Ligne UMK B.A. Vorontsov-Velyaminov. Astronomie (10-11)

Astronomie

Sciences naturelles

Quel âge a le Soleil ? Le soleil peut-il se refroidir ?

"Que se passera-t-il si le Soleil s'éteint ?" – la question peut être posée soit d’une voix effrayée, soit d’une voix curieuse. "Quel âge a le Soleil ?" – est également l’une des questions les plus populaires auprès des enfants et des adultes.
Dans notre nouvelle rubrique « Pourquoi » nous répondrons régulièrement aux plus intéressantes !

Passeport Solaire

Le Soleil, corps central du système solaire, est un représentant typique des étoiles, les corps les plus répandus dans l'Univers. La masse du Soleil est de 2 * 10 puissance 30 kg. Comme beaucoup d’autres étoiles, le Soleil est une énorme boule constituée d’un plasma d’hydrogène et d’hélium et qui est en équilibre (plus d’informations ci-dessous).

Quel âge a le Soleil ?

Il a 4,6 milliards d'années. Beaucoup, non ? Considérant que la vie (les arthropodes - les ancêtres des insectes modernes) est apparue sur notre planète il y a environ 570 millions d'années. Les organismes les plus simples bien plus tôt -il y a environ 3,5 milliards d'années

Le Soleil peut-il s'éteindre ?

Il n'y a pas lieu d'avoir peur que le Soleil s'éteigne, car d'abord il s'éclairera très, très fort !
À l’intérieur de l’étoile (et de toute étoile qui est dans un état d’équilibre entre la pression de l’intérieur et la pression de l’extérieur), à un certain moment éclate une nouvelle étape de fusion thermonucléaire. Les températures deviennent si élevées – la pression augmente tellement que les enveloppes extérieures de l’étoile gonflent. L'étoile changera de manière irréversible, se transformant en une géante rouge de taille énorme. Notre Soleil deviendra le même géant.
Le Soleil est-il grand ?

Le diamètre du Soleil est de près de 1 400 000 km. Beaucoup de? Comparez avec l'image ci-dessous ! Des millions de planètes peuvent tenir à l'intérieur du Soleil, égal à la Terre. 99,8 % de la masse du système solaire est concentrée dans le Soleil. Et à partir de 0,2 % de tout le reste, les planètes sont fabriquées (avec 70 % de la masse planétaire provenant de Jupiter). À propos, le Soleil perd constamment du poids : il perd 4 millions de tonnes de sa masse chaque seconde - ils s'envolent sous forme de rayonnement, à chaque instant environ 700 millions de tonnes d'hydrogène se transforment en 696 tonnes d'hélium.

Quand et comment notre Soleil va-t-il exploser ?

Il serait plus correct de dire qu'elle se transformera en géante rouge. À l’heure actuelle, le Soleil est dans un état de naine jaune et brûle simplement de l’hydrogène. Tout au long de son existence - 5,7 milliards d'années, comme nous l'avons déjà dit - le Soleil a été dans un mode stable de combustion d'hydrogène. Et ce carburant lui durera 5 milliards d'années (plus que la Terre n'a existé depuis la nuit des temps !)

Une fois les prochaines étapes de synthèse activées, le Soleil deviendra rouge, augmentera en taille - jusqu'à l'orbite terrestre (!) - et absorbera notre planète. Et oui, avant cela, il engloutira Vénus et Mercure. Mais la vie sur Terre cessera avant même que le Soleil ne commence sa transformation, car l'augmentation de la luminosité et la hausse des températures entraîneront l'évaporation de nos océans un milliard d'années avant.

Quelle est la température du Soleil ?

La température à la surface du Soleil est d'environ 6 000 degrés Celsius. À l’intérieur du Soleil, où les réactions thermonucléaires se produisent sans arrêt, la température est BEAUCOUP plus élevée : elle atteint 20 millions de degrés Celsius.

Est-ce ce qui arrive à toutes les étoiles ? Comment alors la vie apparaît-elle ?

Le soleil est encore une très petite étoile et peut donc fonctionner pendant longtemps, brûlant régulièrement son hydrogène. Les grandes étoiles, en raison de leur énorme masse et de la nécessité de résister constamment à la compression gravitationnelle (ce qui se trouve à l’extérieur), utilisent très rapidement leur puissante contre-pression pour dépenser leur carburant. En conséquence, leur cycle s’achève non pas en milliards, comme le Soleil, mais en millions d’années. Pour cette raison, la vie sur les planètes voisines n’a pas le temps de naître.
Conseil aux futurs astronautes : si vous recherchez la vie sur des planètes d'autres systèmes, ne choisissez pas des étoiles massives, mais concentrez-vous immédiatement sur une étoile de la classe solaire (Classe G - température de surface 5 000 à 6 000 degrés. Couleur jaune).

Le manuel de B. A. Vorontsov-Velyaminov, E. K. Strout répond aux exigences de la norme éducative de l'État fédéral et est destiné à l'étude de l'astronomie à un niveau de base. Il conserve la structure classique de présentation Matériel pédagogique, une grande attention est portée état actuel Les sciences. Au cours des dernières décennies, l’astronomie a fait d’énormes progrès. Aujourd’hui, c’est l’un des domaines des sciences naturelles qui connaît la croissance la plus rapide. Nouvelles données de recherche établies corps célestes des engins spatiaux et des grands télescopes modernes au sol et spatiaux ont trouvé leur place dans le manuel.

Nous dépendons entièrement de notre étoile, le Soleil. La Terre tourne autour de son axe, le Soleil s'élève lentement au-dessus de l'horizon et illumine et réchauffe la surface de la Terre et tout ce qui s'y trouve toute la journée. Sans le Soleil, il n'y aurait pas de vie.

Que s'est-il passé avant le Soleil ? Comment s’est-il formé ?

Il y a seulement cinq milliards d’années, ni le Soleil ni les neuf planètes qui l’entourent n’existaient.

