SoliFabriques 2 : Projecteur étoilé : Différence entre versions
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| + | Ce sont les étoiles les plus petites et les moins massives. Leurs luminosité est de l'ordre d'un pourcent de celle du soleil du fait de leurs faibles réaction de fusion nucléaire. ainsi on estime qu'elles peuvent briller 1000 milliards d'années. Cela rend aussi leurs détection très difficiles. | ||
| + | D'après les observations ce type d'étoile composerait majoritaire les galaxies. Ces étoiles appartiennent au type spectral F ou M. | ||
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| + | Ce sont des étoiles de type G et appartenant | ||
'''Les naines brunes''' | '''Les naines brunes''' | ||
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Ce sont des astres suffisamment massifs pour ne pas être des planètes mais trop peu massif pour être considéré comme des étoiles avec une réaction de fusion nucléaire. | Ce sont des astres suffisamment massifs pour ne pas être des planètes mais trop peu massif pour être considéré comme des étoiles avec une réaction de fusion nucléaire. | ||
L'énergie lumineuse provient principalement de l'échauffement de l'étoile par contradiction sur elle même. Son émission est centré dans le domaine infrarouge. | L'énergie lumineuse provient principalement de l'échauffement de l'étoile par contradiction sur elle même. Son émission est centré dans le domaine infrarouge. | ||
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| + | '''Les naines blanches''' | ||
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| + | Les naines sont les résidus des étoile de la séquence principal. Issu de la contraction d'une étoile en fin de vie (10 masse solaire max), elles arborent un aspect blanc en raison de la forte température de surface qu'elles possède (4000k à 100 000k) mais elles rayonnent très peu du fait de leurs faible surface. | ||
| + | Il en existe de différent type spectral. La densité de ces étoiles est importante (Environ 1 tonne par centimètre cube). | ||
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| + | '''Les naines noir ''' | ||
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| + | Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes : les géantes bleues. Ces étoiles très massives, au moins dix fois plus grosses que le Soleil, consomment rapidement leur hydrogène. | ||
| + | Lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors une supergéante rouge. | ||
| + | L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane… À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir. | ||
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| + | '''Les pulsars''' | ||
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| + | Les pulsars sont des étoiles à neutrons hautement magnétisées qui émettent des faisceaux de rayonnement électromagnétique. Lorsque l'étoile tourne, le faisceau de rayonnement n'est visible que lorsqu'il pointe directement vers l'observateur. Il en résulte un intervalle d'impulsions très précis, qui est parfois si précis qu'il peut être utilisé pour mesurer le passage du temps avec une précision extrême. | ||
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| + | '''Les trous noirs''' | ||
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| + | Typiquement formés à la suite de l'effondrement d'une étoile très massive à la fin de son cycle de vie, les trous noirs ont des champs de gravité extrêmement puissants qui empêchent tout, y compris la lumière, de s'échapper une fois l'horizon des événements franchi. | ||
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'''Les étoiles à neutrons''' | '''Les étoiles à neutrons''' | ||
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| + | Ces restes stellaires incroyablement denses sont parfois créés lorsqu'une étoile massive subit un effondrement rapide et explose dans une supernova. Bien que leur diamètre ne dépasse généralement pas dix kilomètres, leur masse est plusieurs fois supérieure à celle d'une étoile moyenne de type G. | ||
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| + | ''' Etoile variable ''' | ||
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| + | Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire. | ||
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| + | ''' Géante rouge ''' | ||
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| + | La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent, tandis que le centre de l’étoile se contracte, et que ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche. | ||
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| + | '''Géante bleu ''' | ||
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| + | Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes : les géantes bleues. Ces étoiles très massives, au moins dix fois plus grosses que le Soleil, consomment rapidement leur hydrogène. | ||
| + | Lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors une supergéante rouge. | ||
| + | L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane… À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir. | ||
Version actuelle datée du 17 janvier 2022 à 12:08
Projecteur d'étoiles pédagogique
Le projecteur
Petit texte (Images Internet, Jeux...)
Les différent types d'étoiles
Les naines rouges
Ce sont les étoiles les plus petites et les moins massives. Leurs luminosité est de l'ordre d'un pourcent de celle du soleil du fait de leurs faibles réaction de fusion nucléaire. ainsi on estime qu'elles peuvent briller 1000 milliards d'années. Cela rend aussi leurs détection très difficiles. D'après les observations ce type d'étoile composerait majoritaire les galaxies. Ces étoiles appartiennent au type spectral F ou M.
Les naines jaunes
Ce sont des étoiles de type G et appartenant
Les naines brunes
Ce sont des astres suffisamment massifs pour ne pas être des planètes mais trop peu massif pour être considéré comme des étoiles avec une réaction de fusion nucléaire. L'énergie lumineuse provient principalement de l'échauffement de l'étoile par contradiction sur elle même. Son émission est centré dans le domaine infrarouge.
Les naines blanches
Les naines sont les résidus des étoile de la séquence principal. Issu de la contraction d'une étoile en fin de vie (10 masse solaire max), elles arborent un aspect blanc en raison de la forte température de surface qu'elles possède (4000k à 100 000k) mais elles rayonnent très peu du fait de leurs faible surface. Il en existe de différent type spectral. La densité de ces étoiles est importante (Environ 1 tonne par centimètre cube).
Les naines noir
Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes : les géantes bleues. Ces étoiles très massives, au moins dix fois plus grosses que le Soleil, consomment rapidement leur hydrogène. Lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors une supergéante rouge. L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane… À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
Les pulsars
Les pulsars sont des étoiles à neutrons hautement magnétisées qui émettent des faisceaux de rayonnement électromagnétique. Lorsque l'étoile tourne, le faisceau de rayonnement n'est visible que lorsqu'il pointe directement vers l'observateur. Il en résulte un intervalle d'impulsions très précis, qui est parfois si précis qu'il peut être utilisé pour mesurer le passage du temps avec une précision extrême.
Les trous noirs
Typiquement formés à la suite de l'effondrement d'une étoile très massive à la fin de son cycle de vie, les trous noirs ont des champs de gravité extrêmement puissants qui empêchent tout, y compris la lumière, de s'échapper une fois l'horizon des événements franchi.
Les étoiles à neutrons
Ces restes stellaires incroyablement denses sont parfois créés lorsqu'une étoile massive subit un effondrement rapide et explose dans une supernova. Bien que leur diamètre ne dépasse généralement pas dix kilomètres, leur masse est plusieurs fois supérieure à celle d'une étoile moyenne de type G.
Etoile variable
Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.
Géante rouge
La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent, tandis que le centre de l’étoile se contracte, et que ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.
Géante bleu
Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes : les géantes bleues. Ces étoiles très massives, au moins dix fois plus grosses que le Soleil, consomment rapidement leur hydrogène. Lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors une supergéante rouge. L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane… À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
