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Soleil

Soleil

Cet article traite du Soleil en tant qu'astre. Pour les autres sens, voir soleil (homonymie) ---- Le Soleil est l'étoile du système solaire auquel appartient la Terre. Le demi-grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, fut la définition originale de l'unité astronomique (u.a.). Le Soleil fait partie d'un ensemble constitué de matière interstellaire et d'environ 200 milliards d'étoiles : notre Galaxie. Il se situe à 15 pc du plan équatorial du disque, et est distant de 8 600 pc (environ 25 000 années lumière) du centre galactique.

Caractéristiques physiques

Le Soleil est une étoile naine évoluant sur la séquence principale, de type spectral G2, ce qui signifie qu'elle est légèrement plus chaude et plus brillante que la moyenne mais bien moins lumineuse qu'une géante rouge. Une étoile de type G2 reste sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell pendant environ dix milliards d'années. L'âge du Soleil et du système solaire est estimé à environ cinq milliards d'années. La brillance du Soleil augmente d'environ 7% par milliard d'années écoulé. Au centre du Soleil, des réactions de fusion nucléaire transforment l'hydrogène en hélium. L'énergie produite par ces réactions parvient jusqu'à la surface du Soleil qui émet des rayonnements électromagnétiques et un flux de particules : on nomme l'ensemble vent solaire. L'énergie dégagée par le Soleil est de 382,6 YW ou 382,6×10²⁴ W. Chaque seconde, 0,7×10¹² kg d'hydrogène sont transformés en 0,695×10¹² kg d'hélium, la perte de masse de 5×10⁹ kg étant convertie en énergie, principalement sous la forme de rayonnements et de particules. Un modèle du Soleil [2] permet d'estimer la température de son noyau à 15,43 millions de kelvins et la densité à 145 700 kg/m³. Cette partie active du noyau n’occupe toutefois qu’un centième de son volume total. Dans certains modèles, le « feu nucléaire » s'éteint à 175 000 km du centre (quart du rayon) ; la température a déjà chuté de moitié et la densité n'est plus que de 20 000 kg/m³ (comparable à celle de l'or). À une distance du centre égale au 3/4 du rayon, la densité n'est plus que de 200 kg/m³ et nous nous trouvons en lisière de la zone de convection. Sur ces 380 000 km, la température a chuté de 7 MK à environ 2 MK. Pour finir, la température atteint 5780 K à la surface, où la densité n'est plus que de 10^-4 kg/m³, près de dix mille fois inférieure à la densité de l'air (de la Terre) aux conditions normales de pression et de température. La mesure du nombre de neutrinos reçus sur la Terre (ceux-ci sont produits dans le Soleil de façon quasi exclusive) n'est que le tiers de celui prédit par la théorie, ce qui a longtemps été inexpliqué. Récemment, il a été démontré que les neutrinos avaient une masse, extrêmement faible ; ainsi, une partie du flux de neutrinos émis par le soleil peut se transformer en d'autres variétés de neutrinos (non détectées) avant d'atteindre la Terre. La structure et dynamique interne du Soleil peuvent-être étudiées en utilisant les techniques de l'héliosismologie.

Structure

Structure du Soleil En allant du centre vers l'extérieur on rencontre :
- le noyau, où se développent les réactions thermonucléaires : au centre, la température est de 14 MK, et la pression de 150×10⁹ atmosphères.
- la zone radiative : de 7 à 2 MK.
- La tachocline, couche intermédiaire.
- la zone convective : de 2 MK à 6000 K.
- la photosphère, surface visible du Soleil où apparaissent les granules et taches solaires.
- la chromosphère, couche de gaz fortement ionisée (plasma) d'une épaisseur de 15 000 km environ.
- la couronne, qui s'étend de 15 000 km à 1 ou 2 millions de km. Sa température atteint 1 000 000 K. Elle ne peut être convenablement observée que lors des éclipses totales de soleil, car son rayonnement est très faible comparé à ceux de la photosphère et de la chromosphère.

Le système solaire

À lui seul, le soleil représente 99,8 % de la masse totale du système solaire, les 0,2 % restants incluant les planètes (surtout Jupiter), dont la Terre. Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes

Notes

Valeur maximale.
Cette distance n'est pas connue avec une grande précision en raison de la forte absorption interstellaire au centre du disque.

Symbolisme

Le soleil est un symbole très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture. D'une façon générale, il est un principe masculin, actif. Toutefois, certains peuples nomades d'Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c'est aussi le cas des Japonais, pour qui le Soleil est Dame Amaterasu, la dame soleil, épouse du seigneur Lune. Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (déesse du Soleil) et Mani (dieu de la Lune), une idée que J. R. R. Tolkien a importée dans son œuvre. Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie. Si le Soleil venait à disparaître, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s'éteindrait sur Terre, d'où le symbole de vie (donneur de vie). Dans l'Égypte antique, Râ (ou Rê) est le dieu-Soleil (il était l'un des dieux les plus importants, voire le plus important) et Akhénaton en fera son dieu unique sous le nom d'Aton. Dans le Panthéon grec c'est Apollon, fils de Zeus et du titan Léto. Citons aussi Hélios qui est la personnification du Soleil lui-même. Les Aztèques l'appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maître du monde. S'il n'est pas associé à un dieu, des gens l'ont associé à eux-mêmes comme le roi de France Louis XIV surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise se targue de descendre d'Amaterasu, déesse du Soleil. En alchimie, le symbole du Soleil et de l'or est un cercle avec un point au centre : alchimie. Il représente l'intérieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie comme en astrologie, le symbole est le même.

Voir aussi

- analemme
- astronomie
- autorégulation du Soleil
- couronne solaire
- cycle solaire
- éclipse
- sursaut solaire
- transit
- Énergie solaire

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=3 Astrofiles: le soleil]
- [http://ptaff.ca/soleil/ Heure de lever et de coucher du soleil pour tous les endroits du monde]
- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=soleil Le Système Solaire - Le Soleil] Catégorie:Symbolique catégorie:étoile catégorie:Soleil als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Astre

ko:천체 ja:天体 th:วัตถุท้องฟ้า catégorie:Objet céleste Un astre, ou objet céleste désigne un corps céleste, ou plus généralement un objet de l'Univers.

Soleil (homonymie)

- le soleil est l'astre dont le rayonnement produit la lumière du jour et réchauffe la terre ;
- en astronomie, le Soleil est l'étoile naine qui constitue l'astre central du système planétaire dont fait partie la Terre ;
- le soleil désigne la lumière, la chaleur du Soleil, qui parvient en un lieu de la surface terrestre ;
- le soleil est un format français de papier défini par l'AFNOR avec les dimensions suivantes : 60
- 80 cm ;
- le Synchrotron Soleil, un accélérateur de particules ;
- Soleil Productions est un éditeur de bande dessinée;
- Soleil est un jeu vidéo (de type aventure/action) sorti sur Megadrive en 1994.
- Madame Soleil, de son vrai nom Germaine Soleil (1913-1996), astrologue attitrée de la radio Europe 1 de 1971 à 1996 et auteur d'horoscopes dans la presse.
- Soleil est un film de et avec Roger Hanin.
- Soleil vert est un film de science-fiction, de Richard Fleischer sorti en 1973.

