

A la fin du XVIIIe siècle. le célèbre astronome et mathématicien P. Laplace (1749-1827) a présenté un raisonnement simple basé sur la théorie de la gravitation de Newton, qui a permis de prédire l'existence d'objets inhabituels appelés trous noirs. On sait que pour vaincre l'attraction d'un corps céleste de masse M et de rayon R, une seconde vitesse cosmique (parabolique) est nécessaire A une vitesse inférieure, l'astre deviendra un satellite d'un astre, à ν ≥ ν 2 il quittera l'astre pour toujours et n'y reviendra jamais Pour la Terre ν 2 = 11,2 km/s, à la surface du Soleil 2 = 617 km/s. A la surface d'une étoile à neutrons d'une masse égale à la masse du Soleil et d'un rayon d'environ 10 km 2 = 170 000 km/s et ne représente qu'environ 0,6 de la vitesse de la lumière. Comme on peut le voir d'après la formule, avec le rayon d'un corps céleste égal à R = 2GM / s 2, la deuxième vitesse cosmique sera égale à la vitesse de la lumière avec = 300 000 km / s. Avec des dimensions encore plus petites, la deuxième vitesse cosmique dépassera la vitesse de la lumière. Pour cette raison, même la lumière ne peut pas quitter un tel corps céleste et nous renseigner sur les processus qui se déroulent à sa surface, à nous observateurs distants.

Si de tels objets existent dans l'Univers, ce sont en quelque sorte des trous, par où tout tombe et d'où rien ne sort. Par conséquent, dans la littérature moderne, un tel nom s'est enraciné derrière eux - les trous noirs.

Actuellement, des trous noirs ont été découverts dans des systèmes stellaires binaires. Ainsi, dans la constellation du Cygne, on observe un système binaire proche, l'une des étoiles émettant de la lumière visible est une étoile ordinaire de classe spectrale B, l'autre, une étoile invisible de petite taille, émet des rayons X et a une masse d'environ 10M. Cette étoile invisible est un trou noir d'environ 30 km. Les rayons X ne sont pas émis par le trou noir lui-même, mais par un disque chauffé à plusieurs millions de degrés, tournant autour du trou noir. Ce disque est constitué de matière, que le trou noir extrait de l'étoile brillante par sa gravité (Fig. XV dans l'insert en couleur).

Les idées théoriques sur la structure interne des étoiles de la séquence principale ont été confirmées par des observations directes des flux de neutrinos provenant du noyau solaire.
Des trous noirs ont été découverts dans certains systèmes stellaires binaires.

Évolution des étoiles : naissance, vie et mort des étoiles

Des nuages ​​de gaz et de poussière sont observés dans la Voie lactée. Certains d'entre eux sont si denses qu'ils commencent à rétrécir sous l'influence de leur propre gravité. Au fur et à mesure que le nuage se contracte, sa densité et sa température augmentent et il commence à rayonner abondamment dans la plage infrarouge du spectre. A ce stade de compression, le nuage a été nommé Protoétoile... Lorsque la température à l'intérieur de la protoétoile s'élève à plusieurs millions de Kelvin, elles commencent réactions thermonucléaires la conversion de l'hydrogène en hélium et la protoétoile se transforme en une étoile de séquence principale ordinaire. La durée du séjour des étoiles sur la séquence principale est déterminée par la puissance de rayonnement de l'étoile (luminosité) et les réserves d'énergie nucléaire.

Une fois que l'hydrogène a brûlé à l'intérieur d'une étoile, il gonfle et devient une géante rouge ou une supergéante, selon sa masse.

L'enveloppe gonflée d'une étoile de faible masse est déjà faiblement attirée par son noyau et, s'en éloignant progressivement, forme une nébuleuse planétaire (Fig. X dans l'encart couleur). Après la diffusion finale de l'enveloppe, seul le noyau chaud de l'étoile - une naine blanche - subsiste. Une étoile semblable au solaire laissera une naine blanche de carbone.

