5 Typologie et évolution des astres « les nouveaux principes

5 Typologie et évolution des astres

1 – Astres gazeux et astres à croute solide

Le destin final de tous les astres avant leur annihilation (voir chapitre x) est de refroidir et de se densifier en présentant une croute solide. Mais avant cette étape d’astres noirs non lumineux, les étoiles encore actives se présentent sous deux états : gazeux ou solide.

Ces deux états vont être déterminés par la valeur de masse initiale laquelle va commander le rapport entre la pression de radiation et celle de gravitation.

Nous supposerons l’existence de deux types d’astres dont la genèse est identique, possédant TOUTES un noyau composé d’éléments lourds en proportion variable selon la masse dont l’un (astre croute solide) va refroidir dans un état de forte densité, et l’autre (astre gazeux) a une couronne gazeuse qui va progressivement se refroidir et également se densifier puis disparaître.

Pour certaines étoiles massives, un déséquilibre peut se produire en faveur de la pression de radiation qui conduise à une perte totale de leur couronne gazeuse. Elles se présentent avec un cœur très dense et chaud et une croute solide (voir p.3 naines blanches). Certaines plus fréquemment conservent cette couronne gazeuses (Soleil, Jupiter), mais d’autres (planètes telluriques) ne l’ont pas gardé ou a été absorbée en se refroidissant et en se densifiant (astres éteints)

On peut considérer que les astres telluriques n’ont jamais pu retenir l’hélium et l’hydrogène produits car la pression de radiation n’a pu être compensée par celle de gravitation. L’étoile planétaire a seulement suivi la première étape de synthétisation en couches des éléments sans avoir pu garder sa couronne gazeuse. A l’inverse si les planètes gazeuses comportent une forte proportion d’hélium et d’hydrogène, c’est bien parce que leur gravitation supérieure a retenu ces gaz.

Le fait qu’il existe des planètes gazeuses de faible masse comme Jupiter et des astres telluriques de une, voire deux masses solaires laisse penser que la valeur de la masse -jusqu’à certaines limites inférieure et supérieure – n’est pas déterminant pour le destin de l’astre. C’est de fait le rapport qui s’établit entre pression de radiation et de gravitation qui va être capital : si initialement la pression de radiation est trop forte relativement à la masse du cœur photonique, l’étoile ne pourra retenir une couronne gazeuse. Cela va dépendre d’un léger déséquilibre initial qui agira de façon cumulative. La présence d’un compagnon plus massif pourra également jouer.

Au stade de la maturité qui est celui de la fin de la croissance en masse des étoiles, nous rencontrons deux types d’étoiles très chaudes dont l’une comprend une abondance d’hydrogène et d’hélium et l’autre pas ou peu.

Cette catégorisation est parfaitement applicable au système solaire puisque nous rencontrons des planètes à dominante gazeuses et des astres telluriques. Nous verrons que la théorie standard des planétésimaux explique la constitution des planètes gazeuses par une captation d’hydrogène postérieure à la constitution du noyau, ce qui est assez improbable. Le Soleil en refroidissant devrait avoir l’apparence d’une planète gazeuse comme Jupiter mais de forte masse. Au stade ultime du refroidissement, tous les astres finissent par connaître des densités de plus en plus élevées et terminent leur existence comme astres telluriques glacés et inertes.

2 – Nébuleuses planétaires et naines blanches

La phase dite de nébuleuse planétaire ne peut être envisagée comme une étape finale de l’évolution stellaire. Il se trouve une contradiction entre la catégorie spectrale O qui constitue la zone des températures maximale d’une étoile et sa classification dans le stade final qui suppose au contraire des températures déclinantes, très nettement moins plus basse (type M, N ).

Dans la nouvelle théorie proposée, l’évolution des étoiles suit un processus linéaire et unidirectionnel : les étoiles jeunes atteignent une température maximale de surface qui ne cessera de décliner régulièrement avec un long pallier de stabilisation correspondant au démarrage, pour certaines, des réactions de fusion seconde de l’hélium.