Étoile

ko:항성 ms:Bintang ja:恒星 simple:Star th:ดาวฤกษ์
- En astronomie, une étoile est un astre semblable au Soleil qui puise son énergie grace à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant — généralement scintillant du fait de la turbulence atmosphérique —, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Ceci vient du fait que toutes les autres étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que ne l'est le Soleil. L'étoile la plus proche après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil. Système Solaire Une étoile typique ressemble au Soleil. Sa masse est de l'ordre de quelques 10 kilogrammes, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10 watts. Les étoiles se forment suite à la contraction et l'échauffement d'un nuage de gaz sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement est suffisant, il peut démarrer des réactions nucléaires au cœur du nuage. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10 et 10, ce qui représente approximativement le nombre de molécules contenues dans quelques centimètres cube d'air. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observable en plein jour (sauf Sirius dans d'excellentes conditions d'observation et quelques supernovae historiques). Le nombre d'étoiles observables la nuit à l'œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation.

Les constellations

En observant le ciel nocturne, l'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations. Les étoiles d'une constellation n'ont a priori rien de commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.

Caractéristiques principales d'une étoile

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires (voir Naines brunes) ; au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.

Diamètre

Comparativement à notre planète (environ 12 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier ! Le diamètre d'une étoile n'est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d'évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).

Magnitude

Température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil , Rigel par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, téléobjectif, lunette astronomique ou télescope), les étoiles K sont orange (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple Bételgeuse. On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l'indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l'étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

Vitesse de rotation

Toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes plus ou moins vite. Cela dépend de leur âge (freinage au cours du temps) mais aussi de l'état initial du nuage protostellaire ; enfin, cela dépend de leur masse et de leur statut d'étoile simple, binaire ou multiple. On n'accède pas directement à la vitesse de rotation mais à sa projection sur la ligne de visée : le fameux v.sini. Une étoile n'étant pas solide, elle est animée d'une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.

Spectre

Le spectre d'une source lumineuse et donc d'une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd'hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l'énergie lumineuse venant de l'étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d'abondances chimiques des couches externes de l'étoile.

Champ magnétique

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l'activité de l'étoile, c'est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l'astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l'activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d'intensité du champ magnétique.

Structure d'une étoile

Une étoile est structurée en différentes zones, décrites ci-après à partir du centre.

Le cœur

C'est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui fournissent l'énergie nécessaire à la stabilité de l'étoile. Le cœur est la zone la plus chaude qui dans le cas du Soleil atteint la température de 15,7 millions de kelvins.

La zone radiative

L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans le Soleil, la zone radiative met près d'un million d'années à sortir le rayonnement produit dans les parties centrales.

La zone convective

Au contraire de la zone précédente, la chaleur se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C'est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile, comme c'est le cas pour Bételgeuse.

La photosphère

C'est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres.

La couronne

C'est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Helios) : l'hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.

Évolution

→ Voir article de fond : évolution des étoiles. L'histoire d'une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d'existence, et conditionne sa fin. L'évolution d'une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernovae ou une nébuleuse planétaire.

Formation

Une étoile naît de la contraction d'un nuage riche en hydrogène. Sous l'influence d'une onde de densité (bras de galaxie), d'une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d'une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l'infrarouge). Ce rayonnement ralentit (par la pression de radiation), mais n'interrompt pas l'inexorable travail de la gravitation. Voir article de fond : formation stellaire.

La séquence principale

Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu'à l'allumage des réactions thermonucléaire (voir plus haut). L'étoile entre alors dans ce qu'on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son cœur, initialement et essentiellement constitué d'hydrogène et d'hélium, va progressivement se transformer en hélium. Des noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 neutrons), il se produit alors un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) : :2(¹H + ¹H → ²D + e^- + ν_e) (4,0 MeV + 1,0 MeV) :2(¹H + ²D → ³He + γ) (5,5 MeV) :³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H (12,86 MeV) La fusion a lieu dans le cœur de l'étoile, la zone centrale, du fait de la pression et de la température élevées qui y règnent. Dans ces conditions, les protons ont une grande vitesse qui leur permet de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc se repoussent) et de fusionner à l'aide de l'effet tunnel. D'autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d'énergie. Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'années avant d'atteindre la surface de l'étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

La fin d'une étoile

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le cœur de l'étoile, les réactions de fusion s'arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu'à prendre la forme d'une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d'une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l'étoile) d'un trou noir.

Les types d'étoiles

On peut classer les étoiles en différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.

Naines brunes : des étoiles ratées

Les naines brunes ne sont pas des étoiles. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives. Elles n'ont qu'un début de formation un peu lumineux, brillant par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! Il s'agit en fait des plus petites étoiles dignes de ce nom. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant et vivent très longtemps. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une.

Naines jaunes

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Le Soleil est une naine jaune typique.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géantes bleues et supergéantes rouges

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes: des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène. Lorsqu'elle ne contient plus d'hydrogène dans son cœur, une géante bleue y fusionne de l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge. L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Les naines blanches sont les cœurs d'étoiles mortes qui ont expulsé leurs couches externes. Leur taille est environ celle de la Terre. Elles sont blanches car leur température de surface après leur naissance est extrêmement élevée. Au cours du temps elles se refroidissent par perte de rayonnement pour finir comme astres froid et invisibles. Ces étoiles sont mortes : il n'y a plus de réactions nucléaires en leur cœur. Les progéniteurs des naines blanches sont des étoiles dites de masses intermédiaires, c'est à dire entre ~1 et ~8 masses solaire. Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée. La matière est dans un état dégénéré et sa densité est telle que ses composants, électrons ou neutrons, sont tellement proches que le facteur principal de la pression provient du principe d'exclusion de Pauli; c'est la pression de dégénérescence. La densité d'une naine blanche est donc énorme. Une cuillère à thé de matière d'une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d'un éléphant. Cette densité extrême impose aux électrons de se repousser énergiquement. Il se crée ainsi une force de pression qui s'oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l'absence de fusion nucléaire en son cœur. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,4 fois celle du Soleil : c'est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d'une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est complètement détruite. Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

Naines noires

Comme un élément de cuisinière qu'on éteint, les naines blanches se refroidissent lentement. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d'une dizaine de milliards d'années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire. L'Univers, vieux de 13,7 milliards d'années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires. Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires. Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons . Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Le moment cinétique de l'étoile étant conservé lors de l'effondrement du cœur, l'étoile à neutron possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d'une étoile à neutron et que la ligne de visée est perpendiculaire à l'axe de rotation de l'étoile, celui-çi verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s'appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovae, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l'explosion d'une étoile massive en 1054, supernova observé par les astronomes chinois. Sa découverte fut faite par les radioastronomes. Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu'à former un trou noir.

Les systèmes stellaires

Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu'un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d'étoiles, l'ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre un loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d'étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l'étude des amas de la Galaxie.

Les systèmes binaires

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l'une autour de l'autre. L'élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d'autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l'une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l'étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l'étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie. L'astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l'espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d'étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d'une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s'en servir pour déterminer l'âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie. On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d'étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d'étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années. Les AG sont de forme sphérique d'où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu'on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d'années.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu'elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d'un certain temps.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d'étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d'étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.

Les systèmes planétaires

Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d'elles. Ainsi, le Système solaire est composé d'une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes. Récemment, des planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu'ici unique.