Les atomes qui composent notre corps ont traversé l’espace interstellaire dans des nuages ​​de gaz et de poussière. Les scientifiques pensent que ce nuage de gaz, constitué principalement d’hydrogène, tournait sur son axe. Plus le nuage collectait de poussière et de gaz, plus il se contractait, c'est-à-dire qu'il diminuait.

La force qui provoquait la contraction du nuage était la force de gravité. À l’intérieur du nuage, les particules étaient attirées par les particules et se rejoignaient. Peu à peu, le nuage a commencé à tourner de manière synchrone avec toutes ses parties en même temps.

Fait intéressant: La lumière émise par le Soleil est égale en puissance à la lumière de 4 000 milliards d’ampoules.

Exemple de formation du Soleil

Pour montrer clairement comment cela s'est produit, l'astronome William Hartmann a proposé une expérience simple. Vous devez secouer votre tasse de café. Le liquide dans la tasse se déplace de manière aléatoire. Si vous versez un peu de lait dans une tasse, les particules de café commenceront à tourner dans une direction. Quelque chose de similaire. Cela s'est également produit dans le nuage, dans lequel peu à peu le mouvement aléatoire des particules a été remplacé par leur rotation synchrone ordonnée, c'est-à-dire que le nuage a commencé à tourner entièrement dans une direction.

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Les scientifiques ont ajouté une tournure dramatique à cette histoire. Ils pensent que lorsque le nuage s’est formé, une étoile a explosé à proximité. Dans le même temps, de puissants flux de matière se sont dispersés dans différentes directions. Une partie de cette matière a été mélangée à la matière du nuage de gaz et de poussière de notre système solaire. Cela a provoqué un rétrécissement encore plus rapide du nuage.

Plus le nuage se comprimait, plus il tournait vite, comme une patineuse artistique qui, en tournant, presse ses bras contre son corps (et commence également à tourner plus vite). Plus le nuage tournait vite, plus sa forme changeait. Au centre, le nuage est devenu plus convexe à mesure que de la matière s’y accumulait. La partie périphérique du nuage est restée plate. Bientôt, la forme du nuage ressemblait à celle d'une pizza avec une boule au milieu. Cette balle, oui, vous l'avez bien deviné, était notre enfant – le Soleil. L’accumulation de gaz au milieu de la « pizza » était plus grande que la taille moderne de l’ensemble du système solaire. Les scientifiques appellent le Soleil nouveau-né une protoétoile.

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Comment le Soleil est-il passé d’une boule de gaz à une étoile ?

Cela s'est produit très, très lentement, sur des milliers et des milliers d'années, tandis que la protoétoile et le nuage environnant continuaient à rétrécir sous l'influence de la gravité. Les atomes qui composaient le nuage sont entrés en collision, libérant de la chaleur. La température du nuage a augmenté, en particulier dans le centre le plus dense, où la fréquence des collisions atomiques était plus élevée. Le gaz de la protoétoile commença à briller. Dans les profondeurs du Soleil en formation, la température a progressivement augmenté jusqu'à atteindre des millions de degrés.

À des températures aussi incroyablement élevées et à une pression tout aussi élevée, quelque chose de nouveau a commencé à arriver aux atomes serrés et pressés les uns contre les autres. Les atomes d'hydrogène ont commencé à se combiner les uns avec les autres, formant des atomes d'hélium. Chaque fois que l’hydrogène était converti en hélium, une petite quantité d’énergie était libérée : de la chaleur et de la lumière. Puisque ce processus s’est produit dans tout le noyau du Soleil, cette énergie a inondé de lumière tout le système solaire. Le soleil s'allumait comme une gigantesque lampe électrique. À partir de ce moment, le Soleil est devenu une étoile vivante, comme celle que l’on voit dans le ciel nocturne.

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Fusion Nucléaire Solaire

Le soleil produit de l'énergie grâce à un processus appelé fusion nucléaire. La fusion nucléaire est une explosion contrôlée au centre du Soleil, où les températures varient entre 15 millions et 22 millions de degrés Celsius. Chaque seconde, dans les profondeurs du Soleil, 4 millions de tonnes d'hydrogène sont transformées en hélium. Pouvoir flux lumineux, qui est émis en même temps, est égal à la puissance de 4 000 milliards d'ampoules.

Fait intéressant: Quand le Soleil était jeune, il était 20 fois plus grand et 100 fois plus brillant qu’aujourd’hui.

Qu’arrivera-t-il ensuite au Soleil ?

Il convient de rappeler que les réserves d'hydrogène sur le Soleil sont limitées. Au fil du temps, la composition de notre étoile change. Si au début de son histoire le Soleil était composé de 75 pour cent d’hydrogène et de 25 pour cent d’hélium, aujourd’hui la teneur en hydrogène est tombée à 35 pour cent. Comme vous l'avez deviné, il arrive un moment où l'hydrogène contenu dans les entrailles d'une étoile disparaît. Comme tous les carburants, l’hydrogène finit par s’épuiser. Le Soleil n’a nulle part où trouver du nouvel hydrogène. Le noyau de l'étoile est désormais constitué d'hélium. Le noyau est entouré d’une fine coque d’hydrogène. L'hydrogène de la coquille continue de se transformer en hélium, mais l'étoile est déjà entrée dans l'ordre du déclin.

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À l'intérieur et à l'extérieur de notre grande maison

Ce n'est qu'au milieu de ce siècle qu'il est devenu clair que la galaxie voie Lactée est un bras énorme d'une galaxie spirale, un système stellaire géant, l'une des nombreuses galaxies spirales. Le diamètre de la Voie Lactée est de 100 000 années-lumière.

Le nombre d'étoiles qui la composent dépasse les 100 milliards.

Bien entendu, vous ne pouvez être convaincu que la Voie lactée fait partie d’une spirale colossale que si vous la tournez « face » à l’observateur. De côté, notre galaxie ressemblera à une loupe ou aux bords repliés de lentilles de contact.

