Ligne du temps jusqu aux galaxies. Formation de la Voie Lactée. Formation de la Voie Lactée. Formation des étoiles

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1 Ligne du temps jusqu aux galaxies Formation de la Voie Lactée Big Bang Antiquité Formation des premières galaxies à 1 milliards d années environ Histoire de l'univers Histoire de nos connaissances sur les galaxies Démocrite: (400 Av. J-C): Première personne qui aurait suggéré que la Voie Lactée est composée de milliers d étoiles comme notre Soleil. Galilée (1610)): Première personne à correctement interpréter la bande de la Voie Lactée à l aide d observations. Formation de la Voie Lactée entre 6 et 10 milliards d années dans le passé Kant (1755): Théorise que la Voie Lactée serait un gigantesque regroupement d étoiles en rotation Messier (1771): Catalogue des objets flous. Hubble ( ): Découverte de l existence de plusieurs autres galaxies Hershel (1810): Tentative pour trouver la forme de la Voie Lactée. Aujourd'hui 15 milliards d'années 1960: Découverte des quasars Aujourd'hui Moins de ans Shapley (1900): Premier à mesurer la distance au centre de notre galaxie. 2008: Découverte de la plus vieille galaxie connue. Il est très difficile d estimer l âge de notre galaxie, car nous n avons pas de points de référence pour déterminer à quel moment la forme du disque a été complétée. Par contre, il est possible d estimer l âge des étoiles grâce à un processus de datation utilisant l abondance relative de certains éléments radioactifs à l intérieur des étoiles, abondance déterminée à l aide de la spectroscopie. Ce processus est similaire à la datation au C 14 sur Terre. À l aide de cette méthode, des astronomes ont déterminé que l étoile la plus vieille de notre galaxie aurait 13,2 milliards d années et aurait donc été formée très tôt après le Big Bang. Celà semblerait donc résoudre l énigme: Qu estce qui est venu en premier? Les étoiles ou les galaxies? Formation de la Voie Lactée Grâce à la méthode de datation mentionnée ci-dessus, on a pu estimer l âge de notre galaxie, de façon un peu plus précise, à 8,3±1,8 Milliards d années. Notre galaxie aurait donc existée pour plus de la moitié de l âge de l Univers. Il semble donc évident que les premières étoiles de notre galaxie soient nées bien avant que notre galaxie aie la forme de disque qu on lui attribue aujourd hui. Ces étoiles très vieilles sont situées dans le halo de notre galaxie et font généralement partie d amas globulaires que nous verrons plus loin. Elles sont aussi classifiées comme faisant partie de la population II d étoiles. (Notre Soleil fait partie de la population I). Nous verrons ces classifications un peu plus loin aussi. Formation des étoiles Les étoiles se forment à la suite de l effondrement gravitationnel d un nuage de gaz (surtout hydrogène et hélium) et de poussières. Ces nuages se nomment nébuleuses. Elles sont très photogéniques, avec leurs formes étranges et leurs magnifiques couleurs. Ici, on voit la nébuleuse d Orion (M42). C est une pouponnière d étoiles! Animation

2 Nébuleuses Formation des étoiles Télescope de 1,8m à Victoria Nébuleuse de l Aigle - M16 Dans les galaxies spirales comme la notre, les nébuleuses dans lesquelles les étoiles naissent ont été nommées des pouponnières d étoiles. Cette nébuleuse ( NGC 3603) est un exemple de pouponnière d étoiles! Télescope spatial Hubble (fausses couleurs) Nébuleuses Nébuleuses Les nébuleuses où se forment les étoiles sont très souvent roses ou rouges. Cette couleur vient de l hydrogène. Le bleu visible dans certaines image provient de la réflexion de la lumière des étoiles sur la poussière dans la nébuleuse. Voici une meilleure version de la tête de cheval et ses alentours. Nébuleuse Tête de cheval Animation Animation 2