Voir aussi

Liens internes

- Liste des étoiles les plus brillantes

Terre

La Terre ou planète bleue (en raison de l'importance des étendues d'eau) est la troisième planète du système solaire. La Terre est la seule planète du système solaire dont le nom ne provient pas de la mythologie grecque ou romaine. C'est aussi le seul endroit connu de l'Univers à abriter la vie. Selon l'hypothèse Gaïa de James Lovelock, la Terre est aussi appelée Gaïa.

Histoire

L'âge de la Terre est actuellement estimé à 4550 millions d'années, début de l'Hadéen (premier éon). Les roches les plus anciennes connues ont un âge d'environ 4 milliards années ; rares sont celles dont l'âge dépasse 3 milliards années. Les plus anciens fossiles témoignent de l'existence d'organismes il y a 3,9 milliards d'années. Les différentes périodes de l'histoire de la Terre sont résumées dans le tableau de l'échelle des temps géologiques.

Structure géologique

La Terre est constituée de plusieurs couches internes identifiables à peu près concentriques : la croûte terrestre, le manteau supérieur (qui forme, avec la croûte terrestre, la lithosphère), l'asthénosphère, le manteau inférieur, le noyau. Voir l'article détaillé: structure interne de la Terre Cette structure est connue au moyen de l'étude de la propagation des onde sismiques entre une source et différents points de la surface terrestre. La vitesse d'une onde sismique change en effet assez brutalement au passage entre deux couches de composition différentes. Ces limites ont parfois reçu des noms particuliers, tels que la discontinuité de Mohorovicic ou la discontinuité de Gutenberg. La constitution de la Terre s'explique par son mode de formation, par accrétion de météorites, qui a produit une stratification en phase fluide par masse volumique décroissante depuis les couches internes vers les couches externes.

Croûte terrestre

La surface de la Terre est très jeune. Pendant la période relativement courte de 500 millions d'années où l'érosion et les processus tectoniques ont détruit, puis recréé la plupart des couches superficielles de roches à la surface de la Terre, la presque totalité des traces de l'histoire géologique de sa surface (cratères d'impact, par exemple) ont disparu. Croûte terrestre
Sa surface est divisée en plusieurs plaques tectoniques :
- la plaque Amérique du Nord - Amérique du Nord, Atlantique Nord-Ouest et Groenland
- la plaque Amérique du Sud - Amérique du Sud et Sud-Ouest de l'Atlantique
- la plaque Antarctique - Antarctique
- la plaque Eurasienne - Atlantique Nord-Est, l'Europe et l'Asie à l'exception d'Inde
- la plaque Africaine - Afrique, Sud-Est de l'Atlantique et l'ouest de l'Océan Indien
- la plaque Inde-australienne - Inde, Australie, Nouvelle Zélande et la plupart de l'Océan Indien
- la plaque de Nazca - Est de l'Océan Pacifique qui est adjacent à Amérique du Sud
- la plaque du Pacifique - la plupart de l'Océan Pacifique Il existe également une vingtaine de plaques plus petites telles que l'Arabie, la plaque des Philippines.

Atmosphère

La Terre est entourée d'une enveloppe gazeuse qu'elle retient par attraction gravitationnelle : l'atmosphère.

Constitution

Cette enveloppe, dont la masse globale est de l'ordre de 510 kg (un millionième de la masse de la Terre), est contenue à 99 % dans les 30 premiers kilomètres (50 % dans les 5 premiers kilomètres). La basse atmosphère (du niveau de la mer jusqu'à environ 45 km) est composée de gaz « permanents », gaz dont les proportions restent constantes, et de gaz de concentration variable avec l'altitude. L'azote, l'oxygène et l'argon constituent, en volume, 99,997 % des gaz permanents (cf. tableau ci-dessus) ; le brassage vertical de l'air permet de conserver une répartition constante à tous les niveaux, même pour les gaz les plus légers tels que l'hélium ou l'hydrogène. Les gaz à concentration variable sont essentiellement la vapeur d'eau H₂O, le dioxyde de carbone CO₂, le dioxyde de soufre SO₂ et l'ozone O_{3_{.

Les particules liquides, solides, liquides ou mixtes en suspension dans l'atmosphère constituent l'aérosol atmosphérique.

Ces particules jouent un rôle primordial dans les phénomènes de condensation (nuages) et de formation de cristaux de glace, ainsi qu'à différents processus physico-chimiques dans l'atmosphère.
Leur concentration varie de plusieurs puissances de 10 en fonction du lieu et du temps ; en concentration élevée, elles constituent un facteur de pollution.
Les particules se classent en :

- particules d'Aitken : 1 nm < d < 0,1 µm

- grosses particules : 0,1 µm < d < 5 µm

- particules géantes : 5 µm < d < 50 µm environ

L'atmosphère atténue de façon importante le rayonnement solaire reçu au sol ; suivant l'importance de la couverture nuageuse, le sol reçoit de 68 % jusqu'à 28 % (ou moins) du rayonnement solaire parvenant sur Terre.

Structure de l'atmosphère
La composition chimique de l'atmosphère, sa température, ou les phénomènes qui y sont observés présente des discontinuités marquées lorsque l'altitude augmente. Ces discontinuités correspondent à des couches homogènes dont les propriétés évoluent de façon continue ; ce sont (par altitude croissante) :

- la troposphère

- la stratosphère

- la mésosphère

- la thermosphère

- l'exosphère

Les limites de ces couches (d'altitude variable) ont reçu des désignations particulières : tropopause, stratopause, mésopause et thermopause.

Satellites
La Terre possède un satellite naturel, la Lune, et de nombreux satellites artificiels. On lui associe aussi l'astéroïde 3753 Cruithne et d'autres astéroïdes géocroiseurs.

L'interaction entre la Terre et la Lune ralentit la rotation de la Terre de 2 millisecondes par siècle. Nous pensons qu'il y a approximativement 900 millions d'années il y avait 481 jours de 18 heures par an.

Les marées sont provoquées par la Lune et le Soleil.

Voir aussi

- Cycle biogéochimique

- Écologie

- Liste des pays du monde

- Liste des pays du monde par continent

- Sciences de l'Univers : Astronomie

- Sciences de la Terre : Cartographie | Géodésie | Géophysique

- Structure interne du globe terrestre

- Monde

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/article6.html Astrofiles : Terre]

- [http://www.populationdata.net PopulationData.net - Informations, cartes et statistiques sur la Terre]

- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=terre Le Système Solaire - La Terre]

catégorie:géographie

-

zh-min-nan:Tē-kiû

ko:지구

ms:Bumi

ja:地球

simple:Earth

th:โลก

Unité astronomique
Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur
L'unité astronomique (symbole ua) est une unité de distance approximativement égale au demi-grand axe de l'orbite terrestre, c'est-à-dire la distance entre la Terre et le Soleil : environ 150 millions de kilomètres. C'est une unité en dehors du système international (SI) en usage avec lui mais dont la valeur est obtenue expérimentalement.

La définition précise doit tenir compte du fait que la Terre a une orbite elliptique autour du Soleil. En 1976, elle a été définie comme la distance au Soleil d'une particule de masse négligeable sur une orbite non perturbée et qui aurait une période orbitale de 365,256 898 3 jours. Depuis 1996, la constante gravitationnelle héliocentrique est définie comme valant (0,017 202 098 95)²ua³/d² (Conventions du SIRT (Service international de la rotation de la Terre et des systèmes de référence), D. D. McCarthy éd., Note technique 21, Observatoire de Paris, juillet 1996). Ces définitions, combinées à des observations radar et au suivi des sondes spatiales, ont permis d'évaluer l'unité astronomique à 149 597 870 691 ± 30 m.