Que contient-il ? Eh bien, les étoiles, naturellement, me direz-vous, et vous n’aurez pas tort. Oui, surtout des stars. Mais pas seulement. Plusieurs pour cent de la masse galactique totale de la Voie lactée sont constitués de gaz interstellaire et de poussière galactique. À une certaine distance du disque galactique, de nombreux amas globulaires d'étoiles sont dispersés - sortes de satellites de la galaxie. Chacun de ces amas contient jusqu'à un million d'étoiles. Enfin, relativement récemment, il est devenu clair que notre galaxie possède également une couronne, qui s'étend sur une distance de plusieurs dizaines de diamètres de disque.

Le disque entier de la galaxie tourne, comme une plaque. La rotation de la galaxie a été découverte en 1925 par l'astronome néerlandais Jan Hendrik Oort. Il a également déterminé la position de son centre, situé en direction de la constellation du Sagittaire. La distance qui le sépare est d'environ 30 000 années-lumière. En étudiant le mouvement relatif des étoiles, Oort a également établi que le Soleil se déplace également autour du centre de la galaxie sur une orbite. La valeur actuelle de sa vitesse est de 250 km/s. Une révolution complète autour du centre prend environ 2,2 × 108 (220 millions) années.

Pour que tout cela soit exactement ainsi, le centre de la galaxie doit avoir une masse gigantesque - environ 100 milliards de masses solaires ! Au centre du noyau galactique se trouve une source d’énergie énorme : 100 millions de soleils.

Pourquoi ne voyons-nous ni les bras spiraux ni l'impressionnant noyau massif lorsque nous regardons le ciel ? La réponse est assez simple : parce que nous observons notre galaxie « de l’intérieur », nous sommes dedans, et non de l’extérieur. Oui, la Voie Lactée est notre maison.

Et si tu oses encore sortir Cosmos? L'univers ne se limite pas à la Voie Lactée. Si nous quittions ses frontières, un immense espace vide s'ouvrirait devant nous, une noirceur impénétrable, dépourvue de tout objet visible. Ce n'est qu'à plus de 150 000 années-lumière de notre île stellaire que nous découvririons deux formations nébuleuses irrégulières et de forme irrégulière : les Grands et Petits Nuages ​​de Magellan. Ils sont bien visibles dans le ciel de l'hémisphère sud de la Terre sous la forme de deux taches blanchâtres et ressemblent à des fragments isolés de la Voie lactée. Ils ont été décrits pour la première fois par l'un des participants au tour du monde de Ferdinand Magellan. Elles ne sont pas directement liées à la Voie Lactée : ce sont deux petites galaxies indépendantes, plutôt pauvres en étoiles. Le Petit Nuage de Magellan se trouve à 160 000 années-lumière de nous, et le Grand Nuage de Magellan se trouve encore plus loin, à près de 200 000 années-lumière. Bien que les nuages ​​​​de Magellan soient sensiblement plus petits que la Voie lactée, des objets très intéressants y ont été découverts. Par exemple, la plus grande étoile de luminosité connue, S Doradus, est située dans le Grand Nuage de Magellan. Il n'est pas visible à l'œil nu car il a une magnitude 8, mais sa luminosité absolue dépasse de 600 mille fois celle du Soleil !

Cependant, la Voie Lactée et les Nuages ​​de Magellan ne font pas tout. À 2,5 millions d'années-lumière de la Voie lactée se trouve la galaxie spirale d'Andromède, qui dépasse largement la nôtre en masse et en nombre d'étoiles. Elle est visible à l'œil nu comme une étoile faible de 5ème magnitude et est répertoriée dans le catalogue Messier sous le numéro 31, c'est pourquoi elle a reçu le nom de M31 (et Charles Messier est un célèbre astronome français qui fut l'un des premiers à commencer à compiler une catalogue des nébuleuses et amas d'étoiles).

La galaxie d'Andromède, la Voie lactée, les nuages ​​de Magellan, la spirale du Triangle (M33) et de nombreuses galaxies plus petites ( nombre total environ 40) font partie de ce qu'on appelle le groupe local avec un diamètre de plus de 3 millions d'années-lumière. Il existe plus d’une douzaine de groupes similaires répartis sur plus de 30 millions d’années-lumière. Et à 50 millions d'années-lumière se trouve un grand amas dans la constellation de la Vierge, comptant plusieurs milliers de galaxies. Ainsi, notre groupe local appartient à une structure encore plus grande, communément appelée superamas local de galaxies. Son diamètre est de 100 et son épaisseur de plus de 30 millions d'années-lumière. Le centre de ce gigantesque nuage galactique est le même amas en Vierge.

La Voie lactée se blottit à l’extrême limite d’un superamas local. Et encore plus loin, à une distance de plusieurs centaines de millions d'années-lumière, il existe un amas beaucoup plus grand dans la constellation Coma Berenices, qui comprend plus de 10 000 galaxies. Apparemment, il fait partie d'un autre superamas galactique géant, dont Dernièrement Plusieurs dizaines sont ouvertes. Ces objets majestueux couronnent la hiérarchie des structures de la partie observable de l’Univers, autrement appelée la Métagalaxie.

La partie visible de l'Univers contient plus de 100 milliards de galaxies. Sur Terre, nous n'en voyons que quatre à l'œil nu : la Voie lactée, la nébuleuse d'Andromède, les Grands et Petits Nuages ​​de Magellan.

Étoiles

Ils brillent et réchauffent

Nous quittons la maison la nuit et levons les yeux. Que voit-on ? Oui, bien sûr, des étoiles, un ciel plein d'étoiles, un ciel brillant d'étoiles. Le monde des stars surprend par sa diversité. Parmi elles, il y a des étoiles géantes et des étoiles naines, des étoiles qui aiment la société et des étoiles qui préfèrent la solitude. De nombreuses étoiles forment ce qu'on appelle des systèmes multiples de deux ou trois étoiles, qui tournent autour d'un centre de gravité commun à une distance relativement courte les unes des autres. Il existe des étoiles qui brillent dans l’infrarouge et qui ne nous sont pas visibles. Il y en a d’autres qui brillent des dizaines et des centaines de milliers de fois plus fort que notre Soleil. Et seulement par un seul paramètre - la masse - ils ne diffèrent pas beaucoup les uns des autres : de 0,1 à 100 masses solaires.