3 Effondrement gravitationnel Dans certains endroits de la nébuleuse, la gravité force le nuage à se contracter. Il devient alors de plus en plus dense. Ces endroits deviendront probablement de futurs systèmes planétaires avec une ou plusieurs étoiles au centre. Exemple d un coin dense de la nébuleuse d Orion. On les appelle proplyde. Formation de l étoile Au centre de ces proplydes, la gravité attire une très grande quantité de gaz. C est ce qui formera l étoile. La température du gaz augmente avec la densité et lorsqu elle atteint la valeur de 10 millions de degrés, la fusion nucléaire commence: l étoile est née! Les anneaux que vous voyez autour de l étoile en formation sont composés de gaz et de poussières et se forment dans un plan causé par la rotation originale du nuage de gaz. Disque protoplanétaire Autour de l étoile, il y a sûrement des planètes en formation à partir du gaz et des poussières restants. Ce gaz orbite dans le plan de rotation du nuage de gaz qui a formé l étoile. Mais qu est-ce qu une étoile au juste? Une étoile est une grosse boule de gaz au centre de laquelle il se produit la fusion nucléaire. Cette fusion génère énormément d énergie sous forme de lumière et de chaleur. Au centre d une étoile, la densité et la température sont tellement élevées que les atomes d hydrogène se fusionnent pour former des atomes d hélium. À chaque fois qu un atome d hélium est produit, un peu d énergie est émise. À chaque seconde, le soleil convertit ainsi 5 millions de tonnes de matière en énergie! Animation

4 Équilibre à l intérieur de l étoile Amas d étoiles À l intérieur de l étoile, l énergie de la fusion repousse le gaz vers l extérieur mais cette force est compensée par la gravité de l étoile. Pendant toute la vie de l étoile, cet équilibre maintiendra sa forme. Mais éventuellement, la fusion diminuera, dû à la diminution de la quantité disponible d hydrogène, et la gravité gagnera Lorsque les étoiles se forment (dans des nébuleuses), il est très fréquent que plusieurs étoiles se forment relativement en même temps dans cette région de l espace, car la formation d une étoile affectera le reste du gaz dans la nébuleuse et pourra entraîner la formation d autres étoiles dans cette nébuleuse. Elles font alors partie d un amas d étoiles. Il existe deux types d amas d étoiles: Amas globulaire: amas très dense contenant entre et un million de vieilles étoiles. Ces amas semblent s être formés au début de l histoire des galaxies; c est pourquoi ils sont dans le halo. Ils sont composés de vielles étoiles rouges et il n y a plus de gaz entre les étoiles. Amas ouvert: amas contenant quelques centaines ou milliers d étoiles, peu dense, formé de jeunes étoiles. Comme les étoiles dans un amas ouvert se sont formées assez récemment, on en trouve des bleues et il reste encore du gaz de la nébuleuse d origine. Amas globulaires Amas globulaires M22 M30

5 Amas globulaires Amas ouverts Les Pléïades, M45, ou les Sept Sœurs Situé à une distance de 400 a.l., c est l un des plus beaux amas d étoiles facilement visibles à l œil nu. M80 Amas ouverts Amas ouvert et nébuleuse L amas double de Persée Puisque les amas ouverts sont jeunes, nous en retrouvons plusieurs encore entourés de la nébuleuse. C est le cas de la nébuleuse de l Aigle (M16).

6 Amas ouvert et nébuleuse Amas ouvert et nébuleuse Nébuleuse Rosette Nébuleuse du Cône et amas d étoiles NGC 2264 Amas ouvert et nébuleuse Amas ouvert et nébuleuse Pouponnière d étoile NGC 3603 Pouponnière d étoiles dans le Grand Nuage de Magellan

7 Les étoiles ne sont pas toutes pareilles. Maintenant que nous avons vu ce que sont les étoiles et comment elles se forment, nous allons étudier les caractéristiques qui définissent leurs apparences et leurs vies diverses. Ces caractéristiques sont: - La température - La couleur - La grosseur - La luminosité - La masse Caractéristiques des étoiles Température de surface des étoiles et couleur En analysant le spectre des étoiles, les astronomes ont réalisé que la couleur et la température n était pas des caractéristiques indépendantes. Plus la couleur tend vers le bleu, plus l étoile est chaude. Ils ont classé ces étoiles selon ces caractéristiques avec des lettres: En partant des étoiles les plus chaudes, l ordre est donc: O, B, A, F, G, K, M Truc pour s en rappeler: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me Type spectral O B A F G K M Température Couleur bleue Bleue-blanche blanche Blanche-jaune jaune orange rouge Exemple étoiles de la ceinture d Orion Rigel Sirius Étoile Polaire Soleil Arcturus Bételgeuse Grosseurs des étoiles En plus de la classe spectrale dépendant de la température que nous avons étudiée plus haut, les astronomes ajoutent aussi un chiffre romain après cette lettre pour identifier la grosseur de l étoile. Ces catégories de grosseur sont: TYPE Grosseur Le Soleil est classifié G2V Il est donc une étoile jaune (G2) et de la séquence principale, ou naine (V) Ia Ib II III IV V VI VII Supergéantes très lumineuses Supergéantes moins lumineuses Géantes lumineuses Géantes Sous-géantes Étoiles de la séquence principale (naines) Sous-naines Naines blanches Grosseurs des étoiles Bien que le Soleil soit énorme quand on le compare à la Terre, il est une étoile moyenne en grosseur et en masse. Certaines étoiles sont des naines. Leur diamètre est des centaines de fois plus petit que le diamètre du soleil. Certaines étoiles sont même plus petites que la Terre. Par contre, il existe aussi des étoiles géantes, qui sont des milliers de fois plus grosses que le Soleil. Animation Bételgeuse: supergéante rouge, environ 650 fois le diamètre du soleil. Si on remplaçait le Soleil par Bételgeuse, elle s étendrait au-delà de l orbite de Mars! C est la seule étoile pour laquelle il est possible de voir le disque. Toutes les autres étoiles paraissent comme des points, même avec les meilleurs télescopes.