Dès lors, une nébuleuse planétaire manifesterait plutôt l’état d’un astre très jeune qui ne parvient pas à maintenir une enveloppe gazeuse et se situe dans le schéma évolutif à la phase de prématurité des astres.

Un astre quelconque démarre très chaud, atteint une température maximale à partir de laquelle il ne cessera de refroidir et ne descendra qu’une seule fois le diagramme HR, de la gauche vers la droite. En conséquence, nous devons établir un continuum entre une nébuleuse diffuse émanée d’étoiles jeunes éjectant en abondance du gaz et une nébuleuse planétaire. La couronne de gaz qui s’éloigne de l’étoile est celui-là même produit par la nébuleuse diffuse : une nébuleuse planétaire serait la continuation de cette nébuleuse.

Dans cette hypothèse, la naine blanche très chaude au centre de la nébuleuse ne saurait appartenir à la catégorie d’étoile finissante, mais à celle d’étoile jeune ou mature, de type tellurique qui n’a pu conserver son enveloppe, malgré l’importance de sa masse, du fait de la domination de la pression de radiation.

On explique l’absence de couronne gazeuse de ces astres pourtant relativement massifs par la cessation brutale de la production d’hydrogène dans une phase très chaude et jeune de l’étoile : une naine blanche est donc toujours au centre d’une nébuleuse planétaire qui correspond à la période antérieure de production intense d’hydrogène éjecté à grande vitesse et non retenue par la masse de l’étoile.

Consécutivement, une naine blanche ne constituerait pas le stade final de l’évolution stellaire mais représenterait l’autre mode de développement d’un astre jeune.

L’existence et les hautes densités des naines blanches seraient de nature à confirmer les postulats de la cosmologie nouvelle selon lesquelles le stade premier de développement d’un astre est celui de la fabrication de la totalité des éléments lourds par l’étoile. Leur surface est constituée d’hélium et comporte même une forte proportion de métaux sans présence d’hydrogène.

Les naines blanches sont très denses puisque comprenant essentiellement les matériaux lourds disposés en « strates classiques » qui constituent le cœur des étoiles. La valeur élevée de la masse de ces matériaux est la seule cause de cette densité puisque les gaz légers ont été éjectés.

Par ailleurs, on observe une gamme décroissante des températures des naines blanches ce qui signifie qu’elles sont à des stades différents de leur refroidissement et qu’on peut rencontrer ces astres en tous lieux de la galaxie et selon tous les âges, à l’identique des étoiles gazeuses. Ce parcours parallèle sur le diagramme HR de ces astres telluriques démontre bien que nous avons affaire à un type d’étoile spécifique. Enfin on rencontre un peu moins de 5% de naines blanches à différentes températures alors même qu’il est prévu par la théorie standard que plus de 98% des étoiles doivent terminer leur vie comme naine blanche ou noire.

Si nous prenons l’exemple de Sirius A et de son compagnon une naine blanche, s’agissant d’étoiles binaires, nous pouvons très logiquement supposer que ces deux étoiles sont nées en même temps. Les masses respectives sont de 2.1 et 0.98 Ms, leur spectre et température sont relativement proches (25.000K pour Sirius B). Sirius A se trouve dans le 1/3 supérieur du diagramme HG alors que, selon la théorie actuelle, la naine blanche Sirius B l’a déjà entièrement parcouru et se trouve en train de le redescendre.
Lorsqu’on compare les classes spectacles des étoiles binaires, on constate que pour la plupart, ces classes sont relativement proches et qu’il ne saurait exister des étoiles jeunes de catégorie O par exemple cohabitant avec astres M, N en fin de vie. La grande majorité des étoiles doubles visuelles de masses relativement proches sont de catégorie spectrale voisine. Il est remarquable que les deux astres, Sirius A et B soient de classe spectrale et de température proches (A1 pour Sirius A et WA pour B). Si Sirius A et B sont nées en même temps, il est donc impossible que nous ayons une étoile bleue jeune (Sirius A) cohabitant avec une étoile très vieille naine blanche (Sirius B). La théorie actuelle des naines blanches ne saurait par cet exemple être validée.