L'évolution des étoiles massives est plus rapide. À la fin de sa vie, une telle étoile peut exploser en une supernova et son noyau, se contractant brusquement, se transformer en un objet superdense - une étoile à neutrons ou même un trou noir. La coquille jetée, enrichie d'hélium et d'autres éléments lourds formés à l'intérieur de l'étoile, se disperse dans l'espace et sert de matériau à la formation d'étoiles de nouvelle génération. En particulier, il y a des raisons de croire que le Soleil est une étoile de deuxième génération.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme HR)

© Savoir c'est pouvoir

Diagramme de Hertzsprung-Ressel

Les caractéristiques physiques les plus importantes d'une étoile sont la température et la magnitude absolue. Les lectures de température sont étroitement liées à la couleur d'une étoile, et la magnitude absolue est étroitement liée au type spectral. Rappelons que selon la classification actuellement utilisée, les étoiles en fonction de leurs spectres, comme déjà évoqué dans la section "Classes spectrales" du site, sont divisées en sept classes spectrales principales. Ils sont désignés par les lettres latines O, B, A, F, G, K, M. C'est dans cette séquence que la température des étoiles décroît de plusieurs dizaines de milliers de degrés pour les étoiles de classe O (étoiles très chaudes) à 2000-3000 degrés pour les étoiles de classe M..

Celles. une mesure de luminosité, exprimée par la quantité d'énergie émise par une étoile. Elle peut être calculée théoriquement, connaissant la distance à l'étoile.

En 1913, l'astronome danois Einar Hertzsprung et l'Américain Henry Norris Ressel ont indépendamment eu la même idée de construire un graphique théorique reliant deux principaux paramètres stellaires - la température et la magnitude absolue. Le résultat a été un diagramme qui a été nommé d'après deux astronomes - le diagramme de Hertzsprung-Ressel (en abrégé HRD), ou, plus simplement, le diagramme HR. Comme nous le verrons plus loin, le diagramme de Hertzsprung-Ressel permet de comprendre l'évolution des étoiles. De plus, il est largement utilisé pour déterminer les distances aux amas d'étoiles.

Une étoile correspond à chaque point de ce diagramme. L'ordonnée (verticale) est la luminosité de l'étoile, et l'abscisse (horizontale) est la température de surface. Si nous déterminons sa température par la couleur d'une étoile, alors nous aurons à notre disposition l'une des quantités nécessaires pour construire le diagramme HR. Si la distance à l'étoile est connue, alors la luminosité peut être déterminée à partir de sa luminosité apparente dans le ciel. Nous aurons alors à notre disposition les deux quantités nécessaires à la construction du diagramme G-R, et nous pourrons mettre sur ce diagramme un point qui correspond à notre étoile.

Le soleil est placé dans le diagramme en face de la luminosité 1, et puisque la température de la surface du soleil est de 5800 degrés, il est presque au milieu du diagramme HR.

Les étoiles avec une luminosité supérieure au soleil sont situées dans le diagramme ci-dessus. Par exemple, le nombre 1000 signifie que les étoiles sont situées à ce niveau, dont la luminosité est 1000 fois supérieure à la luminosité du Soleil.

Des étoiles moins lumineuses, comme Sirius B, une naine blanche du système Sirius, se trouvent en dessous. Les étoiles plus chaudes que le Soleil, comme Sirius A et Zeta Aurigae B, une étoile chaude du système Zeta Auriga et Spica de la constellation de la Vierge, se trouvent à gauche du Soleil. Des étoiles plus froides comme Bételgeuse et la supergéante rouge du système Zeta Auriga se trouvent à droite.

Étant donné que les étoiles froides émettent de la lumière rouge, tandis que les étoiles chaudes émettent du blanc ou du bleu, le diagramme montre des étoiles rouges à droite et des étoiles blanches ou bleues à gauche. En haut du diagramme se trouvent des étoiles à haute luminosité et en bas, à faible luminosité.

Séquence principale

La plupart des étoiles sur le diagramme HR sont situées dans la bande diagonale allant du coin supérieur gauche au coin inférieur droit. Cette bande s'appelle "séquence principale" ... Les étoiles qui s'y trouvent sont appelées "étoiles de la séquence principale". Notre Soleil appartient aux étoiles de la séquence principale et se situe dans la partie de celle-ci qui correspond aux étoiles jaunes. Les étoiles les plus brillantes et les plus chaudes sont situées dans la partie supérieure de la séquence principale, et les étoiles les plus sombres et, par conséquent, les étoiles à vie longue sont situées en bas à droite.

Les étoiles de la séquence principale sont dans la phase la plus « silencieuse » et la plus stable de leur existence, ou, comme on dit, la phase de la vie.

La source de leur énergie est. Selon les estimations modernes de la théorie de l'évolution stellaire, cette phase représente environ 90 % de la vie d'une étoile. C'est pourquoi la plupart des étoiles appartiennent à la séquence principale.