8 Luminosité des étoiles En observant la brillance des étoiles dans le ciel, et en sachant leurs distances, on réalise que certaines étoiles émettent beaucoup plus de lumière que d autres. Habituellement, on compare la luminosité des étoiles en utilisant le Soleil comme référence. Le soleil a donc une luminosité de 1 L. Certaines étoiles émettent fois moins de lumière que le Soleil alors que d autres en émettent fois plus. La luminosité d une étoile dépend de deux facteurs: - la température de l étoile: plus une étoile est chaude, plus elle émet de lumière; - la grosseur de l étoile: plus une étoile est grosse, plus elle émet de lumière. Luminosité des étoiles Dans le ciel d été, il est possible de voir trois étoiles brillantes qui forment ce qu on appelle le Triangle d été. Deneb et Altair ont environ la même magnitude, c est-à-dire qu elle semble à peu près avoir la même brillance dans le ciel. Par contre, Altair est situé à 16 années-lumière, alors que Deneb est à 2500 annéeslumière. Laquelle est la plus brillante des deux croyez-vous? Imaginez comment Deneb doit émettre de lumière pour qu on puisse la voir si bien à cette distance. Deneb est l une des étoiles les plus lumineuses dans notre galaxie. Masse des étoiles et étoiles binaires La masse des étoiles est très difficile à obtenir, pourtant elle est la caractéristique essentielle pour déterminer l évolution de l étoile et son type de mort. Grâce aux étoiles binaires (deux étoiles qui sont en orbite l une autour de l autre) et à l attraction gravitationnelle entre ces deux étoiles, il est possible de déterminer leurs masses. Étoile binaire, avec deux étoiles de même masse Système multiples Selon nos observations, la plupart des étoiles (>80%) feraient partie de systèmes multiples: systèmes à 2, 3 ou même plus d étoiles. Orbites de HD188753, un système triple. Deux étoiles assez rapprochées sont sur une orbite plus large autour d une troisième étoile. Imaginez la vue du ciel sur une planète en orbite autour de ces étoiles Les étoiles ont des masses variant entre 0,01 masse solaire et 60 masses solaires. Le soleil ayant évidemment une masse équivalente à une masse solaire.

9 Types d étoiles Diagramme H-R Donc, jusqu à maintenant, nous avons vu comment les étoiles se forment à l intérieur de nuages nommées nébuleuses. La gravité permet à cette nébuleuse de se contracter et la densité augmente. Lorsque la température devient assez élevée, la fusion nucléaire débute à l intérieur du gaz et l étoile commence à briller. Nous avons aussi vu que les étoiles ne sont pas toutes pareilles. Elles varient en grandeur, en masse, en température et en luminosité. Diagramme H-R Vie des étoiles En mettant les étoiles dans un graphique représentant leur luminosité en fonction de leur température, on découvre qu il existe certaines populations d étoiles: les géantes bleues les géantes et les supergéantes rouges les étoiles de la séquence principale les naines rouges les naines blanches Ces populations d étoiles représentent différents épisodes de l évolution des étoiles. Tant que la réserve d hydrogène à l intérieur de l étoile est suffisante, la fusion nucléaire continue. Dans le diagramme H-R, on dit alors que l étoile est sur la séquence principale. Environ 90% des étoiles que nous voyons dans le ciel sont des étoiles sur la séquence principale. Donc, toutes les étoiles du diagramme H-R qui ne sont pas sur la séquence principale ne sont plus dans la phase de fusion de l hydrogène. Nous allons voir qu au cours de son évolution, une étoile se déplace dans le diagramme: ses propriétés (luminosité, température ) changent. Simulation