Dans la nouvelle théorie, cette situation est tout à fait compréhensible si on admet que ces binaires connaissent des temps d’évolution identiques mais selon deux modes différents : astres gazeux et telluriques. La présence d’un compagnon gazeux de masse supérieure pourrait laisser penser qu’une fraction de la couronne de Sirius B a été attirée par Sirius A. Une autre hypothèse serait de dire que Sirius B n’est pas passé encore au stade de production d’hydrogène.

3 – Caractéristiques des naines blanches

Nous reprenons à notre compte la description qu’en donne l’astrophysique standard et qui correspond à un astre très jeune de type tellurique à croute solide.

Cet objet a une taille très petite comparativement à une étoile, et conserve longtemps une température de surface élevée. Une naine blanche possède une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre. Sa densité est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ 100 000 kelvins. Du fait de sa faible surface malgré sa température élevée, la luminosité d’une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps. On a dénombré huit naines blanches dans les cent systèmes stellaires les plus proches du système solaire, mais étant donné la rareté des étoiles de grande masse, elles représentent le destin de 96 % des étoiles de notre galaxie.

Les naines blanches sont habituellement composées de carbone et d’oxygène. Quand l’étoile parente est suffisamment massive (probablement entre 8 et 10 masses solaires), il est possible qu’elle donne naissance à une naine blanche sans carbone, mais comprenant du néon et du magnésium en plus de l’oxygène. Il est également possible qu’une naine blanche soit principalement composée d’hélium, si son étoile parente a été sujette à un transfert de matière dans un système binaire. Dans chacun de ces cas, la naine blanche correspond au cœur mis à nu de l’étoile parente, alors que les couches externes de celle-ci ont été expulsées et ont formé une nébuleuse planétaire.

La structure interne d’une naine blanche est déterminée par l’équilibre entre la gravité et les forces de pression, ici produite par un phénomène de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence. Les calculs indiquent que cet équilibre ne peut subsister pour des astres de plus de 1,4 masse solaire. Il s’agit donc de la masse maximale que peut posséder une naine blanche lors de sa formation ou de son évolution. C’est cette masse maximale qui fixe la masse maximale initiale de 8 masses solaires que peut avoir une étoile pour que celle-ci évolue en naine blanche, la différence entre ces deux valeurs correspondant aux pertes de masse subies par l’étoile lors de son évolution. Une naine blanche isolée est un objet d’une très grande stabilité, qui va simplement se refroidir au cours du temps pour, à très long terme, devenir une naine noire. Si par contre une naine blanche possède un compagnon stellaire, elle pourra éventuellement interagir avec ce compagnon, formant ainsi une variable cataclysmique. Ces interactions tendent à faire augmenter la masse de la naine blanche par accrétion. Dans l’éventualité où celle-ci atteint la masse critique de 1,4 (par accrétion voire par collision avec une autre naine blanche), elle achèvera sa vie de façon paroxystique en une gigantesque explosion thermonucléaire appelée supernova de type Ia^.

3 – Nous devrions rencontrer cinq types principaux d’astres :

1 – Etoiles naissantes : pulsars et magnétars à rotation rapide, grande densité et forte émission de matière.

2 – Les étoiles massives gazeuses à forte émission engendrant une nébuleuse.