Selon la théorie de l'évolution stellaire, lorsque les réserves d'hydrogène à l'intérieur d'une étoile s'épuisent, celle-ci sort de la séquence principale en déviant vers la droite. Dans ce cas, la température de l'étoile baisse toujours et sa taille augmente rapidement. Un mouvement complexe et de plus en plus accéléré de l'étoile le long du diagramme commence.

Géantes rouges et naines blanches

Séparément - à droite et au-dessus de la séquence principale, il y a un groupe d'étoiles avec une luminosité très élevée, de plus, la température de ces étoiles est relativement basse - ce sont les étoiles dites rouges étoiles géantes et supergéantes ... Il s'agit d'étoiles froides (environ 3000°C), qui sont cependant beaucoup plus brillantes que les étoiles de même température dans la séquence principale. Un centimètre carré de la surface d'une étoile froide émet une quantité relativement faible d'énergie par seconde. La grande luminosité totale de l'étoile s'explique par le fait que sa surface est grande : l'étoile doit être très grande. Les géantes sont des étoiles dont le diamètre plus grand diamètre Le soleil est 200 fois.

De la même manière, on peut considérer la gauche partie inférieure graphiques. Il existe des étoiles chaudes à faible luminosité. Puisqu'un centimètre carré de la surface d'un corps chaud émet beaucoup d'énergie par seconde et que les étoiles du coin inférieur gauche du diagramme ont une faible luminosité, nous devons en conclure qu'elles sont de petite taille. En bas à gauche, se trouvent donc naines blanches , étoiles très denses et compactes, en moyenne 100 fois plus petites que le Soleil, avec un diamètre en rapport avec le diamètre de notre planète. Une de ces étoiles, par exemple, est le satellite de Sirius appelé Sirius B.

Séquences d'étoiles du diagramme de Hertzsprung-Ressel dans la numérotation conditionnelle adoptée

Sur le diagramme de Hertzsprung-Ressel, en plus des séquences que nous avons considérées ci-dessus, les astronomes distinguent en fait plusieurs autres séquences, et la séquence principale a un nombre conditionnel V ... Listons-les :

je - une séquence de supergéantes brillantes,
Ib - une séquence de supergéantes faibles,
II- une séquence de géants lumineux,
III- une séquence de géants faibles,
IV - une séquence de sous-géantes,
V - la séquence principale,
VI - une séquence de sous-nains,
vii - une séquence de naines blanches.

Conformément à cette classification, notre Soleil avec sa classe spectrale G2 est désigné comme G2V .

Ainsi, déjà à partir de considérations générales, connaissant la luminosité et la température de surface, il est possible d'estimer la taille de l'étoile. La température nous indique la quantité d'énergie émise par un centimètre carré de surface. La luminosité, égale à l'énergie que l'étoile émet par unité de temps, permet de connaître la magnitude de la surface rayonnante, et donc le rayon de l'étoile.

Il faut aussi faire une réserve qu'il n'est pas si facile de mesurer l'intensité de la lumière qui nous vient des étoiles. L'atmosphère terrestre ne laisse pas passer tous les rayonnements. La lumière à ondes courtes, par exemple, dans la région ultraviolette du spectre, ne nous parvient pas. Il convient également de noter que les magnitudes stellaires apparentes des objets distants sont affaiblies non seulement en raison de l'absorption par l'atmosphère terrestre, mais également en raison de l'absorption de la lumière par les particules de poussière présentes dans l'espace interstellaire. Il est clair que même un télescope spatial fonctionnant en dehors de l'atmosphère terrestre ne peut être éliminé de ce facteur d'interférence.