10 Fusion nucléaire La fusion nucléaire est un phénomène qui se produit uniquement sous des conditions extrêmes: température d au moins 10 millions de degrés et pression extrême. Dans une étoile, l hydrogène se transforme en hélium à travers une série d étapes intermédiaires. C est l énergie libérée lors de ces étapes (rayons gamma) qui fait briller l étoile. De tous les types de lumière possibles (infrarouge, radio ), les rayons gamma sont ceux qui ont le plus d énergie. Évolution des étoiles Après des millions ou des milliards d année, dépendamment de la masse de l étoile, les réserves d hydrogène diminuent au centre de l étoile. C est alors que commence une série de changements dans l étoile qui finiront pas la détruire. Plus une étoile est massive, plus elle «brûlera» rapidement son hydrogène. Elle émettra donc plus d énergie et sera plus brillante et plus chaude (bleue). Les étoiles massives sont celles qui durent le moins longtemps: seulement quelques millions d années! C est pourquoi on les voit seulement dans des régions où il y a encore beaucoup de gaz. Les étoiles moins massives (comme le soleil ou encore moins), vivront plus longtemps car leurs réserves ne s épuiseront pas aussi rapidement. Le soleil vivra pendant environ 10 milliards d années et certaines étoiles pourraient vivre encore beaucoup plus longtemps. Moins une étoile est massive, moins elle émet d énergie et plus elle est «froide» (3000 º). Évolution des étoiles Évolution des étoiles moins massives Dans ce diagramme H-R, on peut voir les durées de vie des étoiles (en vert) en fonction de leurs masses (en mauve). Les masses sont données en masses solaires. étoile (comme le soleil) géante rouge nébuleuse planétaire naine blanche Animation Quand une étoile comme le soleil commence à manquer de réserves d hydrogène, elle grossit et sa surface se refroidit pour former une géante rouge. Puis les couches extérieures de gaz seront expulsés dans l espace, ce qui formera une nébuleuse planétaire. Ce qui restera de l étoile au centre deviendra une naine blanche qui prendra des milliards d années à refroidir.

11 Évolution des étoiles moins massives Voici les étapes de l évolution d une étoile comme le Soleil, en commençant par la nébuleuse et la protoétoile jusqu à la nébuleuse planétaire et la naine blanche. Phase de géante rouge Lorsque la fusion de l hydrogène diminue, la gravité fait écraser le centre de l étoile et augmenter la température au centre. En même temps, l extérieur de l étoile se gonfle et se refroidit : on se retrouve avec une géante rouge. Si la température au centre est assez élevée, la fusion de l hélium en carbone commence. C est ce qui se passera avec le soleil. Phase de géante rouge Après la fusion de l hélium en carbone, l étoile se retrouve avec un centre formé de carbone et des couches supérieures d hélium et d hydrogène. Comme nous le verrons plus loin, les étoiles plus massives que le soleil peuvent ensuite fusionner le carbone en oxygène et ainsi de suite. Mais dans le soleil, la fusion s arrêtera avec le carbone. À ce moment, les couches extérieures de l étoile seront éjectées pour former une nébuleuse planétaire. Nébuleuses planétaires Les nébuleuses planétaires sont parmi les plus beaux objets célestes. Le nom est cependant une erreur qui s est propagé avec le temps: ces nébuleuses n ont rien à voir avec les planètes, elles sont des étoiles mourantes qui ont éjecté une couche de gaz dans l espace. Les premières observations au télescope montraient une petite tache floue assez circulaire, ce qui ressemblait un peu à une planète. Par la suite, les astronomes se sont rendu compte que ces objets étaient très différents des planètes, mais le nom est resté. Nébuleuse de l Anneau (M57), dans la Lyre

12 Naine blanche Nébuleuses planétaires Au centre des nébuleuses planétaires, il reste le noyau de l étoile, formé de carbone et d oxygène super dense. C est ce qu on appelle une naine blanche. Une naine blanche n a plus de fusion qui lui procure son énergie. Par contre, elle est encore extrêmement chaude et c est pourquoi elle brille. Éventuellement, elle se refroidira et cessera d émettre de la lumière. Ce sera alors une naine noire. Comme il faut des milliards d années pour que la naine blanche se refroidisse, nous ne croyons pas qu il existe encore de naines noires dans l univers! Nébuleuse de l Hélix Nébuleuses planétaires Nébuleuses planétaires Les nébuleuses planétaires ont parfois des formes assez complexes et étranges. Les causes ne sont pas complètement connues, mais il existe certaines hypothèses: le champ magnétique de l étoile affecte le gaz lorsqu il s éloigne de l étoile; l étoile faisait partie d un système multiple et l attraction gravitationnelle de la deuxième (ou plusieurs autres) étoiles affecte le gaz. Nébuleuse de l Haltère M27 M2-9