Une année lumière vaut approximativement 63 241 ua.

Voir aussi

- Année lumière

- Parsec

ja:天文単位
ko:천문 단위

th:หน่วยดาราศาสตร์

zh-min-nan:Thian-bûn tan-ūi

Milieu interstellaire
En astronomie, le milieu interstellaire est le gaz raréfié qui, dans une galaxie, existe entre les étoiles et leur environnement proche.
Ce gaz est habituellement extrêmement ténu, avec des densités typiques allant de quelques dixième à quelques centième d'une particule par centimètre cube.
Généralement ce gaz est composé approximativement de 90% d'hydrogène et de 10% d'hélium ; les autres éléments, ce que les astronomes appellent des « métaux », ne sont présent que sous forme de traces. Encore plus exceptionnellement, des molécules complètes ont été observées dans l'espace interstellaire (la plus grosse molécule rapportée est du glycoaldéhyde, une molécule de 8 atomes, détectée dans Sagitarrius B2 par le radiotélescope de 12m de Kitt Peak).

Le milieu interstellaire est habituellement divisé en trois phases, selon la température du gaz : très chaud (millions de kelvin), chaud (milliers de kelvin) et froid (dizaines de kelvin).
Ce modèle en trois phases a été développé par Chris McKee et Jerry Ostriker dans un article publié en 1977 et qui servit de base aux études menées pendant les 25 années qui ont suivi.
Les proportions relatives de ces phases est encore toujours matière à controverse dans les cercles scientifiques.

Les principaux sujets d'étude du milieu interstellaire sont : les nuages moléculaires, les nuages interstellaires, les restes de supernova, les nébuleuses planétaires ainsi que d'autres structures diffuses.

Avancées dans l'étude du milieu instellaire

- 1848 : Lord Rosse étudie M1 et le nomme nébuleuse du Crabe

- 1864 : William Huggins étudie le spectre de la nébuleuse d'Orion et prouve que c'est un nuage de gaz

- 1927 : Ira Bowen explique les raies spectrales non identifiées en tant que raie de transition interdites

- 1930 : Robert Jules Trumpler découvre l'absorption par la poussière interstellaire en comparant la taille apparente et la luminosité d'amas globulaires

- 1944 : Hendrik van de Hulst prédit l'existence de la raie hyperfine de 21 centimètres de l'hydrogène interstellaire neutre

- 1951 : Harold Ewen et Edward Mills Purcell observent la raie hyperfine de 21 centimètres de l'hydrogène interstellaire neutre

- 1956 : Lyman Spitzer prédit l'existence de gaz coronal autour de la Voie lactée

- 1965 : James Gunn et Bruce Peterson utilisent l'observation de l'absorption relativement faible du composant bleu de la raie Lyman alpha de 3C9 pour fortement contraindre la densité et l'état d'ionisation du milieu intergalactique

- 1969 : Lewis Snyder, David Buhl, Ben Zuckerman et Patrick Palmer découvrent du formaldéhyde interstellaire

- 1970 : Arno Penzias et Robert Wilson découvrent du monoxyde de carbone interstellaire

- 1970 : George Carruthers observe de l'hydrogène moléculaire dans l'espace

- 1977 : Christopher McKee et Jeremiah Ostriker proposent une théorie du milieu interstellaire composé de trois phases

Voir aussi

- Espace (cosmologie)

- Espace cislunaire

- Milieu interplanétaire

- Espace intergalactique

Catégorie:Astronomie

ja:星間物質

Parsec
Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur
Voir aussi l'article homonyme dont le sujet est le jeu vidéo Parsec.
----
Le parsec (symbole pc) est une unité de longueur utilisée en astronomie. Son nom vient de la contraction de « parallaxe-seconde ».

Cette unité résulte de l'utilisation d'une méthode trigonométrique dite « méthode de la parallaxe », servant à déterminer la distance séparant un observateur d'un objet éloigné quelconque, à la mesure de la distance des objets célestes.

Le parsec est défini comme étant la distance à laquelle une unité astronomique (ua) sous-tend un angle d'une seconde d'arc. Si la parallaxe d'une étoile est mesurée en secondes d'arc, alors la distance entre cette étoile et le soleil, exprimée en parsecs, est égale à l'inverse de cette valeur.

Un parsec vaut donc cotg[π/(360×3600)]×0,5 ua ≈ 206 265 ua, c'est-à-dire 3,085 677 581 28×10¹⁶ m ou environ 3,26 années lumière.

Pour des raisons pratiques, les astronomes expriment les distances des objets astronomiques en parsecs plutôt qu'en années-lumière.

Les premières mesures d'un objet interstellaire (étoile 61 Cygni par Friedrich Wilhelm Bessel en 1838) furent effectuées en utilisant la largeur de l'orbite terrestre comme référence.
Le parsec dériva de cette méthode.
La détermination des distances des corps célestes est l'objet principal de l'astrométrie.

L'étoile la plus proche du Soleil, α Cen ou Proxima Centauri, se trouve à 1,316 parsec (4,28 années lumière). Les distances des autres objets célestes n'appartenant pas au Système solaire sont bien plus grandes et se mesurent couramment en kiloparsecs (symbole kpc) ou mégaparsecs (symbole Mpc).

Les parallaxes ont des valeurs faibles : 0,76" pour Proxima Centauri ; aussi, la méthode parallactique ne permet guère de déterminer des distances stellaires supérieures à 100 parsecs environ, ce qui correspond à des mesures de parallaxe inférieures à 10 millisecondes d'arc.

Entre 1989 et 1993, le satellite Hipparcos, lancé par l'Agence spatiale européenne, a mesuré la parallaxe d'environ 100 000 étoiles avec une précision meilleure que 1 milliseconde d'arc, ce qui a permis de déterminer la distance d'étoiles éloignées de nous de plus d'un kiloparsec, se trouvant donc à l'intérieur du disque de notre Galaxie.

Voir aussi

- année lumière

- unité astronomique

ja:パーセク
ko:파섹

th:พาร์เซก

Parsec
Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur
Voir aussi l'article homonyme dont le sujet est le jeu vidéo Parsec.
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Le parsec (symbole pc) est une unité de longueur utilisée en astronomie. Son nom vient de la contraction de « parallaxe-seconde ».

Cette unité résulte de l'utilisation d'une méthode trigonométrique dite « méthode de la parallaxe », servant à déterminer la distance séparant un observateur d'un objet éloigné quelconque, à la mesure de la distance des objets célestes.

Le parsec est défini comme étant la distance à laquelle une unité astronomique (ua) sous-tend un angle d'une seconde d'arc. Si la parallaxe d'une étoile est mesurée en secondes d'arc, alors la distance entre cette étoile et le soleil, exprimée en parsecs, est égale à l'inverse de cette valeur.

Un parsec vaut donc cotg[π/(360×3600)]×0,5 ua ≈ 206 265 ua, c'est-à-dire 3,085 677 581 28×10¹⁶ m ou environ 3,26 années lumière.