Mais l'intensité de la lumière traversant l'atmosphère peut être mesurée de différentes manières. L'œil humain ne perçoit qu'une fraction de la lumière émise par le soleil et les étoiles. Faisceaux lumineux de différentes longueurs avec couleur différente n'affectent pas aussi intensément la rétine, la plaque photographique ou le photomètre électronique. Lors de la détermination de la luminosité des étoiles, seule la lumière perçue par l'œil humain est prise en compte. Par conséquent, pour les mesures, il est nécessaire d'utiliser des instruments qui, à l'aide de filtres de couleur, simulent la sensibilité aux couleurs de l'œil humain. Par conséquent, sur les diagrammes HR, au lieu de la vraie luminosité, ils indiquent souvent la luminosité dans la région visible du spectre, perçue par l'œil. On l'appelle aussi luminosité visuelle. Les valeurs de luminosité vraie (bolométrique) et visuelle peuvent différer assez fortement. Par exemple, une étoile d'une masse 10 fois supérieure à celle du soleil émet environ 10 000 fois plus d'énergie que le Soleil, alors que dans le spectre visible, elle n'est que 1000 fois plus lumineuse que le Soleil. Pour cette raison, le type spectral d'une étoile est souvent remplacé aujourd'hui par un autre paramètre équivalent, appelé "indice de couleur" ; ou "indice de couleur" affiché sur l'axe horizontal du graphique. En astrophysique moderne, l'indice de couleur est en fait la différence entre les magnitudes d'une étoile dans différentes plages du spectre (il est d'usage de mesurer la différence entre les magnitudes dans les parties bleue et visible du spectre, appelées B-V ou B moins V de bleu anglais et visible). Ce paramètre montre la distribution quantitative de l'énergie qu'une étoile émet à différentes longueurs d'onde, et cela est directement lié à la température de la surface de l'étoile.

Le graphique RH est généralement donné dans les coordonnées suivantes :
1. La luminosité est la température effective.
2. La magnitude stellaire absolue est un indicateur de couleur.
3. Magnitude stellaire absolue - classe spectrale.

La signification physique du diagramme G-R

La signification physique du diagramme GR est qu'après y avoir tracé le nombre maximum d'étoiles observées expérimentalement, par leur emplacement, il est possible de déterminer les régularités de leur distribution en termes de spectre et de rapport de luminosité. S'il n'y avait pas de dépendance entre les luminosités et leurs températures, alors toutes les étoiles seraient uniformément réparties sur un tel diagramme. Mais le schéma révèle plusieurs groupements d'étoiles régulièrement répartis que nous venons de considérer, appelés séquences.

Le diagramme de Hertzsprung-Russel est d'une grande aide pour étudier l'évolution des étoiles tout au long de leur existence. S'il était possible de retracer l'évolution d'une étoile tout au long de sa vie, c'est-à-dire sur plusieurs centaines de millions voire plusieurs milliards d'années, on le verrait se déplacer lentement le long du diagramme HR en fonction de l'évolution des caractéristiques physiques. Le mouvement des étoiles le long du diagramme en fonction de l'âge est appelé pistes évolutives.

En d'autres termes, le diagramme H-R vous aide à comprendre comment les étoiles ont évolué tout au long de leur existence. En revenant en arrière à l'aide de ce diagramme, vous pouvez calculer la distance aux étoiles.

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La séquence principale (GP) est la zone la plus peuplée du diagramme Getzsprung-Russell (HR). La majeure partie des étoiles du diagramme GR sont situées le long de la diagonale sur une bande allant du coin inférieur droit du diagramme au coin supérieur gauche. Cette bande s'appelle séquence principale.

Le coin inférieur droit est occupé par des étoiles froides de faible luminosité et de faible masse, en commençant par des étoiles d'environ 0,08 masse solaire, et le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles chaudes de masses d'environ 60-100 masses solaires et de forte luminosité (la question de la stabilité des étoiles de masses supérieures 60-120M soleil reste ouvert, bien que, apparemment, il y ait des observations récentes de telles étoiles).

La phase évolutive correspondant à la séquence principale est associée à la libération d'énergie lors de la conversion de l'hydrogène en hélium, et comme toutes les étoiles MS ont une source d'énergie, alors la position d'une étoile sur le diagramme GR est déterminée par sa masse et, dans une moindre mesure, par sa composition chimique.

L'étoile passe la majeure partie de sa vie sur la séquence principale et, par conséquent, la séquence principale est le groupe le plus peuplé du diagramme HR (jusqu'à 90 % de toutes les étoiles s'y trouvent).

Séquence principale

Dépendance masse-luminosité pour la séquence principale

Pour les étoiles de la séquence principale, il existe une approximation connue sous le nom de relation masse-luminosité. Cette relation a été déduite de la détermination observationnelle des masses et des luminosités des étoiles de la séquence principale, mais elle est également confirmée par les calculs des modèles stellaires pour les étoiles MS. La luminosité d'une étoile est à peu près proportionnelle à sa masse à la puissance 3,5 ou 4 :

L ~ M 3.5-4

Ainsi, une étoile deux fois plus massive que le Soleil a une luminosité 11 fois supérieure à celle du Soleil. Les étoiles de la séquence principale les plus massives sont environ 60 fois plus massives que le Soleil. Cela correspond à une luminosité de près d'un million de fois celle du soleil.