13 Nébuleuses planétaires Nébuleuses planétaires MyCn18 Nébuleuse Œil de chat Nébuleuses planétaires Nébuleuses planétaires Nébuleuse de la Fourmi Nébuleuse de l Esquimau

14 Évolution des étoiles massives Évolution des étoiles massives étoile (géante bleue) supergéante rouge supernova Les étoiles très massives (plus de trois fois la masse du soleil), vont grossir jusqu à former des supergéantes rouges (comme Bételgeuse). Ces géantes bleues finiront par une explosion spectaculaire: une supernova. étoile à neutron (et pulsar) trou noir Ce qu il restera de l étoile à ce moment-là formera un objet très dense, soit une étoile à neutron ou un trou noir. Animation Supergéante rouge et supernova Supernova Dans les étoiles assez massives, la température au centre sera assez élevée pour que la fusion des autres éléments commence (carbone en oxygène, oxygène en néon ) jusqu au fer. L étoile se retrouve avec une structure en pelure d oignon avec différentes couches. Le centre est composé de fer mais il est impossible de fusionner le fer. Lorsque la gravité tente de comprimer ce centre, l énergie se transformera plutôt en une onde de choc qui se terminera par l explosion spectaculaire de l étoile: une supernova. Animation Lors de son explosion, l étoile se retrouve temporairement plus lumineuse qu une galaxie entière! L énergie impliquée lors d une supernova permet aux éléments plus lourds que le fer de se créer par fusion (or, argent ). Supernova 1994D dans la galaxie NGC 4526

15 Supernova Supernova 1987 A Restant de supernova nébuleuse du Voile Cette explosion a eu lieu en 1987 dans le Grand Nuage de Magellan (en fait, l explosion a eu lieu des milliers d années plus tôt, mais la lumière nous est parvenue seulement en 1987). C est la supernova la plus récente dans notre voisinage galactique. En moyenne, il se produit une supernova par siècle dans chaque galaxie. Par le télescope spatial Hubble (fausses couleurs) Le cercle central est dû à l éjection durant la supernova. Les deux autres cercles sont dus à des expulsions avant la supernova. Nébuleuse du Crabe M1 Nébuleuse du Crabe M1 En 1054, une nouvelle étoile est apparue dans le ciel. Elle était tellement brillante qu on la voyait en plein jour et il était possible de lire la nuit avec sa lumière! Les Chinois avaient alors de très bonnes cartes du ciel et nous savons exactement où elle était située. Si on observe la nébuleuse du Crabe avec différents instruments (différentes longueurs d onde), nous voyons des choses très différentes. Au centre de cette nébuleuse se trouve un pulsar, qui est une sorte d étoile à neutron. Aujourd hui, si nous regardons à cet endroit dans le ciel avec un télescope, nous voyons la nébuleuse du Crabe. Le gaz dans cette nébuleuse est toujours en expansion et se déplace à plus de 1500 km/s! Images en fausses couleurs.

16 Étoile à neutron Pulsar L explosion de la supernova ne détruit pas complètement l étoile. Ce qui en reste se contracte sous l effet de la gravité et devient extrêmement dense. La pression est tellement grande que les électrons, habituellement en orbite autour du noyau atomique, se combinent avec les protons et forment des neutrons. L étoile est donc complètement remplie de neutrons. Une étoile à neutron a une masse similaire à celle du soleil mais son diamètre n est que d environ 15 km! C est extrêmement dense! Une cuillérée à thé d étoile à neutron aurait une masse de plusieurs milliards de tonnes, soit plusieurs fois la masse totale de la population humaine sur la Terre! Les étoiles à neutrons tournent très rapidement: jusqu à des milliers de fois par seconde. Cette rotation rapide s est produite lors de l effondrement de l étoile (pensez aux patineurs artistiques qui ramènent leurs bras vers eux pour tourner plus vite). Un pulsar est une étoile à neutron qui émet des jets d onde radio à ses pôles dû à son champ magnétique. Notre point de vue nous donne l impression que l étoile émet des pulsations, comme un phare. Le nom pulsar vient de l anglais, «pulsating star». Animation Trou noir Trou noir Si le restant de l étoile après la supernova est assez massif, il s effondra encore plus qu une étoile à neutron et formera un trou noir: un objet tellement dense autour duquel la gravité est tellement forte que rien ne peut s échapper, même pas la lumière. Ces trous noirs stellaires sont similaires à ceux trouvés au centre des galaxies, mais ils sont beaucoup moins massifs: Type Masse Localisation Parfois, un trou noir stellaire se forme dans un système binaire ou multiple. L autre étoile est attirée par le trou noir et finit parfois par se faire «manger» par lui. Ici, le gaz d une étoile s effondre autour du trou noir. Trous noirs stellaires Trous noirs supermassifs De 3 à 20 masses solaires Des millions à des milliards de masses solaires On en retrouve plusieurs dans une galaxie, partout où des étoiles massives sont mortes. Se retrouvent au centre des galaxies. Animation