3 – Les étoiles telluriques (naines blanches) qui ont perdu leur enveloppe de gaz et atteignent le stade tellurique avec un cœur extrêmement dense qui se refroidi très lentement.
On devrait trouver également des naines brunes telluriques hyperdenses, qui seraient de masse équivalente aux naines brunes gazeuses mais n’auraient pas conservé leur couronne d’hydrogène et d’hélium

4 – Les étoiles gazeuses de masse moyennes (Soleil, naines brunes, planètes Joviennes) qui conservent leur atmosphère de gaz du fait de leur gravité, tout en refroidissant. Le cœur est celui d’une planète tellurique mais leur surface est constituée de gaz froid, d’hydrogène et d’hélium liquide, de méthane, de gaz carbonique etc…

5 – Les étoiles de très faible masse (planètes) comme la Terre dont l’hydrogène n’a pu être retenu du fait de leur moindre gravité, qui constituent à proprement parler les planètes telluriques de densité moyenne

4 – Un astre depuis sa naissance parcourt les 10 étapes suivantes

1 – Naissance : ébranlement de la substance de l’espace, flash très violent sursaut gamma initial puis extinction, ensuite puissant champ magnétique, sursauts d’activités, gerbes éclairantes puis diminution de la luminosité – dû au recouvrement de l’étoile – et alternance des phases lumineuses et de recouvrement.

2 – Apparition d’un pulsar, rotation très rapide qui ne cessera ensuite de ralentir. Le développement se fait par accroissement constant de la masse.

3 – Etoile blanche très dense de petit rayon avec abondance de l’hélium dans la phase initiale la plus chaude. Elle n’aura pas d’atmosphère et pas de mouvement de convection à partir de sa surface. Certaines ne pourront garder leurs couches périphériques pour laisser voir son cœur extrêmement chaud. Elles correspondent de fait aux naines blanches.

4 – Recouvrement par l’hydrogène et l’hélium produit en abondance : constitution d’un disque circumstellaire puis l’étoile continue à se couvrir et se perçoit par l’émission en infrarouge au travers des nuages de gaz (cocons chauffés par la protoétoile) puis éjection de matière par les pôles.

5 – Ralentissement de l’éjection de matière : l’étoile se découvre, Nébuleuse diffuse puis planétaire : les réactions de fusion première de l’hélium se ralentissent l’étoile apparaît entourée d’un halo sphérique de gaz qui tend à s’éloigner.

6 – Maturité
*Etoiles gazeuses : variables pulsantes très chaudes à période très courte (début des réactions de fusion secondes de l’hélium).
* Naine blanche ayant éjecté sa couronne et se refroidissant lentement.

7 – Etoiles pulsantes moyenne période. Peu d’éjection de matière, l’étoile se refroidit progressivement et elle est animée de pulsations de moins en moins violentes.

8 – Phase refroidie
*Etoile dite géante rouge (stade du ralentissement marqué des réactions de fusion secondes).
*Etoiles brunes et astres froids gazeux de type Jupiter-chaud en dégradé de masses.

9 – Stade tellurique froid et gazeux froid (à l’identique des deux catégories de planètes du système solaire pour tous les types d’astres) .

Refroidissement constant et densité croissante, étoile morte (matière noire pour tous les types d’astres), regroupement au centre de la galaxie, chocs et explosions d’étoiles.

10 – Quasar, avec un noyau galactique actif. Leur source d’énergie provient du disque d’accrétion entourant le trou noir .Annihilation et retour de la matière à la substance de l’espace (tous les types d’astres).

Cette classification évolutive repose sur le constat d’un développement progressif de toutes les étoiles quel que soit leur masse : la divergence s’opère à partir des phases 6/7 et met en jeu le démarrage des réactions de fusion seconde de l’hélium.

Dans les premiers stades, la densité est forte, l’étoile se recouvre d’hélium puis d’hydrogène et la densité décroît.

L’hydrogène est produit en abondance dans la phase de croissance terminale : à mesure que l’étoile augmente la masse du cœur et la quantité des éléments les plus lourds, la distance au centre de l’étoile grandit et la production d’hélium ralentie sous l’effet de l’étouffement progressif du cœur. L’étoile va donc éjecter une masse abondante d’hydrogène par ses pôles tout en retenant également dans son atmosphère une proportion importante. Elle sera donc entourée d’épais nuages de gaz.