Les étoiles sont comme les gens : elles naissent, grandissent, vieillissent et meurent. Mais si certains partent tranquillement et inaperçus, alors la finale des autres s'accompagne de cataclysmes cosmiques grandioses. De tels objets sont visibles à une distance de plusieurs millions d'années-lumière et leur luminosité dépasse l'imagination humaine : elle dépasse l'intensité lumineuse de centaines de milliards d'étoiles dans une galaxie entière.

Chaque étoile a sa propre limite de temps. Certaines brûlent en quelques millions d’années – lorsque les dinosaures parcouraient la Terre, certaines de ces étoiles n’étaient pas encore vivantes. D'autres vivront longtemps : la durée de vie des étoiles légèrement moins massives que le Soleil peut atteindre 25 milliards d'années (rappelons qu'environ 14 milliards d'années se sont écoulées depuis le Big Bang). Le soleil s'est allumé il y a environ 5 milliards d'années.

Le Soleil tourne autour de la Galaxie tous les 220 millions d’années et a déjà parcouru cette trajectoire 20 fois.

Nous regardons donc le ciel nocturne. La première chose qui attire votre attention, ce sont les différences nettes entre les étoiles en termes de luminosité et de couleur. Afin de saisir cette différence, il existe un terme « grandeur ». En fait, la magnitude absolue est la même que la luminosité d'une étoile (généralement exprimée en unités de luminosité solaire et désignée par la lettre L), c'est-à-dire la quantité totale d'énergie émise par une étoile par unité de temps. Nous avons déjà parlé de la luminosité fantastique du Dorado dans le Grand Nuage de Magellan, dépassant de 600 mille fois la luminosité du Soleil. Parmi les autres étoiles brillantes de notre ciel, nous pouvons citer Antares (alpha Scorpii), Bételgeuse (alpha Orionis) et Rigel (bêta Orionis), dont les luminosités dépassent respectivement celle du Soleil de 4 000, 8 000 et 45 000 fois. D’un autre côté, la luminosité des étoiles naines peut, à son tour, être inférieure à celle du Soleil des milliers et des dizaines de milliers de fois.

Seules les étoiles très brillantes peuvent voir la différence de couleur à l’œil nu. Mais un petit télescope amateur ou même des jumelles de terrain décentes amélioreront sensiblement la qualité de l'image. Disons qu'Antarès et Bételgeuse s'avèrent rouges, Capella est jaune, Sirius est blanche et Vega est blanc bleuâtre.

La couleur d’une étoile, et donc son spectre, est déterminée par la température de ses couches superficielles. À une température de 3 000 à 4 000 K, l'étoile sera rouge, à 6 000 à 7 000 K, elle prendra une teinte jaunâtre distincte et les étoiles chaudes avec une température de 10 000 à 12 000 K brilleront d'une lumière blanche ou bleuâtre.

Il est d'usage de distinguer sept classes spectrales principales, désignées par les lettres latines O, B, A, F, G, K et M. Chaque classe spectrale est divisée en 10 sous-classes (de 0 à 9, avec une augmentation de la température vers une diminution). Ainsi, une étoile avec le spectre B9 sera plus proche en termes de caractéristiques spectrales du spectre A2 que, par exemple, du spectre B1. Étoiles des classes O - B - bleu (température de surface - environ 100 000-80 000 K), A - F - blanc (11 000-7 500 K), G - jaune (environ 6 000 K), K - orange (environ 5 000 K), M – rouge (2 000-3 000 K).

Notre Soleil appartient à la classe spectrale G2 (la température de ses couches superficielles est d'environ 6000 K). Ainsi, il s'avère que notre magnifique Soleil, selon la classification astronomique, n'est qu'une naine, une naine jaune ! Certes, le diamètre du Soleil est d'environ 1,4 million de km - les dimensions d'un « nain », à vrai dire, sont considérables.

Certaines étoiles peuvent changer périodiquement de luminosité. Par exemple, les Céphéides sont des supergéantes jaunes dont la température de surface est à peu près la même que celle du Soleil. Mais ils brillent beaucoup plus, car la puissance de leur rayonnement dépasse celle du soleil des dizaines de milliers de fois. Les changements périodiques de luminosité des Céphéides sont associés à des processus physiques et chimiques complexes dans leur intérieur, c'est pourquoi on les appelle généralement variables vraies ou physiques. L'étoile du Monde de la constellation de Cetus fait également partie des vraies variables, bien que sa période de changement de luminosité soit beaucoup plus longue et soit d'environ 11 mois. (pour les Céphéides - d'un jour à un mois).

Il existe cependant des étoiles variables dont les fluctuations de luminosité s’expliquent d’une manière complètement différente. Voici Algol (bêta Persée), une étoile qui autrefois était appelée « l’œil du diable » et la « goule ». Sa luminosité change énormément presque tous les trois jours. Mais Algol est un binaire dit « à éclipse ». C'est juste qu'une étoile faible orbite autour d'Algol - le deuxième composant d'un système binaire, dont l'orbite se situe dans le même plan que l'orbite de la Terre. Lorsqu'il apparaît entre Algol et la Terre dans le champ de vision d'un observateur terrestre, il l'éclipse partiellement.

D'un autre côté, les géantes rouges sont chauffées relativement faiblement, « seulement » jusqu'à 2 à 3 000 degrés. Mais l’intensité totale du flux lumineux sera très importante par rapport à celle du Soleil. C’est parce que les géantes rouges sont de véritables géantes. Ils sont très, très gros. Laisser kilomètre carré La surface, disons, de Bételgeuse brille relativement faiblement, mais la superficie de cette étoile est plusieurs ordres de grandeur plus grande que celle du Soleil ! Par conséquent, sa puissance de rayonnement sera plusieurs fois supérieure à celle du soleil. En 1920, le diamètre de Bételgeuse fut mesuré. Il s'est avéré qu'il fait près de 350 fois le diamètre du Soleil et qu'il mesure environ 500 millions de km.