17 Recyclage cosmique Les étoiles recyclent le matériel stellaire depuis longtemps. Lorsqu elles meurent, les étoiles rejettent de grandes quantités de gaz et de nouveaux éléments dans l espace. Cette matière s ajoutera aux nuages de gaz déjà présents, sera brassée par la rotation galactique et pourra être utilisée pour former de nouvelles étoiles lorsque ces nébuleuses s effondreront. Tout le carbone, l oxygène et les autres éléments dont nous sommes faits (à part l hydrogène et la majorité de l hélium) ont été créés à l intérieur des étoiles grâce à la fusion nucléaire. Ces éléments n existaient pas au début de l univers. Les étoiles les ont créés puis les ont rejetés dans l espace lors de leur mort. Nous sommes donc réellement faits de poussières d étoiles (ou de déchets nucléaires, comme vous voulez)! Populations d étoiles Évidemment, les premières étoiles à s être formée dans l univers ne contenaient que de l hydrogène et de l hélium (provenant du Big Bang). Puis, les autres générations d étoiles qui ont suivi contenaient un peu des autres éléments (appelés «métaux» en astronomie) laissés derrière par les premières étoiles. Il est donc possible de déterminer quand une étoile s est formé en analysant sa composition. On détermine ainsi 3 types d étoiles, dont 2 principaux: Population I: Comme le Soleil, ces étoiles contiennent des métaux. Elles se sont donc formées assez récemment, après que l espace ait été «pollué» par les restants des premières étoiles. Nous retrouvons ces étoiles dans les disques des galaxies spirales. Population II: Ces étoiles ne contiennent que très peu de métaux. Elles se seraient formées très tôt dans l histoire de l Univers. Elles sont donc maintenant très vielles. C est ce type d étoile que nous retrouvons dans les amas globulaires. Population III: Ces étoiles seraient les toutes premières étoiles formées, ne contenant que de l hydrogène et de l hélium. Aucune étoile de cette population n a encore été observée. Cycle de vie des étoiles Évolution des étoiles Voici donc un résumé du cycle de vie des étoiles. Pour être plus précis, il faut rajouter des flèches indiquant le recyclage cosmique. Animation

18 Évolution du Soleil Les premiers pas On ne sait pas exactement quand les êtres humains ont commencé à s intéresser à ces points lumineux qui n apparaissent que lorsque le soleil se couche. Mais on peut se douter que c est bien avant que le langage écrit permettent d archiver ces réflexions. Les premières perceptions partagées entre plusieurs civilisations plaçaient les étoiles sur une sphère céleste parfaite et immuable. Les premiers pas Malgré ces connaissances erronées, certains esprits scientifiques de cette époque étaient déjà capables d utiliser les étoiles pour la navigation et l orientation. De plus, ils ont regroupé les étoiles pour en faire des formes variées que l on appelle constellations. Même si ces formes sont arbitraires, elles ont permis la création de calendriers et de cartes du ciel. Étoile = Soleil Mais le ciel n était pas complètement immuable. À quelques reprises dans le dernier millénaire, de nouvelles étoiles sont apparues. Ces novea sont rares (on en compte 7 entre l an 1000 et 2000, visibles à l œil nu), mais elles ont ébranlé les croyances de l époque. Certains anciens grecs (Démocrite et Épicure) avaient suggéré que les étoiles étaient des soleils lointains, mais c est en 1584 que l idée refait surface avec Giordano Bruno. Dans le siècle qui suivra, cette idée deviendra acceptée dans le monde astronomique. Ancien calendrier romain