Pour les étoiles les plus massives L ~ M.

Durée de vie de la séquence principale

Les stars passent la majeure partie de leur vie sur la séquence principale. En général, les étoiles plus massives vivent plus vite que les moins massives. Il semblerait que les étoiles ayant grande quantité l'hydrogène pour la combustion devrait le consommer plus longtemps, mais ce n'est pas le cas, car ils utilisent leurs ressources plus rapidement.

Estimons la durée de vie d'une étoile sur le MS. Simplifié, il est égal au rapport de l'énergie qui peut être rayonnée à l'énergie libérée par l'étoile par unité de temps (c'est la luminosité L).

L'énergie émise par une étoile pendant le temps t est égale au produit de la luminosité par ce temps :

E = lieutenant

D'après l'équation d'Einstein :

E = Mc2.

En combinant ces deux expressions, on obtient :

t = Mc 2 / L,

en tenant compte de la loi masse-luminosité, on obtient :

t = c 2 / M 2,5-3,

ou en unités solaires :

t / t soleil = 1 / (M / M soleil) 2 / 5-3.

Ainsi, si la durée de vie estimée du Soleil sur la séquence principale est de 10 à 10 ans, alors une étoile 10 fois plus massive que le Soleil vivra 1000 fois moins, c'est-à-dire 10 7 ans. Car pour les étoiles les plus massives L ~ M, puis, à mesure que leur masse augmente, la durée de vie cesse d'augmenter et tend vers une valeur d'environ 3,5 millions d'années, ce qui est très faible à l'échelle cosmique.

Température de surface, luminosité et durée de vie des étoiles de la séquence principale

Table des étoiles de la séquence principale

I. Mironova

Dans le problème d'équilibre stellaire, il a été discuté que sur le diagramme Hertzsprung - Russell (reliant la couleur et la luminosité des étoiles) la plupart de les étoiles tombent dans la "bande", qui est généralement appelée la séquence principale. Les stars y passent la majeure partie de leur vie. Une caractéristique des étoiles de la séquence principale est que leur principale libération d'énergie est due à la "brûlure" de l'hydrogène dans le noyau, contrairement aux étoiles T Tauri ou, par exemple, aux géantes, qui seront discutées dans la postface.

Il a également été discuté que différentes couleurs (la "température" de surface) et luminosités (énergie émise par unité de temps) correspondent à différentes masses d'étoiles de la séquence principale. L'éventail des masses commence à partir des dixièmes de la masse du Soleil (en étoiles naines) et s'étend à des centaines de masses solaires (en géantes). Mais la massivité doit payer avec une durée de vie très courte sur la séquence principale : les géants n'y passent que des millions d'années (voire moins), tandis que les nains peuvent rester sur la séquence principale jusqu'à dix mille milliards d'années.

Dans ce problème, nous "d'après les principes premiers", en utilisant les résultats des problèmes précédents (équilibre stellaire et errance des photons), nous comprendrons pourquoi la séquence principale est exactement une ligne presque droite sur le diagramme, et comment la luminosité et la masse de les étoiles y sont liées.

Laisser vous est l'énergie des photons par unité de volume (densité d'énergie). Par définition, la luminosité L est l'énergie rayonnée par la surface de l'étoile par unité de temps. En ordre de grandeur \ (L \ sim \ frac (V u) (\ tau) \), où V- le volume de l'étoile, - un certain temps caractéristique du transfert de cette énergie vers l'extérieur (le même temps pendant lequel le photon quitte l'intérieur de l'étoile). Comme le volume, toujours en ordre de grandeur, on peut prendre R 3, où R est le rayon de l'étoile. Le temps de transfert d'énergie peut être estimé comme R 2 /lc, où je est le libre parcours moyen, que l'on peut estimer à 1 / ρκ (ρ est la densité de matière de l'étoile, κ est le coefficient d'opacité).

A l'équilibre, la densité d'énergie des photons s'exprime selon la loi de Stefan - Boltzmann : vous = à 4 où une est une constante, et T- température caractéristique.