Quand cesse la production de particules, quand le cœur photonique arrête sa rotation et qu’il n’est plus constitué que d’un plasma de particules, commence le stade de fusion seconde de l’hydrogène en hélium qui constitue son entrée dans la période longue de la séquence principale. L’éjection de gaz diminue et l’astre commence à pulser car soumis désormais aux variations d’équilibre entre pression de radiation et de gravitation. Mais si la pression de gravitation est insuffisante pour le démarrage de la fusion seconde de l’hélium, l’étoile deviendra une naine brune conservant son enveloppe d’hydrogène et d’hélium.

L’astre se dilate de façon irréversible et devient une géante rouge ce qui a pour effet à terme de faire cesser les réactions de fusion seconde par baisse de la pression de gravitation. Pour certaines étoiles (naines blanches) l’enveloppe de l’étoile se détachera (nébuleuse planétaire) poursuivant en cela le mouvement de dilatation des gaz.

Naines brunes et blanches vont entamer un long processus de refroidissement devant aboutir au stade tellurique, de matière noire puis d’étoile de plus en plus denses et la matière fera retour à la substance de l’espace.

4 – La constitution du disque d’accrétion

Dans l’astrophysique actuelle, le disque d’accrétion apparaît très tôt en période d’effondrement et a pour fonction d’alimenter (en s’effondrant) l’étoile naissante pour justifier l’éjection par les pôles et de ralentir sa vitesse de rotation. Il est visible tardivement dans les étoiles T Tauri classiques (CTTS) et disparaît pour les WTTS. Il paraît très difficile de comprendre comment peuvent exister trois zones de densité fort différente :

1) la masse des nuages de densité croissante vers le centre qui est censé compresser le cœur uniformément.

2) le disque circumstellaire ayant une double action : centrifuge pour contribuer à l’éjection des gaz et centripète puisque la rotation rapide tend à évacuer la matière vers l’extérieure.

3) les jets qui s’opposent directement à la pression de gravitation et sont en émission.

-Ce qui ne peut se comprendre dans la théorie standard, c’est que la phase de l’effondrement n’étant pas encore achevée, les réactions de fusion inexistantes et déjà l’étoile évacue de la matière ionisée à plus de 10.000 degrés en détruisant le cocon dans lequel elle est née !

Dans les Nouveaux Principes, les phénomènes sont expliqués simplement : le cœur photonique en rotation rapide produit sa matière par sa circonférence. Avant même que l’étoile acquiert sa forme relativement sphérique, l’étoile se constitue à la manière d’un tore et les gaz sont envoyés vers ses pôles en tournoyant. Puis l’étoile achève sa production de matière en émettant vers les pôles, tout en conservant un disque d’accrétion qui finit par disparaître.

Le gaz est émis en premier à partir de la circonférence de l’astre et le disque se constitue. Ce disque précède le recouvrement de l’étoile et alimente les jets bipolaires.

Ce disque est simplement évacué par l’étoile et n’a aucune action notable sur le ralentissement de la rotation de l’étoile (ce ralentissement est dû à la diminution de la production de matière).

La vie d’une étoile dans le schéma standard est extrêmement complexe avec alternance des phases froides et de réchauffement, d’augmentation et de baisse de masse.

L’étoile démarre en bas par une condensation du nuage interstellaire puis se réchauffe et se met à évacuer de la masse sous l’effet de la pression de radiation. Elle se dégage de sa gangue de nuage et apparaît comme étoile chaude qui va lentement refroidir en augmentant (!) de volume pour atteindre le stade de géante rouge. La température du cœur de celle-ci va de nouveau augmenter et l’étoile se séparer de sa couronne pour aboutir au stade de naine blanche très chaude. Il est prévu de surcroît une phase explosive pour les astres super massifs et un mode de constitution original pour les planètes.

