Ongle nain rouge C'est une petite étoile froide dont la masse est comprise entre 0,08 et 0,8 fois la masse du Soleil. Ce sont les étoiles les plus abondantes et les plus anciennes de l'univers: jusqu'à trois quarts de toutes les étoiles connues à ce jour. En raison de leur faible luminosité, elles ne sont pas observables à l'œil nu, bien qu'elles soient nombreuses à proximité du Soleil: sur 30 étoiles proches, 20 sont des naines rouges.
Le plus remarquable pour sa proximité avec nous est Proxima Centauri, dans la constellation du Centaure, à 4,2 années-lumière. Il a été découvert en 1915 par l'astronome écossais Robert Innes (1861-1933).
Cependant, avant la découverte de Proxima Centauri, le télescope de l'astronome français Joseph de Lalande (1732-1802) avait déjà trouvé la naine rouge Lalande 21185, dans la constellation Ursa Major..
Le terme «naine rouge» est utilisé pour désigner différentes classes d'étoiles, y compris celles de types spectraux K et M, ainsi que les naines brunes, étoiles qui ne le sont pas vraiment, car elles n'ont jamais eu assez de masse pour démarrer leur réacteur interne.
Les types spectraux correspondent à la température de surface de l'étoile, et sa lumière se décompose en une série de raies très caractéristiques..
Par exemple, le type spectral K a entre 5000 et 3500 K en température et correspond à des étoiles jaune-orange, tandis que la température de type M est inférieure à 3500 K et ce sont des étoiles rouges..
Notre Soleil est de type spectral G, de couleur jaune et d'une température de surface comprise entre 5000 et 6000 K. Les étoiles d'un certain type spectral ont de nombreuses caractéristiques en commun, la plus déterminante d'entre elles étant la masse. Selon la masse d'une étoile, ce sera son évolution.
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Les naines rouges ont certaines caractéristiques qui les différencient. Nous en avons déjà évoqué quelques-uns au début:
-Petite taille.
-Faible température de surface.
-Faible taux de combustion des matériaux.
-Mauvaise luminosité.
La masse, comme nous l'avons dit, est le principal attribut qui définit la catégorie qu'une étoile atteint. Les naines rouges sont si abondantes car il se forme plus d'étoiles de faible masse que d'étoiles massives.
Mais il est intéressant de noter que le temps nécessaire à la formation des étoiles de faible masse est plus long que celui des étoiles très massives. Celles-ci se développent beaucoup plus rapidement parce que la force de gravité qui compacte la matière au centre est plus grande, plus il y a de masse..
Et nous savons qu'une certaine quantité de masse critique est nécessaire pour que la température soit appropriée, afin d'initier des réactions de fusion. De cette façon, l'étoile commence sa vie d'adulte.
Le Soleil a mis des dizaines de millions d'années à se former, mais une étoile 5 fois plus grande nécessite moins d'un million d'années, tandis que les plus massives peuvent commencer à briller par centaines de milliers..
La température de surface est, comme déjà mentionné, une autre caractéristique déterminante importante des naines rouges. Il doit faire moins de 5000K, mais pas moins de 2000K, sinon c'est trop cool pour être une vraie star.
Les objets stellaires avec une température inférieure à 2000 K ne peuvent pas avoir de noyau de fusion et sont des étoiles avortées, qui n'ont jamais atteint la masse critique: les naines brunes.
Une analyse plus approfondie des raies spectrales peut assurer la différence entre la naine rouge et la naine brune. Par exemple, des preuves de lithium suggèrent qu'il s'agit d'une naine rouge, mais s'il s'agit de méthane ou d'ammoniac, c'est probablement une naine brune.
Le diagramme Hertzsprung-Russell (diagramme H-R) est un graphe qui montre les caractéristiques et l'évolution d'une étoile en fonction de ses caractéristiques spectrales. Cela inclut la température de la surface, qui, comme nous l'avons dit, est un facteur déterminant, ainsi que sa luminosité..
Les variables qui composent le graphique sont luminosité sur l'axe vertical et température effective sur l'axe horizontal. Il a été créé indépendamment au début du 20e siècle par les astronomes Ejnar Hertzsprung et Henry Russell..
Selon leur spectre, les étoiles sont regroupées selon la classification spectrale de Harvard, indiquant la température de l'étoile dans la séquence de lettres suivante:
O B A F G K M
On commence par les étoiles les plus chaudes, celles de type O, tandis que les plus froides sont celles de type M. Sur la figure les types spectraux sont dans la partie inférieure du graphe, sur la barre colorée en bleu à gauche jusqu'à atteindre le rouge à droite.