Pour des raisons pratiques, les astronomes expriment les distances des objets astronomiques en parsecs plutôt qu'en années-lumière.

Les premières mesures d'un objet interstellaire (étoile 61 Cygni par Friedrich Wilhelm Bessel en 1838) furent effectuées en utilisant la largeur de l'orbite terrestre comme référence.
Le parsec dériva de cette méthode.
La détermination des distances des corps célestes est l'objet principal de l'astrométrie.

L'étoile la plus proche du Soleil, α Cen ou Proxima Centauri, se trouve à 1,316 parsec (4,28 années lumière). Les distances des autres objets célestes n'appartenant pas au Système solaire sont bien plus grandes et se mesurent couramment en kiloparsecs (symbole kpc) ou mégaparsecs (symbole Mpc).

Les parallaxes ont des valeurs faibles : 0,76" pour Proxima Centauri ; aussi, la méthode parallactique ne permet guère de déterminer des distances stellaires supérieures à 100 parsecs environ, ce qui correspond à des mesures de parallaxe inférieures à 10 millisecondes d'arc.

Entre 1989 et 1993, le satellite Hipparcos, lancé par l'Agence spatiale européenne, a mesuré la parallaxe d'environ 100 000 étoiles avec une précision meilleure que 1 milliseconde d'arc, ce qui a permis de déterminer la distance d'étoiles éloignées de nous de plus d'un kiloparsec, se trouvant donc à l'intérieur du disque de notre Galaxie.

Voir aussi

- année lumière

- unité astronomique

ja:パーセク
ko:파섹

th:พาร์เซก

Séquence principale

En astronomie, le diagramme de Hertzsprung-Russell montre la relation entre la magnitude absolue et le type spectral d'étoiles. Il a été inventé autour de 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell est employé pour définir les différents types d'étoiles et comparer des prévisions théoriques de l'évolution des étoiles données par des modèles informatiques avec des observations d'étoiles réelles.

Le diagramme existe sous deux formes différentes. Celle utilisée par les observateurs montre la magnitude en fonction de la couleur de l'étoile, alors que les théoriciens préfèrent utiliser la température de l'étoile plutôt que sa couleur.

Bien que la couleur d'une étoile dépende essentiellement de sa température, la transformation d'une forme à une autre n'est pas évidente et diffère selon le modèle employé, l'âge et sa composition chimique de l'astre.

Étant donné que la taille, la luminosité et le température de surface des étoiles varient grandement, on pourrait croire que celles-ci sont distribuées plus ou moins uniformément dans le diagramme de Hertzsprung-Russell.
En fait il n'en est rien, un examen rapide du diagramme montre que les étoiles se répartissent grosso-modo en deux groupes : la séquence principale contenant les étoiles naines et les étoiles géantes.

Un troisième groupe, moins important, correspond aux naines blanches.

Séquence principale
La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident, elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux).

Les étoiles qui se trouvent dans cette région sont dans leur phase évolutive durant laquelle elles consomment l'hydrogène de leur noyau.
Durant cette phase les étoiles sont dans un état stable et leur structure change uniquement à cause de la modification progressive de leur composition chimique.
Comme le processus de combustion de l'hydrogène est un processus fort lent, les étoiles passent la plus grande partie de leur vie dans la séquence principale.

La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons.
L'un des facteurs les plus importants est l'incertitude des d'observations ; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires non ou mal identifées en tant que telles.
Mais même des observations parfaites mèneraient à un étalement des étoiles autour d'une séquence principale idéale, parce que la masse n'est pas le seul facteur.
En effet, la composition chimique d'une étoile et donc son état évolutif déterminent aussi sa position dans le diagramme, de même que la présence de compagnons proches, la rotation de l'étoile ou la présence de champs magnétiques pour ne nommer que quelques paramètres.

Phase géante

- branche horizontale / supergéantes / sous-géantes ?

- branche des géantes rouges

- branche asymptotique

Évolution des étoiles
Les étoiles habituellement intègrent et quittent la séquence principale à leur formation et à leur mort, respectivement.

Articles apparentés

- Type spectral

- Physique stellaire

Catégorie:Étoile

ja:ヘルツシュプルング・ラッセル図
ko:헤르츠스프룽-러셀 도표

Type spectral
Catégorie:Classification
Catégorie:Étoile Catégorie:Physique stellaire
En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales: leur température de surface, leur gravité à la surface, leur masse et leur luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables.

Si vous observez attentivement le ciel, vous remarquerez que les étoiles ne sont pas toutes blanches : certaines sont rouges, d'autres bleutées. Elles se présentent dans une variété de couleurs déterminées par leur température de surface. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile sera rouge, orange, jaune, blanche, bleue et violette.
Cet ordre de couleur peut sembler étrange: on associe souvent le rouge au chaud et le bleu au froid.
Mais souvenez-vous du forgeron qui, autrefois dans les campagnes, chauffait le fer au blanc. Le fer chauffé change de couleur à mesure que sa température s'élève: il rougit d'abord, vire au jaune ensuite et finit au blanc.
Si on le chauffait davantage, il deviendrait bleuté.
A priori, on pourrait classer les étoiles selon leur température de surface en utilisant la loi de Wien, mais ceci pose quelques difficultés.
Les caractéristiques spectrales permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité.
En effet, les raies d'absorption présentes dans le spectre électromagnétique des étoiles ne peuvent être observées que dans une certaine gamme de température car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux énergétiques atomique relatifs à ces raies sont peuplés.
De même, la largeur des raies d'absorption dépend de la gravité à la surface de l'étoile et donc de sa luminosité.

Diagramme de Hertzsprung-Russell
Au début du , Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell étudièrent la relation entre la luminosité et la température de surface des étoiles. Ils arrivèrent indépendamment à la conclusion que la majorité des étoiles se trouvent dans une région précise d'un graphique luminosité-température. On désigne maintenant un tel graphique « diagramme de Hertzsprung-Russell » (ou plus simplement « diagramme HR »).

En effet, 80% des étoiles se situent sur une bande diagonale du graphique. On appelle cette bande « séquence principale ». Elle démontre une relation de proportionnalité entre la température et la luminosité. La plupart des étoiles s'y retrouvent puisqu'elles y passent la plus grande partie de leur vie.

Les étoiles situées en dehors de la séquence principale sont soit au début ou à la fin de leur vie. Ce sont, sauf pour les naines blanches, des phases transitoires de plus ou moins courte durée.
Ainsi, une étoile se déplace sur le diagramme. À la fin de sa vie, elle quitte la séquence principale et devient une géante puis une naine blanche (voir vie et mort des étoiles).

Il existe deux méthodes de classification spectrale communément utilisées : la classification de Harvard et celle de Yerkes.