Copyrights : Science Room,

Starcycle2

Onde de choc →Cœur photonique →pulsar→ protoétoile

/ / / / / / /

Astres gazeux Astres solides/telluriques

********↓ ↓

Naine jaune – Naine brune Naine blanche – étoile à neutrons- planète

………….↓ ↓ *****************************************************************↓

Géante rouge —————————————————— —→ Naine noire →trou noir centre galactique → quasar →annihilation

Masse	Evolution
< 0,08 M_⊙	Naine brune
0,08 – 0,26 M_⊙	SP – Naine blanche
0,26 – 8 M_⊙	SP – Géante rouge – Branche asymptotique – Nébuleuse planétaire – Naine blanche
> 8 M_⊙	SP – Géante rouge – Pelure d’oignon – Supergéante rouge

THEORIE ET OBSERVATIONS

L’astrophysique standard analyse le cœur photonique d’une étoile naissante comme étant une étoile à neutrons dégénérée. Ainsi est-il expliqué qu’à gauche de l’arc de choc nébuleux se trouve l’étoile neutron RX J1856.5-3754. Située à 180 a.l. dans la Couronne australe cette étoile neutron mesure 20 km de diamètre mais sa température superficielle atteint 700000 K ! Elle émet un vent stellaire à près de 200 km/s ! Or une étoile à neutrons est un astre dégénéré très dense et l’émission d’un un vent stellaire de cette importance reste assez problématique. Cette haute température et cette forte densité peuvent correspondent aux propriétés d’un astre en train de naître.

1 - Compte rendu d’observations : Nébuleuse de la fourmi

Le cœur photonique d’une étoile en rotation rapide commence à produire ses éléments par sa circonférence dont l’excès finit par produire un disque d’accrétion. La proto étoile augmente ainsi son volume à son équateur et réduit sa production. La compression à sa circonférence conduit à la création de deux jets symétriques aux

Pôles. jetsauxpoles

Dans le schéma standard de l’effondrement d’un nuage, la présence du disque d’accrétion et des jets symétriques est incompréhensible. Le disque d’accrétion par exemple serait chargé d’alimenter la protoétoile alors même qu’il a été produit et évacué par celle-ci. Par ailleurs c’est le maintient de la totalité de la masse du nuage qui doit contribuer à entretenir les réactions de fusion, ce qui ne semble plus le cas avec la présence des jets qui s’opposent pour le moins à l’action de la pression gravitationnelle.
		Dans l’astrophysique actuelle, une nébuleuse planétaire serait une étoile qui à la fin de sa vie éjecte ses couches externes pour former un nuage de gaz et de poussière en extension rapide. L’étoile au centre serait une naine blanche

A droite : Image couleur dans le visible de la nébuleuse de la Fourmi. La complexité de la nébuleuse est impressionnante, mais une structure bipolaire domine avec le lobe sud pointant dans notre direction (nord vers le haut, est vers la gauche). En haut à gauche : simulation du disque tel que vu par l’interféromètre MIDI/VLTI dans l’infrarouge thermique. Le disque est vu quasiment par la tranche, et cache l’étoile centrale et son environnement proche. La partie la plus lumineuse est produite dans les régions proches du bord interne du disque, chauffées à plus de 1 000 degrés.

En bas à gauche : coupe du modèle de densité de poussière utilisé montrant le rayon interne du disque de poussière, et son ouverture, paramètres bien déterminés par les observations du VLTI. .Les chercheurs ont mis en évidence la présence d’un disque de poussière entourant l’étoile centrale. Le bord du disque interne est à moins de 9 unités astronomiques et le bord externe s’étend jusqu’à environ 500 UA de l’étoile.

Ce disque de poussière a une masse cent mille fois plus faible que la masse du Soleil et deux cents fois plus faible que la masse de la poussière se trouvant dans les deux grands lobes de matière éjectée par l’étoile centrale, il y a moins de mille ans. Les astronomes pensent que la faible masse et la petite taille du disque n’ont pas permis à celui-ce de canaliser la matière lors de son éjection violente pour former cette structure bien séparée en deux lobes. En fait, la matière a été très probablement éjectée sous la forme d’un jet bipolaire de courte durée de vie. La poussière du disque est principalement composée de silicate amorphe tendant à prouver que ce disque est jeune, probablement aussi jeune que les lobes. Ce disque masque le coeur du système où se trouve la solution de l’énigme : l’étoile centrale, un éventuel compagnon qui aurait pu la déstabiliser, et la présence d’un disque d’accrétion beaucoup plus compact, vrai responsable des structures complexes observées. (Source: CNRS)