19 Comprendre le ciel Au 18 ème siècle, on découvre que certaines étoiles se sont déplacées. C est ce qu on appelle le mouvement propre. En comparant la position de certaines étoiles par rapport aux cartes grecques, ils découvrent certaines étoiles ne sont plus au même endroit par rapport aux autres. Il y a donc un mouvement, mais il est beaucoup trop lent pour le voir dans une vie humaine. Par la suite, les Herschel ont étudié la concentration d étoiles afin de faire une carte de notre galaxie. On commence à avoir une meilleure idée du ciel en 3D. Puis, avec les premières mesures de la parallaxe, on sait pour la première fois la distance à une étoile. C est en La parallaxe La parallaxe est un phénomène simple que nous vivons à tous les jours. Nos yeux ne voient pas exactement la même chose, puisqu ils ne sont pas exactement au même endroit. Ces deux images se recombinent dans notre cerveau et nous permet de voir les distances au objet. Plus un objet est près de nos yeux, plus l image sera différente pour chaque œil. On peut faire la même chose avec la terre et sa position autour du soleil à 6 mois d intervalle. Les étoiles les plus près de nous semblent bouger par rapport aux étoiles du fond. On peut mesurer leurs distances avec la triangulation (en fonction de la distance terre-soleil). Diagramme HR Vers 1910, deux astronomes, Hertzsprung et Russell, ont décidé de représenter les étoiles en tenant compte de leur luminosité (axe des y) et leur couleur (axe des x). Ce graphique, maintenant appelé diagramme HR, a permis de constater qu il y avait plusieurs familles d étoiles: les géantes rouges, les naines blanches, la séquence principale, etc Grâce au développement et à l analyse de ces diagrammes, des découvertes importantes sur la vie et l évolution des étoiles ont pu être obtenues, augmentant grandement notre compréhension des objets stellaires que l on pouvait observer dans le ciel. Des liens entre la masse des étoiles, leur durée de vie et la fin de leur vie ont pu être obtenus, permettant de finalement démontrer les processus qui ont lieu à l intérieur de ces objets massifs et brillants. Le début de la spectroscopie L étude du spectre des étoiles commence vers le début du 19 ème siècle et révolutionnera l étude de l Univers et, plus spécifiquement, des étoiles. On découvre différents types de spectres et on commence à les classifier, surtout en fonction de l intensité des raies d absorption de l hydrogène, car cet élément est le principal constituant de notre Univers et donc des étoiles. Cette intensité, ainsi que celle de raies appartenant à d autres éléments est le critère sur lequel on se base pour cette classification jumelé à la couleur de l étoile (sa température). Si à l époque il fallait étudier ces spectres à l œil nu et mesurer la position des raies à la main, le progrès rapide de la technologie au cours du dernier siècle a fait en sorte que le processus est maintenant automatisé et produit une plus grande quantité d information grâce à l utilisation d ordinateurs. L analyse de ces spectres nous permet maintenant de savoir de façon très précise la composition des étoiles, ce qui est un énorme progrès pour l astronomie et notre compréhension de l Univers dans lequel nous vivons.

20 Exemples de spectres Les gaz, lorsqu ils sont excités par une source d énergie, produisent des raies spectrales. On les étudie en laboratoire sous la forme de spectre d émission dans lesquels on ne voit que les longueurs d ondes spécifiques aux éléments étudiés. Ces raies sont spécifiques à chaque élément à un point tel qu elles agissent comme des empreintes digitales. Spectroscopie = composition des étoiles L exemple ci-dessous montre le spectre d absorption du Soleil. Seules les raies principales apparaissent, mais chacune d elle est associée à un élément spécifique. Lignes Élément associé Longueur d onde Lignes Élément associé Longueur d onde A O F H 4861 B C a D - 1, 2 E b - 1, 2 c O 2 H O 2 Na Fe Mg Fe & & d e f G g h H K Fe Fe H Fe & Ca Ca H Ca Ca Classification des étoiles Nouveaux yeux En étudiant les spectres de chaque étoile, comme celui du Soleil, on détermine, non seulement leur température, mais aussi leur composition. C est grâce à ces informations que les astronomes ont finalement pu établir un système de classification des étoiles. Dans toute l histoire de l astronomie, nous retrouvons bien peu de femmes, simplement parce que peu d entre elles sont devenues astronomes. Mais l histoire des classes d étoiles (OBAFGKM) repose presque entièrement sur le travail de femmes astronomes travaillant à l observatoire de Harvard dans les années Celles-ci étaient engagées pour le travail répétitif de placer les spectres stellaires en ordre. D ailleurs, la création de ce système de classification a été créditée à Annie Jump Cannon, une docteure en astronomie au collège Harvard qui était en charge de la classification des spectres stellaires mentionnée ci-dessus. Pour bien comprendre la formation et l évolution des étoiles, il faut pouvoir étudier le ciel dans d autres longueurs d onde que la lumière visible, comme l infrarouge et le radio. Les premières observations du ciel dans ces longueurs d onde ont eu lieu il y a environ 50 ans. L avantage principal des radiotélescopes est dû au fait que les ondes captées ne sont pas affectés par l environnement interstellaire qu ils doivent traverser. On peut donc détecter des ondes provenant de beaucoup plus loin que dans la région visible du spectre, qui est limitée par la poussière et les nuages de gaz dans notre galaxie.. Grâce aux radiotélescopes, nous avons découvert les pulsars, les trous noirs, les quasars et le rayonnement de fond cosmologique. Sans les radiotélescopes, nos connaissances de l Univers seraient beaucoup moindre aujourd hui.