Que se passera-t-il si Bételgeuse se retrouve à la place de notre Soleil ? L'orbite de Mars, par exemple, est à 220 millions de kilomètres du Soleil. Toutes les planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre et Mars) tomberaient simplement à l'intérieur de l'étoile géante. Comment pourrions-nous alors écrire et lire sur Bételgeuse ?

Mais ne nous précipitons pas. Le volume de Bételgeuse est 40 millions de fois supérieur à celui du Soleil. Et sa masse est estimée à seulement 12 à 17 masses solaires. Qu'est-ce que cela signifie? Que la supergéante rouge, à l'intérieur de laquelle peuvent s'insérer plusieurs orbites planétaires du système solaire, ressemble à une énorme bulle d'air. Si la densité moyenne de la matière solaire est d'environ 1,4 g/cm 3 (presque une fois et demie la densité de l'eau), alors à Bételgeuse elle sera des millions de fois inférieure à celle de l'air que nous respirons. Voici un supergéant pour vous !

Mais Bételgeuse n’est pas encore la plus grande supergéante. Il existe des supergéantes rouges si énormes que des étoiles comme Bételgeuse à côté d’elles sont simplement des « naines carrées ». Par exemple, epsilon Aurigae. C'est une supergéante infrarouge d'un diamètre de 3,7 milliards (!) km. Si vous le placez à la place du Soleil, il absorbera facilement les 6 premières planètes (Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter et Saturne) et remplira simplement le système solaire jusqu'à l'orbite d'Uranus.

Les supergéantes sombres et froides comme Epsilon Aurigae devraient être des mondes vides et raréfiés, car leur matière est « étalée » sur un volume colossal. La densité d'une telle substance diffère peu de la densité du vide, de la densité du vide.

S'il existe des supergéantes dans la classe stellaire « rouge » M, alors, logiquement, il devrait également y avoir des naines rouges, sensiblement inférieures en masse à celle du Soleil. Mais ce ne sont en aucun cas des bulles raréfiées, mais des étoiles à part entière. Ils pourraient même être « plus dodus », plus denses que notre Soleil, et ce de manière assez significative. Par exemple, la naine rouge Kruger 60B n'est que cinq fois plus légère que le Soleil, bien que son volume soit 1/125 de celui de notre étoile. Ainsi, sa densité moyenne devrait être de 35 g/cm 3, soit 25 fois la densité du Soleil (1,4 cm 3) et une fois et demie la densité du platine. Même un corps céleste aussi solide que notre planète natale a une densité moyenne de l'ordre de 5,5 g/cm 3 (la densité des roches dans la croûte terrestre est de 2,6 g/cm 3, et vers le centre de la Terre, elle atteint une valeur de 11,5 g/cm 3), c'est-à-dire qu'il est plus de six fois inférieur au Kruger.

Bien entendu, la densité de tous les corps célestes (même des bulles de gaz gigantesques comme Bételgeuse) augmente rapidement vers le centre. Pour que le Soleil existe de manière stable, afin de ne pas s'effondrer sous l'influence des forces gravitationnelles, la densité de ses régions centrales doit atteindre des valeurs de l'ordre de 100 g/cm 3, soit 5 fois supérieure à la densité de platine. Il est clair qu'au centre Kruger 60V cette valeur sera 100 fois supérieure.

Des naines rouges si denses et si denses... Eh bien, il n'y a rien de plus dense dans notre Univers ? Manger. Ce sont des naines blanches. Selon les normes stellaires, les naines blanches sont des étoiles très petites et très chaudes. La température de leurs couches superficielles varie considérablement - de 5 000 K pour les « vieilles » étoiles froides à 50 000 K pour les « jeunes » et chaudes. En termes de masse, ils sont tout à fait comparables au Soleil, mais leur diamètre ne dépasse généralement pas le diamètre de la Terre, qui, comme nous le savons grâce à cours scolaire, environ 12 800 km. Ainsi, leur densité moyenne atteint des valeurs de l'ordre de 106 g/cm 3 et dépasse de plusieurs centaines de milliers de fois la densité de notre Soleil. Un centimètre cube La substance d’une naine blanche peut peser plusieurs tonnes !

À ce jour, de nombreuses naines blanches ont été découvertes et, selon des estimations préliminaires, elles représentent plusieurs pour cent des étoiles de notre galaxie.

Malgré la monstrueuse répartition de la population stellaire en termes de densité - du vide presque complet à des valeurs comparables à la densité du noyau atomique, les masses des étoiles ne diffèrent pas beaucoup - de 0,1 à 100 masses solaires. Ainsi, l’étoile la plus lourde n’est que mille fois plus massive que la plus légère. De plus, aux pôles extrêmes de l’échelle, il y a relativement peu de célébrités. La masse de la grande majorité des étoiles varie de 0,2 à 5 masses solaires.

Pour visualiser toutes ces relations d’étoiles, considérons le diagramme plat suivant.

Schéma : type spectral - luminosité des étoiles

Les astronomes et les physiciens l’utilisent largement comme outil universel, bien qu’ils l’appellent différemment. Sur axe horizontal Dans ce diagramme, de gauche à droite, les classes spectrales sont tracées par ordre décroissant de température, de O à M. axe vertical la luminosité (ou grandeurs absolues) se situe de bas en haut à mesure qu'elle augmente. Il existe une relation empirique entre la température et la luminosité. Plus l’étoile est brillante, plus elle est chaude, même s’il existe bien sûr des exceptions (pensez aux supergéantes rouges). Mais en moyenne, ce modèle fonctionne. Par conséquent, plus la classe spectrale de l’étoile étudiée se situe vers la gauche sur l’axe horizontal (donc plus sa température est élevée), plus elle s’élève sur l’échelle verticale des grandeurs absolues (luminosité).