Ainsi, en laissant tomber toutes les constantes, nous trouvons que la luminosité L proportionnel à la valeur \ (\ frac (T ^ 4 R) (\ rho \ kappa). \)

Nous avons aussi que la pression P doit être équilibré par gravité : \ (P \ sim \ frac (M \ rho) (r). \)

La contraction des étoiles lors de leur formation s'arrête lorsqu'une intense combustion d'hydrogène commence au centre même, ce qui produit une pression suffisante. Cela se produit à une certaine température. T cela ne dépend de rien. Donc, en gros, la température caractéristique (en fait, c'est la température au centre de l'étoile, à ne pas confondre avec la température de surface !) de la séquence principale des étoiles est la même.

Tâche

1) Pour les étoiles de masses moyennes (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, et l'opacité (pour les photons) est causée par la diffusion Thomson sur les électrons libres, grâce à laquelle le coefficient d'opacité est constant : κ = const. Trouver la dépendance de la luminosité de ces étoiles à leur masse. Taux la luminosité d'une étoile, qui est 10 fois plus massive que le Soleil (par rapport à la luminosité du Soleil).

2) Dans les étoiles de faible masse, la pression est toujours due à la pression du gaz, et l'opacité est déterminée principalement par d'autres diffusions et est donnée par l'approximation de Kramers : κ ~ ρ / T 7/2 . Décider le même problème pour les étoiles de faible masse, en estimant la luminosité d'une étoile, qui est 10 fois plus légère que le Soleil.

3) Dans les étoiles massives de masse supérieure à plusieurs dizaines de masses solaires, le coefficient d'opacité n'est dû qu'à la diffusion Thomson (κ = const), alors que la pression est due à la pression des photons, pas du gaz ( P ~ T 4). Trouver la dépendance de la luminosité à la masse pour de telles étoiles, et apprécier la luminosité d'une étoile, qui est 100 fois plus massive que le Soleil (attention, vous ne pouvez pas comparer avec le Soleil ici, il faut faire un pas intermédiaire).

1er indice

Ayant accepté que M ~ ρ R 3, utilisez des expressions approximatives pour la luminosité et la pression, et des expressions pour la densité et l'opacité pour se débarrasser de ρ. Température caractéristique T est le même partout, comme indiqué ci-dessus, il peut donc également être omis partout.

Astuce 2

Dans le dernier point, pour les étoiles de masses solaires, il existe une dépendance et pour les étoiles lourdes - une autre, par conséquent, on ne peut pas immédiatement comparer avec le Soleil. Au lieu de cela, calculez d'abord la luminosité pour une masse intermédiaire (par exemple, 10 masses solaires) en utilisant la formule pour les étoiles de masse intermédiaire, puis en utilisant la formule pour les étoiles massives, trouvez la luminosité d'une étoile 100 fois plus lourde que le Soleil.

Solution

Pour les étoiles dont la pression opposée à la gravité est fournie par la pression d'un gaz parfait P ~ ρ T, tu peux écrire P ~ Mρ/ R~ ρ (prenant T pour une constante). Ainsi, pour de telles étoiles, on obtient M ~ R, que nous utiliserons ci-dessous.

Notez que cette expression nous dit qu'une étoile 10 fois plus massive que le Soleil a environ 10 fois le rayon.

1) Prendre κ et T pour les constantes, et en mettant également ρ ~ M/R 3 et en utilisant la relation obtenue ci-dessus, on obtient pour des étoiles de masses moyennes L ~ M 3. Cela signifie qu'une étoile 10 fois plus massive que le Soleil émettra 1000 fois plus d'énergie par unité de temps (avec un rayon dépassant celui du Soleil de seulement 10 fois).

2) En revanche, pour les étoiles de faible masse, en prenant κ ~ ρ / T 7/2 (T est toujours constant), on a L ~ M 5 . C'est-à-dire qu'une étoile 10 fois moins massive que le Soleil a une luminosité 100 000 fois inférieure à celle du Soleil (encore une fois, avec un rayon de seulement 10 fois moins).

3) Pour les étoiles les plus massives, le rapport M ~ R ne fonctionne plus. Puisque la pression est fournie par la pression des photons, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ const... De cette façon, M ~ R 2, et L ~ M... Il est impossible de comparer immédiatement avec le Soleil, car pour les étoiles de masses solaires une dépendance différente opère. Mais nous avons déjà découvert qu'une étoile 10 fois plus massive que le Soleil a une luminosité 1000 fois plus élevée. Elle peut être comparée à une telle étoile, elle donne qu'une étoile est 100 fois plus massive que le Soleil, émet environ 10 000 fois plus d'énergie par unité de temps. Tout cela détermine la forme de la courbe de séquence principale sur le diagramme de Hertzsprung-Russell (Fig. 1).