La classification de Harvard

Cette méthode fut développée à l'observatoire de Harvard au début du par Henry Draper.
Après la mort de Draper, sa veuve légua à l'observatoire une somme d'argent pour continuer le travail de classification.
La plus grande partie de ce travail fut effectué par les « filles » de l'observatoire, principalement Annie Jump Cannon et Antonia Maury en se basant sur le travail de Williamina Fleming.
Ce travail s'acheva par la publication du Henry Draper Catalogue (HD) entre 1918 et 1924.
Le catalogue contenait 225 000 étoiles jusqu'à la neuvième magnitude.
La classification de Harvard est basée sur des raies d'absorption qui sont surtout sensibles à la température plutôt qu'à la gravité de surface. Les différentes classes et leur température sont les suivantes:

Pour mémoriser l'ordre des types spectraux (OBAFGKM), les anglophones utilisent la phrase « Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! », ce qui se traduit par « Oh! Sois une gentille fille/un gentil gars, embrasse-moi »; il en existe de nombreuses variantes. En français, on pourrait dire : « Observez bien au firmament : grandiose kaléidoscope multicolore ! »
La raison de l'arrangement étrange des lettres est historique.
Quand les premiers spectres d'étoiles furent pris, on remarqua que la raie de l'hydrogène variait beaucoup et l'on classa les étoiles selon l'intensité de la raie de Balmer : de A, la plus forte, à Q, la plus faible.
Puis les raies d'autres éléments chimiques vinrent en jeu : les raies H et K du calcium, la raie D du sodium, etc.
Plus tard, il apparut que beaucoup de ces classes se chevauchaient et furent retirées.
Ce n'est que bien plus tard encore qu'on découvrit que l'intensité des raies dépendait essentiellement de la température de surface de l'étoile.

diagramme de Hertzsprung-RussellImage:H-R diagram-fr-petit.png
Agrandir

Actuellement, ces classes sont subdivisées à l'aide des chiffres (0-9) : A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 pour les moins chaudes.
Par exemple, notre soleil est une étoile de type G2.
Plus récemment, la classification a été étendue en W O B A F G K M L T et R N C S, où W sont les étoiles de Wolf-Rayet, L et T représentent des étoiles extrêmement froides : des naines brunes, et R N C S sont utilisés pour les étoiles carbonées.

- Les étoiles de classes O sont très chaudes et très lumineuses et de couleur bleue. Par exemple, Noas, dans la constellation de la poupe, brille près d'un million de fois plus fort que le Soleil. Ces étoiles possèdent des raies d'hélium intenses et des raies d'hydrogène assez faibles, elles émettent principalement dans l'ultraviolet. Ces étoiles sont si énergétiques qu'un grand nombre perd de la matière qui forme alors des cocons donnant des raies en émission (type Oe pour les émissions dans l'hydrogène, type Of pour les émissions dans HeII, NIII).

hydrogène

- Les étoiles de classe B sont aussi très lumineuses; Rigel, dans la constellation d'Orion est une supergéante bleue de classe B. Leur spectre possède des raies d'hélium neutre et les raies d'hydrogène sont assez faibles. Les étoiles de type O et B sont si puissantes qu'elles ne vivent que fort peu de temps. Elles ne s'écartent donc que peu de l'endroit où elles se sont formées. Ainsi, elles ont tendance à s'assembler en ce qu'on appelle des associations OB1 qui regroupent ces étoiles au sein d'un immense nuage moléculaire. L'association OB1 d'Orion forme un bras entier de la Voie lactée et contient toute la constellation d'Orion. Il faut noter que c'est la présence d'étoiles très brillantes et non leur nombre qui font que les bras des galaxies paraissent plus brillants. On peut rajouter que parmi les 100 étoiles les plus brillantes, 1/3 sont des étoiles de type B.

galaxie

- Les étoiles de classe A sont parmi les plus communes visibles à l'œil nu. Deneb dans la constellation du cygne et Sirius, l'étoile la plus brillante, sont deux étoiles de classe A. Comme toutes celles de ce type, elles sont blanches, leur spectre possède des raies d'hydrogène assez intenses et montre plus faiblement la présence de métaux ionisés. Beaucoup de naines blanches sont de classe A.

naines blanches

- Les étoiles de classe F sont encore très lumineuses, et sont en général des étoiles de la séquence principale, comme Fomalhaut dans la constellation du poisson austral, Canopus, l'Etoile Polaire, Procyon A. Leur spectre est caractérisé par des raies d'hydrogène plus faibles et la présence de métaux ionisés (FeI, FeII, TiII, CaI, Ca II, MgI, etc.). Leur couleur est blanche avec une légère teinte de jaune.

poisson austral

- Les étoiles de classe G sont les mieux connues, pour la seule raison que notre Soleil est de cette classe. Elles possèdent des raies d'hydrogène encore plus faibles que celles de classe F et des raies de métaux ionisés ou neutres. Les raies du CaII H & K sont très prononcées. Peu de supergéantes sont de ce type car généralement elles oscillent entre O et B ou entre K et M. Le type G est l'un des derniers (outre K et M, ci-dessous) où l'on distingue encore (étant donné la température de 5000 à 6000K) des raies moléculaires encore assez fortes (CH, CN).

supergéante

- Les étoiles de classe K sont des étoiles de couleur orange, légèrement moins chaudes que le Soleil. Certaines, comme Antarès, sont des géantes alors que d'autres, comme Alpha Centauri sont des étoiles de la séquence principale. Elles possèdent des raies d'hydrogène très faibles, voire inexistantes, et surtout des raies de métaux neutres. Quelques composés moléculaires y sont visibles: CH, CN, CO, ainsi que les larges bandes de TiO (oxyde de titane) pour les plus froides.

titane

- Les étoiles de classe M sont les plus nombreuses. Toutes les naines rouges, soit 90% des étoiles existantes, sont de ce type, comme par exemple Proxima Centauri. La plupart des géantes et certaines supergéantes, comme Arcturus et Bételgeuse, de même que les étoiles variables de type Mira sont également de ce type. Leurs spectres montrent des raies correspondant à des molécules (CN, CH, CO, TiO, VO, MgH, H2,etc.) et des métaux neutres, les raies de oxyde de titane peuvent être très intenses et l'hydrogène en est généralement absent.

titane
titane

- Les étoiles de la nouvelle classe L sont de couleur rouge très foncé et illuminent surtout dans l'infrarouge. Leurs gaz sont assez froids pour que les hydrures de métaux et les métaux alcalins prédominent dans leur spectre.

- Les étoiles de classe T se trouvent à l'extrémité de l'échelle. Ce sont soit des étoiles à peine assez massives pour pouvoir effectuer des réactions de fusion nucléaire, soit des naines brunes (quasi-étoiles dépourvues de fusion nucléaire). Elles émettent peu ou pas de lumière visible, mais seulement des infrarouges. Leur température de surface peut être aussi basse que 600 C, ce qui permet la formation de molécules complexes, comme le confirme l'observation de raies de méthane dans le spectre de certaines de ces étoiles.

- les étoiles de classe R, N S et C sont les étoiles carbonées, des étoiles géantes ayant une forte proportion en carbone. Elles correspondent à une classification en parallèle avec les étoiles de classe G à M et ont été récement unifiées en une unique classe C. Les étoiles de classe S se situent à mi-chemin entre les étoiles carbonées et ceux de classe M et possèdent dans leur spectre des raies d'oxyde de zinc plutôt que de titane. Elles ont une abondance en oxygène et carbone presque identique, les deux éléments se trouvant presque exclusivement sous forme de monoxyde de carbone (CO). Quand une étoile est assez froide pour que du CO puisse se former, celle-ci consomme un maximum d'oxygène et de carbone et il ne reste plus que l'élément en excès : l'oxygène dans les étoiles de la séquence principale, le carbone dans les étoiles carbonées et à peu près rien dans les étoiles de classe S.