La plupart des étoiles apparaissent sur la diagonale sous la forme d'une large bande s'étendant du coin supérieur gauche du diagramme, là où les étoiles chaudes et étoiles brillantes, en bas à droite, peuplée de naines rouges froides et sombres. Cette large bande diagonale est appelée séquence principale.

Les étoiles de la séquence principale suivent certaines règles. Par exemple, il existe une relation entre la température d'une étoile et son rayon : une étoile avec une certaine température de surface ne peut pas être arbitrairement grande, ce qui signifie que sa luminosité se situe également dans une certaine plage de valeurs. De plus, la luminosité est liée à la masse de l’étoile. Si vous parcourez la séquence principale des classes spectrales O – B à K – M, alors la masse des étoiles diminue continuellement. Par exemple, les étoiles de classe O ont des masses atteignant plusieurs dizaines de masses solaires, tandis que les étoiles de classe B ne dépassent pas 10 masses solaires. Notre Soleil est connu pour avoir une classe spectrale de G2, il sera donc presque au milieu de la séquence principale, un peu plus près de son bord inférieur droit. Les étoiles des classes ultérieures ont sensiblement moins de masse solaire ; par exemple, les naines rouges de classe spectrale M sont 10 fois plus légères que le Soleil. La raison physique de tous ces schémas n’a été comprise qu’après la création de la théorie des réactions thermonucléaires.

Cependant, la totalité de la population stellaire ne correspond pas à la séquence principale. Les géantes rouges forment une branche distincte, qui pousse sur une large bande à partir du milieu de la séquence principale et va jusqu'au coin supérieur droit du diagramme - avec une luminosité énorme et une faible température de surface. Par rapport à la majeure partie de la population stellaire, il existe relativement peu de géantes. Et dans le coin inférieur gauche du diagramme se trouvent des naines blanches - des étoiles chaudes à faible luminosité, ce qui indique leur très petite taille.

En 1972, les Américains lancent vaisseau spatial Pionnier-10. À bord se trouvait un message destiné aux civilisations extraterrestres : un panneau avec des images d'un homme, d'une femme et un schéma de l'emplacement de la Terre dans l'espace. Un an plus tard, Pioneer 11 a suivi. À l’heure actuelle, les deux appareils devraient déjà se trouver dans l’espace lointain. Cependant, de manière inhabituelle, leurs trajectoires s’écartaient considérablement de celles calculées. Quelque chose a commencé à les tirer (ou à les pousser), à la suite de quoi ils ont commencé à se déplacer avec accélération. C'était minuscule – moins d'un nanomètre par seconde, ce qui équivaut à un dix milliardième de la gravité à la surface de la Terre. Mais cela a suffi à décaler Pioneer-10 de sa trajectoire de 400 000 kilomètres.

Calculer le chemin des étoiles

Les géantes rouges et les naines blanches sont une sorte de déchet de la production stellaire, des formes résiduelles, une certaine étape de l'évolution des étoiles qui ont quitté la séquence principale. Comment vivent les étoiles en général ? Quelles sont les étapes de la vie d'une star ? Ont-ils l'enfance, la jeunesse, la maturité, la vieillesse ? Comment meurent-ils ?

Par idées modernes, les étoiles naissent à l’intérieur de nuages ​​de gaz et de poussières qui commencent à se comprimer sous l’influence de leurs propres forces gravitationnelles. Le milieu interstellaire ne semble être qu’à première vue un espace vide. En réalité, il contient beaucoup de gaz et de poussières, qui sont répartis de manière très inégale. La plupart des gaz et des poussières sont concentrés dans les bras spiraux galactiques. C'est là que se découvrent les soi-disant associations de jeunes stars.

Après la séparation et le compactage d'un fragment d'un nuage de gaz-poussière, une phase de compression rapide commence. La densité du caillot augmente rapidement et sa transparence diminue régulièrement, de sorte que la chaleur accumulée ne peut pas la quitter et le caillot commence à se réchauffer. Le rayon d'un tel embryon stellaire est bien plus grand que le rayon du Soleil, mais il continue de diminuer car la pression et la température du gaz à l'intérieur du nuage ne sont pas en mesure d'équilibrer les forces gravitationnelles. Lorsque la température au centre de la formation atteint plusieurs millions de degrés, des réactions de fusion thermonucléaire éclatent dans ses profondeurs. La température et la pression continuent d’augmenter et il arrive un moment où elles commencent à contrecarrer efficacement les forces de compression gravitationnelle. C'est alors qu'apparaît une nouvelle étoile stable et à part entière, qui reçoit son inscription légitime dans la séquence principale.

Comme la première étape inflationniste de l’évolution de l’Univers, « l’enfance » d’une étoile est très éphémère. Étoiles lourdes naissent beaucoup plus vite que les poumons. Par exemple, il a fallu environ 30 millions d’années à notre Soleil et les étoiles, dont la masse est trois fois supérieure à celle des étoiles, se stabilisent en seulement 100 000 ans. Mais les naines rouges, dont la masse est d'un ordre de grandeur inférieure à celle du Soleil, ont un développement lent : le processus s'étend sur une période d'environ plusieurs centaines de millions d'années. Mais ces étoiles vivent aussi beaucoup plus longtemps : la masse d'une étoile détermine non seulement les circonstances de sa naissance et de ses premiers pas, mais laisse également une empreinte sur toute son existence ultérieure.

Toute étoile est un grand réacteur nucléaire autorégulé qui assure une production d’énergie stable et à long terme. Si nous avions cela, le problème énergétique serait enfin résolu ! L'étoile contient beaucoup d'hydrogène. En fait, elle le brûle toute sa vie. L’hydrogène se transforme en hélium, qui à son tour se transforme en éléments de plus en plus lourds. Par exemple, notre Soleil, que Dieu le bénisse, vit dans le monde depuis environ 5 milliards d’années et contient encore plus de 80 % d’hydrogène. La durée de vie d'une étoile sur la séquence principale (c'est-à-dire le temps de sa vie « tranquille ») dépend avant tout de sa masse initiale. Et ici, nous pouvons tous être calmes : notre Soleil est confronté à une vie longue et mesurée - pas moins que celle qu'il a déjà vécue. Les médecins (pas les médecins, mais les physiciens et les astronomes) donnent au moins 5 milliards d'années.