Épilogue

À titre d'exercice, estimons également la pente de la courbe de séquence principale dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. Pour simplifier, considérons le cas L ~ M 4 - l'option médiane entre les deux envisagées dans la solution.

Par définition, la température effective (la "température" de surface) est

\ [\ sigma T _ (\ mathrm eff) ^ 4 = \ frac (L) (4 \ pi R ^ 2), \]

où est une constante. Étant donné que M ~ R(comme nous l'avons trouvé ci-dessus), nous avons pour la séquence principale des étoiles (en moyenne) \ (L \ sim T _ (\ rm eff) ^ 8 \). C'est-à-dire que la température de la surface d'une étoile, qui est 10 fois plus massive que le Soleil (et brille 1000 fois plus intensément), sera de 15 000 K, et pour une étoile de masse 10 fois inférieure à celle du Soleil (qui brille 100 000 fois moins intense), il fera environ 1 500 K...

Résumer. Dans les entrailles des étoiles de la séquence principale, le "chauffage" se produit à l'aide de la combustion thermonucléaire de l'hydrogène. Une telle combustion est une source d'énergie qui dure des milliards d'années pour les étoiles les plus légères, des milliards d'années pour les étoiles de masses solaires et des millions d'années pour les plus lourdes.

Cette énergie est transformée en énergie cinétique du gaz et en énergie de photons, qui interagissent les uns avec les autres, transfèrent cette énergie à la surface et fournissent également une pression suffisante pour contrer la contraction gravitationnelle de l'étoile. (Mais les étoiles les plus légères ( M < 0,5M☉) et lourd ( M > 3M☉) le transfert se produit également par convection.)

Dans chacun des diagrammes de la Fig. 3 représente des étoiles du même amas car on pense que les étoiles du même amas se sont formées en même temps. Le diagramme du milieu montre les étoiles de l'amas des Pléiades. Comme vous pouvez le voir, l'amas est encore très jeune (son âge est estimé à 75-150 millions), et la plupart des étoiles sont sur la séquence principale.

Le diagramme de gauche montre un amas qui vient de se former (jusqu'à 5 millions d'années), dans lequel la plupart des étoiles ne sont même pas "nées" (si l'entrée dans la séquence principale est considérée comme une naissance). Ces étoiles sont très brillantes, car la majeure partie de leur énergie n'est pas due à des réactions thermonucléaires, mais à la contraction gravitationnelle. En fait, ils se contractent toujours, descendant progressivement le diagramme de Hertzsprung-Russell (comme indiqué par la flèche) jusqu'à ce que la température au centre augmente suffisamment pour déclencher des réactions thermonucléaires efficaces. Ensuite, l'étoile sera sur la séquence principale (ligne noire sur le schéma) et y sera pendant un certain temps. Il convient également de noter que les étoiles les plus lourdes ( M > 6M☉) naissent déjà sur la séquence principale, c'est-à-dire que lorsqu'ils se forment, la température au centre est déjà suffisamment élevée pour amorcer la combustion thermonucléaire de l'hydrogène. Pour cette raison, nous ne voyons pas de protoétoiles lourdes (à gauche) dans le diagramme.

Le diagramme de droite montre un ancien amas (12,7 milliards d'années). On peut voir que la plupart des étoiles ont déjà quitté la séquence principale, se déplaçant "vers le haut" dans le diagramme et devenant des géantes rouges. Nous en reparlerons plus en détail, ainsi que de la branche horizontale, une autre fois. Cependant, il convient de noter ici que les étoiles les plus lourdes quittent la séquence principale avant tout le monde (nous avons déjà noté qu'une luminosité élevée se paye avec une durée de vie courte), tandis que les étoiles les plus légères (à droite de la séquence principale) continuer à y être. Ainsi, si le "point d'inflexion" est connu pour un amas - l'endroit où la séquence principale s'interrompt et où commence la branche des géantes, on peut estimer assez précisément depuis combien d'années les étoiles se sont formées, c'est-à-dire trouver l'âge de la grappe. Par conséquent, le diagramme de Hertzsprung-Russell est également utile pour identifier les amas d'étoiles très jeunes et très anciens.