En réalité, il existe une continuité entre les étoiles de la séquence principale et les étoiles carbonées qui demanderait une autre dimension dans la classification pour être correctement traitée.

Voir aussi
Article connexe

- Classification MKK ou de Yerkes.

ja:スペクトル分類

Fusion nucléaire
ja:原子核融合

Catégorie:Astronomie Catégorie:Physique nucléaire Catégorie:Fusion nucléaire

La fusion nucléaire est un des deux types de réaction thermo-nucléaire. C'est un processus où deux noyaux atomiques s'assemblent pour former un noyau plus lourd. La fusion de noyaux légers dégage d'énorme quantité d'énergie provenant du défaut de masse (cf. énergie de liaison).

Cette réaction est à l'œuvre dans le soleil et toutes les étoiles de notre univers.

Mécanisme de la fusion

Bien que chargés positivement et se repoussant d'après la loi de Coulomb, deux noyaux peuvent se percuter et leur collision entraîner une réaction de fusion nucléaire, si les noyaux se rapprochent à une distance inférieure ou égale à leur diamètre. Pour cela, ils doivent se trouver dans un état d'agitation thermique très élevé (voir plus bas : Plasmas de fusion). Au sein du soleil par exemple, la température atteint 15 millions de degrés Celsius pour réaliser la fusion de l'hydrogène en hélium. Dans certaines étoiles plus massives, des températures plus élevées, permettent la fusion de noyaux plus lourds.

Lorsque de petits noyaux fusionnent, le noyau résultant se trouve dans un état instable et doit décroître vers un état stable en émettant une particule (photon, électron ou autre). Une partie de l'énergie excédentaire est transmise à la particule émise sous forme d'énergie cinétique. L'autre partie est libérée sous forme de chaleur (réaction exothermique) et forme ainsi une chaîne qui s'auto-entretient.

Quand aucun état stable n'existe, il n'est pas toujours possible de provoquer la fusion de deux noyaux (exemple: ⁴He + ⁴He).

réaction exothermiqueréaction exothermique

Les réactions de fusion qui dégagent le plus d'énergie sont celles qui impliquent les noyaux les plus légers. Ainsi les noyaux de deutérium (un proton et un neutron) et de tritium (un proton et deux neutrons) sont impliqués dans les réactions suivantes:

- Deutérium + Deutérium → Hélium3 + neutron

- Deutérium + Deutérium → Tritium + proton

- Deutérium + Tritium → Hélium4 + neutron

- Deutérium + Hélium3 → Hélium4 + proton

Ce sont ces réactions qui sont les plus étudiées en laboratoire lors d'expériences de fusion contrôlée.

La fusion contrôlée

Il existe différents systèmes permettant d'arriver à produire des réactions de fusion atomique : la fusion par confinement magnétique et la fusion par confinement inertiel.

La fusion par confinement magnétique :

- Les Tokamaks où l'on confine un mélange gazeux d'isotopes d'hydrogène grâce à un champ magnétique produit par des bobines et un courant induit circulant dans le plasma (ex.: [http://www.iter.org ITER]) ;

- Les Stellarators où le confinement est entièrement assuré par les bobines (ex.: [http://www.ipp.mpg.de/de/for/projekte/w7x/for_proj_w7x.html Wendelstein 7.x]) ;

- Les machines à Piège à Miroirs Magnétiques, qui pourraient aussi être utilisées pour la propulsion spatiale.

La fusion par confinement inertiel :

- Les machines à Confinement Inertiel par Laser où une microbille d'isotopes est irradiée par de puissants lasers (ex.: [http://www-lmj.cea.fr/html/cea.htm Laser Mégajoule]) ;

- Les machines à Striction axiale (ou Z-pinch) où une pastille d'isotopes est comprimé par des impulsions de Rayons-X (ex.: [http://www.sandia.gov/pulsedpower/facilities/facilities.html Sandia National Laboratories]).

Plasmas de fusion

A la température à laquelle la fusion est susceptible de se produire, la matière est à l'état de plasma.
Il s'agit d'un état particulier de la matière dans lequel les atomes ou molécules forment un gaz ionisé.

Un ou plusieurs électrons du nuage électronique qui entoure chaque noyau a été arraché laissant des ions chargés positivement et des électrons libres, l'ensemble étant électriquement neutre.

Dans un plasma thermique, la grande agitation des ions et des électrons produit de nombreuses collisions entre les particules. Pour que ces collisions soient suffisamment violentes et entraînent une fusion, trois grandeurs interviennent :

# la température T ;
# la densité N ;
# le temps de confinement τ.

Le critère de Lawson établit que le facteur Nτ doit atteindre un certain seuil pour obtenir le breakeven où l'énergie libérée par la fusion est égale à l'énergie dépensée. L'ignition se produit ensuite à un stade beaucoup plus élevé de production d'énergie (impossible à créer aujourd'hui dans les réacteurs actuel). Il s'agit du seuil à partir duquel la réaction est capable de s'auto-entretenir.
Pour la réaction deutérium + tritium, ce seuil est de 10¹⁴ s/cm³.

Analyse de la réaction Deutérium + Tritium

L'énergie de liaison des constituants provient de la force d'interaction nucléaire forte, l'une des quatre forces d'interaction fondamentales de l'univers.

Or l'investissement énergétique à fournir pour rompre cette liaison est proportionnel au produit des charges électriques des deux noyaux en présence. C'est pourquoi le choix pour la fusion s'est porté sur le deutérium et le tritium, deux isotopes lourds de l'hydrogène, pour lesquels ce produit vaut 1.

L'énergie minimale à fournir pour obtenir une fusion est de 4 keV (équivalent à une température de 40 millions de degrés) ; l'énergie libérée est alors de 17,6 MeV répartie pour 80% dans les neutrons émis et pour 20% dans l'hélium4 produit.

Mais l'énergie nécessaire pour atteindre le critère de Lawson et un rendement suffisamment positif se situe vers 10 keV soit 100 millions de degré.

Problème de pollution

La réaction deutérium + tritium se traduit par une émission de neutrons rapides. Ces neutrons, sont difficiles à confiner éléctromagnétiquement car ils ont une charge électrique neutre et ne peuvent être capturés à l'aide de champs électromagnétiques. Ils sont donc susceptibles d'être capturés par les noyaux d'atomes de la paroi de l'enceinte, qu'ils transmutent parfois en isotopes radioactifs (phénomène d'activation). L'activation peut s'accompagner de production de noyaux d'helium, susceptibles de fragiliser les matériaux de structures. Elle pourrait compliquer l'usage industriel de la fusion, et fait l'objet d'études avec différentes propositions de solutions (par exemple parois en composites , ou encore alliages spécifiques de fer), mais elles nécessitent des études expérimentales difficiles à réaliser à court terme.
Les réactions générant des neutrons ne sont donc pas totalement « propres », mais sont toutefois nettement moins génératrices de déchets que les réactions de fission.

Applications industrielles

Si la fusion a pu être utilisée dans les bombes H, il n'existe pas pour l'instant d'applications industrielles de la fusion pour la production d'électricité.
Mais un projet est en cours : Iter.