Ainsi, du point de vue que nous venons de décrire, toute étoile est une boule de plasma chaude. Les réactions thermonucléaires qui font rage dans ses profondeurs jouent un double rôle : d'une part, elles maintiennent la pression et la température pour que l'étoile ne s'effondre pas sous l'influence de sa propre gravité, comme l'a légué le grand Einstein, et d'autre part, elles lui fournissent des éléments lourds. Accumulation d'éléments lourds (et sans eux la formation de planètes est impossible type de terre et, apparemment, la vie) se produit le plus activement dans les étoiles massives.

Chaque seconde, le Soleil devient plus léger de 4 millions de tonnes et cette substance brûle tout simplement.

Et là encore grâce à notre Soleil ! Ce n’est pas un hasard si, tout au long de l’histoire, les gens ont chanté ses louanges. La consommation du combustible hydrogène, qui supporte les réactions de fusion thermonucléaire dans les profondeurs, n'est pas la même selon les étoiles. Les étoiles comparables en masse au Soleil vivent de manière très économique, leurs réserves d'hydrogène dureront donc longtemps. Les naines rouges sont encore plus économes. Par conséquent, ils vivront deux, voire trois ou quatre fois plus longtemps que le Soleil. Mais les étoiles massives sont une autre affaire : elles brûlent leur hydrogène nucléaire de manière très inutile. Les plus lourds d’entre eux ne resteront donc sur la séquence principale que quelques millions d’années. Eh bien, une vie immodérée dans la jeunesse conduit à une vieillesse précoce...

Qu’est-ce que la vieillesse stellaire ? C’est à ce moment-là que presque tout l’hydrogène contenu dans le noyau brûle. Que se passe-t-il alors ? Le noyau de l'étoile commence à rétrécir et sa température augmente rapidement. En conséquence, une région très dense et chaude se forme, constituée d'hélium avec un petit mélange d'éléments plus lourds. Un gaz dans un tel état est appelé dégénéré. Dans la partie centrale du noyau, les réactions nucléaires s'arrêtent pratiquement, mais continuent de se produire assez activement à la périphérie. L'étoile gonfle rapidement, sa taille et sa luminosité augmentent considérablement. Elle quitte la séquence principale et devient une géante rouge avec une température de surface d'environ 3 000 degrés Kelvin.

Eh bien, même s’il n’y a plus d’hydrogène, il y a toujours des réactions thermonucléaires à l’hélium. Dans les régions centrales de l’étoile gonflée, l’hélium continue de se transformer en carbone et en oxygène jusqu’aux éléments les plus lourds. Mais l’hélium s’épuise également. Et là encore tout est décidé par la masse initiale de l'étoile. S'il était petit, comme notre Soleil, les couches externes se détachent, formant une nébuleuse planétaire (un nuage de gaz en expansion), au centre de laquelle le déjà familier nain blanc- une étoile chaude de la taille de la Terre et de masse de l'ordre de la masse du Soleil. La densité moyenne de la substance naine blanche est de 106 g/cm 3 .

Une naine blanche est essentiellement une étoile morte. Tout le combustible nucléaire a été brûlé, aucune réaction. Mais l’objet continue de rayonner et la pression à l’intérieur résiste toujours avec succès à sa propre gravité. D'où vient cette pression ? C’est ici qu’interviennent des lois que nous connaissons déjà par leur caractère paradoxal. monde quantique. Sous l’influence de la gravité, la matière d’une naine blanche devient si dense que noyaux atomiques littéralement coincé à l’intérieur des couches électroniques des atomes voisins. Les électrons perdent leur lien intime avec leurs atomes natifs et commencent à voyager librement dans les vides interatomiques dans tout l'espace de l'étoile, tandis que les noyaux nus forment un système rigide et stable - une sorte de réseau cristallin. Cet état est appelé gaz d’électrons dégénéré et, bien que la naine blanche continue de se refroidir, la vitesse moyenne des électrons ne diminue pas. La théorie quantique dit que les électrons dans un gaz électronique se déplacent très rapidement. Ce mouvement mécanique quantique n’a rien à voir avec la température de la substance ; il crée une pression appelée pression d’un gaz électronique dégénéré. Et c’est précisément cette force qui équilibre la force de sa propre gravité chez les naines blanches.

Des formations se refroidissent progressivement, à l'intérieur desquelles tout l'hydrogène brûle et les réactions nucléaires s'arrêtent... À propos, dans un avenir lointain, le Soleil subira un sort similaire. Dans environ 5 à 6 milliards d’années, notre étoile d’origine brûlera tout l’hydrogène et se transformera en géante rouge. Sa luminosité augmentera des centaines de fois et son rayon des dizaines de fois. Vivre sur Terre à cette époque ne sera pas très confortable, car la température à la surface atteindra environ 500 °C et l'atmosphère s'éteindra. Notre étoile vivra donc plusieurs centaines de millions d’années, puis se débarrassera de ses coquilles périphériques et deviendra une naine blanche.

Il faut 40 000 ans à un photon pour voyager du centre du Soleil à sa surface, et de là jusqu'à la Terre – 8,3 minutes.

Si la masse de l'étoile était grande - elle dépassait la masse du Soleil de 10 fois ou plus - un noyau se formait en son centre, constitué d'éléments lourds entourés de couches plus légères. À un moment donné, un tel noyau perd sa stabilité et un effondrement gravitationnel commence - un effondrement catastrophique de l'étoile vers l'intérieur. Ce processus est irréversible et inexorable. En fonction de la masse de son noyau partie centrale soit se transforme en un objet super dense - une étoile à neutrons, soit s'effondre complètement, formant un trou noir. L'énergie gravitationnelle monstrueuse libérée lors de la compression arrache la coque et la partie externe du noyau, les projetant à une vitesse fulgurante. Une énorme explosion se produit. C'est ce qu'on appelle une explosion de supernova. Nous ne connaissons pas de cataclysmes cosmiques plus importants que les explosions de supernova. Pendant un certain temps, une telle étoile brille plus que la galaxie entière. Peu à peu, la coque de gaz éjectée se refroidira et ralentira et, avec le temps, elle formera un nuage de poussière de gaz contenant de nombreux éléments lourds. Lorsque ce nuage commence à se condenser sous l’influence des forces gravitationnelles, il peut s’enflammer. nouvelle étoile. De telles étoiles, nées sur les ruines des précédentes, sont généralement appelées étoiles de deuxième génération, et notre Soleil, semble-t-il, en fait partie.