21 Radiotélescope Green Bank Radiotélescope de Green Bank, en Virginie aux Etats-Unis. Ce télescope a été construit en remplacement d un autre télescope similaire qui s était effondré en Son diamètre est de 100 m ce qui en fait le télescope mobile le plus large de la planète. Télescope Arecibo : Il a été construit à même le sol, sur un cratère. Il mesure près de 310m de diamètre et c'est le plus grand de notre planète, et par conséquent le plus sensible pour un appareil unique. Cependant, le désavantage de ce radiotélescope tient au fait qu'il ne peut voir qu'un tiers du ciel, car il ne peut pas être orienté. Seul son récepteur peut être légèrement bougé pour suivre pendant un court lapse de temps un point fixe dans le ciel. Radiotélescope Arecibo Very Large Array Situé au Nouveau-Mexique, ce réseau de radiotélescopes comprend 27 antennes mobiles (sur des rails de chemin de fer) de 25 m de diamètre chacune, dont on peut combiner l information pour simuler une télescope mobile ayant un diamètre aussi large que la longueur maximale séparant les télescopes à chaque extrémités (21 km). Objets massifs extrêmement denses - théorie Ces objets, comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs, ont tous été théorisés avant d être découverts à l aide d observations. Ces objets pouvaient tous être prédits par la théorie de la relativité d Einstein, mais ces conclusions ont été découvertes par d autres personnes. En 1915, quelques mois seulement après la publication de la théorie de la relativité, Karl Schwarzschild, détermina le rayon de l horizon des évènements d un trou noir. En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar, détermina que la limite pour obtenir des naines blanches est de 1,44 masses solaires. En 1933, peu après la découverte de l existence des neutrons, Walter Baade et Fritz Zwicky émettent l hypothèse de l existence d étoiles à neutrons au-delà de 1,44 masses solaires. En 1939, Robert Oppenheimer et son équipe, détermina qu une étoile ayant une masse de plus de 3 fois la masse du Soleil, ne pourrait survivre à son effondrement à la fin de sa vie. En d autres mots, au-delà de 3 masses solaires, l effondrement produit un trou noir.

22 Découverte des étoiles à neutrons et pulsars Les étoiles à neutrons ont été observées pour la première fois, à l aide de radiotélescopes, en 1965 par Antony Hewish et Samuel Okoye. La découverte des pulsars remonte en Une étudiante au doctorat en astrophysique à l université de Glasgow (Écosse), Jocelyn Bell Burnell, découvre alors un signal intermittent d ondes radio provenant d une étoile. Les pulsations sont d une telle régularité que les scientifiques croient d abord qu il s agit d un message extraterrestre. Par la suite, il devint évident qu elle avait découvert un nouveau type d étoile, un pulsar. Cette découverte valut un prix Nobel de physique en Mais ce n est pas Jocelyn qui le reçut. C est son superviseur de thèse, Antony Hewish, qui eut l honneur pour «son rôle décisif dans la découverte des pulsars». Ni Jocelyn, ni Samuel n ont été mentionnés pour cette découverte. Cette décision a été très controversée et critiquée par plusieurs astronomes. Avec raison! Découverte des trous noirs Comme la lumière ne peut pas s échapper des trou noirs, il est donc impossible de les découvrir, car on ne peut pas les observer. Le mieux que l on peut accomplir est d étudier leurs effets sur d autres objets pour supposer leur existence. Le premier candidat a été déterminé en 1971 et a été nommé Cygnus X- 1, faisant partie d un système binaire dans la constellation du Cygne. L autre étoile du système est une supergéante bleue et, en étudiant son mouvement orbital autour de sa compagne invisible, les astronomes ont pu déterminer que la masse de cet objet devait être au-delà de la limite de 3 masses solaires. On a donc conclut que cet objet devait être un trou noir. La supergéante bleue aurait la forme d une goutte d eau, comme vu plus haut dans le cas d un système binaire. En 1974, des astronomes utilisant le radiotélescope de Green Bank, découvrent une forte source d ondes radio provenant d un endroit qui semble être le centre de notre galaxie. Un trou noir supermassif d environ 3 millions de masses solaires semblerait être la seule explication.