Import de Énergie nucléaire, à fusioner

nb : Voir Tokamak pour une explication plus complète

La fusion de noyaux d'isotopes lourds de l'hydrogène (deutérium et tritium) aboutissant à la formation d'hélium n'est encore qu'expérimentale, car les conditions de fusion sont extrêmement difficiles à obtenir.
L'obtention de la fusion nucléaire nécessite des conditions de température et de pression drastiques afin que les noyaux aient l'énergie suffisante pour vaincre la « barrière de potentiel » électrostatique qui existe entre eux.

Concrètement, on comprime et on chauffe (par diverses méthodes) un mélange deutérium-tritium jusqu'à ce qu'il soit a l'état de plasma.
En terme de température, il faut atteindre 100 millions de degrés pour que la réaction de fusion ait lieu (nb : Le soleil se contente de 16 millions de degrés mais il n'effectue pas la fusion telle que présentée dans ce chapitre).
Si le deutérium est disponible naturellement en grandes quantités dans les océans, mais nécessite la mise en place de méthodes très complexes pour en être extrait, le tritium doit être préparé artificiellement car il ne se trouve qu'en très petite quantité dans le milieu naturel de par sa nature d'isotope radioactif à courte durée de vie.
L'intérêt de la fusion nucléaire est qu'elle pourrait potentiellement produire beaucoup plus d'énergie, à masse de combustible égale, que la fission. De plus, les océans contiennent naturellement suffisamment de deutérium pour permettre d'alimenter en énergie la planête pendant des millénaires, et les produits de la réaction de fusion (principalement de l'hélium ⁴He) ne sont pas radioactifs.
Il ne faut toutefois pas oublier que, comme toute réaction nucléaire, la fusion produit des neutrons qui, en allant interagir avec la matière environnante, vont créer des produits d'activations, qui sont radioactifs.

Plusieurs méthodes permettant d'obtenir une fusion sont actuellement explorées :

- Tokamak : chambre de confinement magnétique de plasma. exemples : Mater Dei, Tore Supra, JET, ITER

- Fusion par confinement inertiel : Microbilles comprimées par laser. exemple : laser Mégajoule

- La possibilité d'une fusion froide en utilisant les propriétés du palladium ou la sonoluminescence ne semble pas vérifiée.

Voir aussi

- Fusion par confinement magnétique

- Fusion par confinement inertiel

- ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor)

- Fusion froide

- Physique des plasmas

Liens externes

- [http://www.sckcen.be/sckcen_fr/ SCK.CEN Centre d'étude de l'Energie Nucléaire] Mol, Belgique

- [http://www-fusion-magnetique.cea.fr Fusion magnétique, dossier du CEA]

- [http://www.iaea.org Agence International pour l'Energie Atomique]

Hélium

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L'hélium est un élément chimique monoatomique incolore, inodore, sans saveur, non toxique et pratiquement inerte. De symbole He et de numéro atomique 2, il initie la série des gaz nobles dans le tableau périodique. Ses points d'ébullition et de fusion sont les plus bas parmi les éléments et il n'existe qu'en tant que gaz, sauf dans des conditions extrêmes. Des conditions extrêmes sont également nécessaires pour créer les quelques composés de l'hélium qui sont tous instables dans des conditions normales de température et de pression. Son isotope stable le plus abondant est l'hélium-4 et le plus rare isotope est l'hélium-3. Le comportement des deux variétés hélium I et hélium II de l'hélium-4 liquide sont importantes pour les chercheurs qui étudient les mécaniques quantiques (en particulier le phénomène de superfluidité, état que l'hélium atteint vers -271°C) et ceux qui étudient les effets des températures proches du zéro absolu sur la matière (telle que la supraconductivité).

L'hélium est après l'hydrogène le deuxième élément le plus abondant de l'univers, et le plus léger du tableau périodique. Dans l'univers actuel, pratiquement tout l'hélium créé est le résultat de la fusion nucléaire de l'hydrogène dans les étoiles. Sur Terre, il est créé par la désintégration radioactive d'éléments plus lourds (les particules alpha sont des noyaux d'hélium produits par la désintégration de l'uranium). Après sa création, une partie est emprisonnée avec le gaz naturel dans des concentrations allant jusqu'à 7 % par volume. Il est extrait du gaz naturel par un procédé de séparation à basse température appelé distillation fractionnée.

Utilisation
L'hélium est utilisé :

- à la pressurisation des réservoirs cryogéniques ;

- à l'état liquide en cryogénie, notamment pour refroidir les aimants supraconducteurs ;

- en combinaison avec l'oxygène pour former l'Héliox, gaz utilisé pour la plongée sous-marine à grande profondeur ;

- dans la datation radioactive ;

- dans la détection des fuites des canalisations.

- comme gaz de sustentation pour le gonflage des ballons de baudruche de surveillance météorologique et des dirigeables ;

- comme gaz de protection pour divers usages industriels (tels que la soudure à l'arc et la croissance des tranches de silicium).

L'inhalation d'un faible volume d'hélium modifie temporairement la voix qui devient plus aiguë car les cordes vocales vibrent différemment en présence de ce gaz.

Caractéristiques notables

Phases gazeuses et plasma

L'hélium est un gaz incolore, inodore, et non toxique. C'est le moins réactif des éléments du groupe 18 (les gaz nobles) du tableau périodique et de ce fait virtuellement inerte. Dans des conditions standard de température et de pression, l'hélium se comporte pratiquement comme un gaz idéal. Virtuellement, l'hélium est monoatomique dans toutes les conditions. Sa conductivité thermique est supérieure à tous les gaz, hydrogène excepté, et sa chaleur spécifique est inhabituellement élevée. L'hélium est aussi le gaz le moins hydrosoluble de tous les gaz connus et sa vitesse de diffusion à travers les solides est trois fois supérieure à celle de l'air et d'environ 65% à celle de l'hydrogène. L'indice de réfraction de l'hélium est plus proche de l'unité que celui de n'importe quel autre gaz. Le coefficient Joule-Thomson de ce gaz est négatif à température ambiante, ce qui signifie un réchauffement lorsqu'il peut s'étendre librement. Il ne se refroidit uniquement lorsqu'il peut s'étendre librement quand sa température d'inversion de Joule-Thomson (environ 40 K à une pression d'1 atmosphère). Une fois refroidi en dessous de cette température, l'hélium peut être liquéfié par le refroidissement dû à son expansion.

L'hélium est chimiquement non réactif dans toutes les conditions normales, en raison de sa valence égale à 0. Il est isolant électrique sauf lorsqu'il est ionisé. Comme les autres gaz nobles, l'hélium a des niveaux d'énergie métastables qui lui permettent de rester ionisé dans une décharge électrique dont le voltage est inférieur à son potentiel d'ionisation. L'hélium peut former des composés instables avec le tungstène, l'iode, le fluor, le soufre et le phosphore quand il est sujet à une décharge électro-luminescente par un bombardement d'électrons, ou forme alors un plasma. HeNe, HgHe10, WHe2 et les ions moléculaires He2+, He2++, HeH+, HeD+ ont été créés de cette manière. Cette technique a aussi permis la production de la molécule neutre He2, qui possède un plus grand nombre de systèmes de bandes, et HgHe, dont la cohésion ne semble reposer que sur des forces de polarisation. Théoriquement, d'autres composants comme le fluorohydride d'hélium (HHeF) sont également possibles.

Phases liquides et solides

L'hélium ne se solidifie que sous l'effet de fortes pressions. Le solide pratiquement invisible et incolore qui en résulte est fortement compressible ; une compression en labor}}