Il existe donc une certaine continuité dans la nature : les étoiles massives de première génération meurent, enrichissant l'espace interstellaire d'éléments lourds qui servent de matériau de construction aux étoiles de deuxième génération. Tous éléments chimiques des éléments plus lourds que l'hélium se sont formés à l'intérieur des étoiles lors de la fusion thermonucléaire, et les éléments les plus lourds sont apparus lors des explosions de supernova. Tout ce qui nous entoure sur Terre, et la Terre elle-même, est de la matière stellaire dont nous avons hérité.

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Le soleil est la seule étoile de notre système solaire, ainsi que le centre et la base de l'univers tout entier. Ce n’est un secret pour personne : sans chaleur et sans lumière, la vie sur Terre serait impossible. C'est pourquoi, depuis l'Antiquité, les gens essaient de trouver une réponse à la question : combien de temps encore le Soleil brillera-t-il et cessera-t-il complètement de briller ? Aujourd'hui, nous allons vous parler des propriétés de notre étoile et essayer de déterminer combien de temps il lui reste.

Le soleil en chiffres

Diamètre: 1 390 000km
Volume: 1,4 x 10 27 m 3
Température: 5500°C
Poids: 1,989 x 10 27 tonnes soit près de 2 billions de quadrillions de tonnes (deux suivis de 27 zéros)

Volume et masse du Soleil

Le Soleil est le plus gros objet de notre système solaire. De plus, il est si grand que sa masse 333 000 fois plus de masse Terre, 1048 fois la masse de Jupiter et 3498 fois la masse de Saturne. De plus, si nous additionnons la masse de tous les objets de notre système solaire, la part du Soleil sera de 99,8%.

Le volume du Soleil est de 1,4 x 10 27 m 3 . Cela signifie qu’elle est environ 1,3 million de fois plus grande que la Terre. Malgré cela, comparé à d’autres étoiles, le Soleil n’est en aucun cas d’une taille impressionnante. Par exemple, Bételgeuse, l'une des plus grandes étoiles connues des astronomes, mesure 700 fois plus grand que le soleil et près de 14 000 fois plus lumineux.

Température à la surface du Soleil

La température à la surface du Soleil est de 5 500 à 6 000°C.. Malgré cela, il existe également des régions sombres sur le Soleil ( Taches solaires), dont la température est d'environ 3500°C. Selon les scientifiques, l'énergie et la chaleur du Soleil sont générées par une réaction thermonucléaire dans son noyau et la température y est d'environ 15 000 000 °C.

Composition chimique du Soleil et source de son énergie

La composition chimique du Soleil est principalement constituée d’hydrogène.(≈73% en poids) et de l'hélium(≈25%). Ce rapport est en constante évolution, puisque chaque seconde, le Soleil convertit 600 millions de tonnes d'hydrogène en 596 millions de tonnes d'hélium. Les 4 millions de tonnes de matière restantes sont converties en énergie radiante, entraînant la génération de rayonnement solaire. Notez que tout cela se produit en 1 seconde et pendant ce temps, le Soleil libère 1 million de fois plus d'énergie que l'ensemble de l'humanité n'en consomme en un an.

L'âge du soleil

On pense que Le soleil s'est formé il y a environ 4,59 milliards d'années et pendant ce temps, elle a brûlé environ la moitié de ses réserves d’hydrogène. La durée de vie moyenne de ce type d'étoile est d'environ 10 milliards d'années. Ainsi, le Soleil se trouve désormais à peu près au milieu de son cycle de vie et brillera encore pendant au moins 5 milliards d'années. En revanche, cette lueur sera sensiblement différente de celle d’aujourd’hui. À mesure que le Soleil épuise progressivement ses réserves d’hydrogène, il deviendra plus chaud et sa luminosité augmentera lentement mais régulièrement.

Dans environ 1,1 milliard d'annéesà partir de maintenant, notre lumière du jour sera 11 % plus brillante qu’elle ne l’est aujourd’hui. Cela entraînera des changements climatiques importants sur Terre et l’extinction de la plupart des êtres vivants. Malgré cela, la vie pourrait subsister dans les océans et les régions polaires. Fait intéressant, à ce moment-là, Mars deviendra la planète la plus favorable à la vie.

Dans 3,5 milliards d'années, lorsque l'étoile aura 8 milliards d'années, sa luminosité augmentera de 40 %. À ce moment-là, les conditions sur Terre seront similaires à celles d’aujourd’hui sur Vénus : l’eau de la surface de la planète disparaîtra complètement et s’évaporera dans l’espace. Cette catastrophe entraînera la destruction définitive de toutes les formes de vie sur Terre.

Pendant tout ce temps, la taille du Soleil augmentera. Environ h dans 7,6 à 7,8 milliards d'années, d’ici 12,2 milliards d’années, le rayon de l’étoile sera environ 256 fois plus grand qu’aujourd’hui. Ces étoiles sont appelées géantes rouges. D’ici là, le Soleil aura tellement grossi qu’il engloutira la Terre.

Une fois que le Soleil aura dépassé la phase géante rouge, sa coque externe sera arrachée et une nébuleuse planétaire se formera à partir de celle-ci. Au centre de cette nébuleuse restera une naine blanche formée du noyau du Soleil, un objet très chaud et dense, de la taille de la Terre, qui se refroidira et disparaîtra au cours de plusieurs milliards d'années.