Dans chaque type, il existe des variations, puisque les raies spectrales ont une intensité différente, chaque type est divisé en 10 sous-catégories, désignées par des nombres de 0 à 9. Plus le nombre est bas, plus l'étoile est chaude. Par exemple, le Soleil est de type G2 et Proxima Centauri est M6.
La région centrale du graphique, qui est à peu près diagonale, est appelée séquence principale. La plupart des étoiles sont là, mais leur évolution peut les amener à émerger et à se placer dans d'autres catégories, comme une géante rouge ou une naine blanche. Tout dépend de la masse de l'étoile.
La vie des naines rouges se déroule toujours dans la séquence principale, et en termes de type spectral, toutes les naines de classe M ne sont pas des naines rouges, bien que la plupart le soient. Mais dans cette classe il y a aussi des étoiles supergéantes comme Bételgeuse et Antarès (en haut à droite du diagramme H-R).
La vie de toute étoile commence par l'effondrement de la matière interstellaire grâce à l'action de la gravité. Au fur et à mesure que la matière s'agglutine, elle tourne de plus en plus vite et s'aplatit en disque, grâce à la conservation du moment cinétique. Au centre se trouve la proto-étoile, l'embryon pour ainsi dire de la future étoile.
Au fil du temps, la température et la densité augmentent, jusqu'à ce qu'une masse critique soit atteinte, dans laquelle le réacteur de fusion commence son activité. C'est la source d'énergie de l'étoile en son temps à venir et nécessite une température centrale d'environ 8 millions de K.
L'allumage dans le noyau stabilise l'étoile, car il compense la force gravitationnelle, donnant lieu à l'équilibre hydrostatique. Cela nécessite une masse comprise entre 0,01 et 100 fois la masse du Soleil.Si la masse est plus grande, une surchauffe provoquerait une catastrophe qui détruirait la protoétoile..
Une fois le réacteur de fusion démarré et l'équilibre atteint, les étoiles se retrouvent dans la séquence principale du diagramme H-R. Les naines rouges émettent de l'énergie très lentement, de sorte que leur approvisionnement en hydrogène dure longtemps. La façon dont une naine rouge émet de l'énergie passe par le mécanisme de convection.
La conversion énergétique de l'hydrogène en hélium a lieu dans les naines rouges par chaînes proton-proton, une séquence dans laquelle un ion hydrogène fusionne avec un autre. La température influence grandement la façon dont cette fusion a lieu.
Une fois l'hydrogène épuisé, le réacteur de l'étoile cesse de fonctionner et le lent processus de refroidissement commence..
Cette réaction est très fréquente chez les étoiles qui viennent de rejoindre la séquence principale, ainsi que chez les naines rouges. Ça commence comme ça:
1 1H + 11H → deux1H + e+ + ν
Où est+ est un positron, identique en tout à l'électron, sauf que sa charge est positive et ν c'est un neutrino, une particule légère et insaisissable. Pour sa part deux1H est le deutérium ou l'hydrogène lourd.
Ensuite, cela se produit:
1 1H + deux1H → 3deuxIl + γ
Dans ce dernier, γ symbolise un photon. Les deux réactions se produisent deux fois, pour entraîner:
3deuxj'ai + 3deuxJ'ai → 4deuxIl + 2 (1 1H)
Comment l'étoile génère-t-elle de l'énergie en faisant cela? Eh bien, il y a une légère différence dans la masse des réactions, une petite perte de masse qui se transforme en énergie selon la célèbre équation d'Einstein:
E = mcdeux
Comme cette réaction se produit d'innombrables fois impliquant un nombre immense de particules, l'énergie obtenue est énorme. Mais ce n'est pas la seule réaction qui a lieu à l'intérieur d'une étoile, bien qu'elle soit la plus fréquente chez les naines rouges..
La durée de vie d'une étoile dépend également de sa masse. L'équation suivante est une estimation de ce temps:
T = M-2,5
Ici T est le temps et M est la masse. L'utilisation de majuscules est appropriée, en raison du temps et de l'énormité de la masse.
Une étoile comme le Soleil vit environ 10 milliards d'années, mais une étoile 30 fois la masse du Soleil vit 30 millions d'années et une autre encore plus massive peut vivre environ 2 millions d'années. De toute façon, c'est une éternité pour les humains.
Les naines rouges vivent beaucoup plus longtemps que cela, grâce à la parcimonie avec laquelle elles dépensent leur combustible nucléaire. Pour les besoins du temps tel que nous l'expérimentons, une naine rouge dure éternellement, car le temps qu'il faut pour épuiser l'hydrogène du noyau dépasse l'âge estimé de l'Univers..
Aucune naine rouge n'est encore morte, donc tout ce qui peut être spéculé sur la durée de leur vie et la fin de leur vie est dû à des simulations informatiques de modèles créés avec les informations dont nous disposons à leur sujet..
Selon ces modèles, les scientifiques prédisent que lorsqu'une naine rouge manque d'hydrogène, elle se transforme en nain bleu.
Personne n'a jamais vu d'étoile de ce genre, mais à mesure que l'hydrogène s'épuise, une naine rouge ne se transforme pas en une étoile géante rouge, comme notre Soleil le fera un jour. Il augmente simplement sa radioactivité et avec lui sa température de surface, devenant bleu.
La composition des étoiles est très similaire, pour la plupart, ce sont d'énormes boules d'hydrogène et d'hélium. Ils conservent certains des éléments présents dans le gaz et la poussière qui les ont engendrés, ils contiennent donc également des traces des éléments que les étoiles précédentes ont contribué à créer..
Pour cette raison, la composition des naines rouges est similaire à celle du Soleil, bien que les raies spectrales diffèrent considérablement en raison de la température. Donc, si une étoile a des raies d'hydrogène faibles, cela ne signifie pas qu'elle manque de cet élément..
Dans les naines rouges, il y a des traces d'autres éléments plus lourds, que les astronomes appellent «métaux».
En astronomie, cette définition ne coïncide pas avec ce qui est communément entendu comme métal, car ici elle est utilisée pour désigner n'importe quel élément, sauf l'hydrogène et l'hélium..
Le processus de formation des étoiles est complexe et affecté par de nombreuses variables. Il y a beaucoup de choses qui sont encore inconnues sur ce processus, mais on pense que c'est la même chose pour toutes les étoiles, comme décrit dans les segments précédents..
Le facteur qui détermine la taille et la couleur d'une étoile, associée à sa température, est la quantité de matière qu'elle parvient à ajouter grâce à la force de gravité..
Un problème qui inquiète les astronomes et reste à élucider est le fait que les naines rouges contiennent des éléments plus lourds que l'hydrogène, l'hélium et le lithium..
D'une part, la théorie du Big Bang prédit que les premières étoiles formées doivent être composées uniquement des trois éléments les plus légers. Cependant, des éléments lourds ont été détectés chez les naines rouges.
Et si aucune naine rouge n'est encore morte, cela signifie que les premières naines rouges qui se sont formées doivent toujours être quelque part, toutes constituées d'éléments légers..
Ensuite, les naines rouges peuvent s'être formées plus tard, car la présence d'éléments lourds est nécessaire à leur création. Ou qu'il existe des naines rouges de première génération, mais étant si petites et avec une luminosité aussi faible, elles n'ont pas encore été découvertes..
Il est distant de 4,2 années-lumière et a une masse équivalente à un huitième de celle du Soleil, mais 40 fois plus dense. Proxima a un champ magnétique puissant, ce qui le rend sujet aux reflets.
Proxima possède également au moins une planète connue: Proxima Centauri b, dévoilée en 2016. Mais on pense qu'elle a été emportée par les fusées éclairantes que l'étoile émet fréquemment, il est donc peu probable qu'elle héberge la vie, du moins pas comme on le sait, puisque les émissions de l'étoile contiennent des rayons X.
C'est une naine rouge très proche, distante de 5,9 années-lumière, dont la principale caractéristique est sa grande vitesse, environ 90 km / s en direction du Soleil..
Il est visible à travers les télescopes et comme Proxima, il est également sujet aux fusées éclairantes et aux fusées éclairantes. Récemment, une planète a été découverte en orbite autour de l'étoile de Barnard.
Cette naine rouge de seulement 8% de la masse du Soleil est dans la constellation du Bélier et ne peut être vue qu'avec de puissants télescopes. Il fait partie des étoiles les plus proches, à une distance d'environ 12 années-lumière..
Il a été découvert en 2002 et en plus d'avoir un mouvement remarquable, il semble avoir des planètes dans la zone dite habitable.
C'est une naine rouge variable dans la constellation du Lion et à près de 8 années-lumière de notre Soleil. Étant une étoile variable, sa luminosité augmente périodiquement, bien que ses éruptions ne soient pas aussi intenses que celles de Proxima Centauri.
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