Commentaires :

Entre la nébuleuse de la fourmi ci-dessus et le schéma précédant décrivant les formes et procédures d’une étoile jeune, il n’y a strictement aucune différence. Cependant, la nébuleuse de la fourmi est classée comme une vieille étoile ayant explosée ! Cette incohérence explique pourquoi les astronomes ne comprennent pas la phénoménologie de la fourmi, la présence d’un disque d’accrétion et l’existence simultanée de lobes aux pôles. De fait, la nébuleuse de la fourmi comporte en son centre une étoile jeune !

2 – Compte rendu d’observations : les étoiles Wolff-Rayet

A gauche observée à 5 GHz, WR146 est résolue en deux sources, l’étoile WR de classe WC6 (en haut) et son compagnon plus pâle, une étoile O9.5-B0 source des émissions thermiques du système.

A droite, photographiée dans la raie de l’hydrogène-alpha par le télescope Hubble, la nébuleuse M1-67 située à 15000 a.l. dans l’Aigle ressemble à l’explosion d’un feu d’artifices. Cette bulle très chaude et très noueuse abrite l’étoile Wolf-Rayet WR124 de classe WN8. Cette bulle mesure 170 milliards de kilomètres de diamètre, soit près de 50 fois la distance du Soleil à Pluton. L’étoile que l’on a occultée pour faire ressortir les détails extérieurs est entourée d’arcs lumineux très étendus composés de gaz que le télescope Hubble a résolu en structures filamenteuses et chaotiques mais qui n’ont pas encore pris une forme de coquille car l’étoile ne semble pas émettre son vent stellaire de façon homogène. Alors que le vent stellaire est émis à près de 700 km/s par l’étoile WR la bulle de gaz se propage à seulement 46 km/s pour une raison qui demeure mystérieuse.

Aujourd’hui WR136 a éjecté une quantité phénoménale de matière estimée à l’équivalent de ce que le Soleil perdrait en 10000 ans ! Ce vent stellaire est émis à près 1700 km/s, l’équivalent de 6.1 millions de km/h ! Ce rayonnement est violemment entré en collision avec les gaz proches de l’étoile, les soufflant au loin en former la fine bulle que nous observons qui se brisa rapidement, à l’image d’une bulle de savon qui éclate en mille morceaux.

Commentaires :

Les étoiles Wolff-Rayet sont encore très chaudes (100.000K, classe O) et sont en phase d’autoproduction abondante de gaz. Lorsqu’une partie sera retenue, elles apparaîtront comme des étoiles géantes bleues

2 – Compte rendu d’observations : rotation hypersonique d’une jeune étoile.

Les images optiques du jet prises avec le télescope de l’Observatoire National Kitt Peak, montrent un jet, connu désormais sous le nom de rosette HH1, s’étendant sur plus de 8.000 Unités astronomiques Il contient un nœud proéminent et des allusions à d’autres, qui peuvent être interprétés comme des boules de matière en train d’être éjectées du jeune objet stellaire en rotation rapide à des vitesses hypersoniques de l’ordre de 2.500 kilomètres par seconde. Les noeuds d’arcs de l’autre côté du jeune objet stellaire (YSO) suggèrent l’existence d’un contre-jet dégénéré se prolongeant dans la direction opposée.

Localisée à environ 1.500 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Licorne (Monoceros), la Nébuleuse de la Rosette est une spectaculaire région d’hydrogène ionisé creusée par les forts vents stellaires des chaudes étoiles de type O et B dans le centre du jeune amas d’étoiles NGC 2244. C’est une région de formation d’étoiles en cours avec un âge d’environ trois millions d’années.

Commentaires :

Dans l’observation ci-dessous, la matière est éjectée d’une étoile jeune en rotation hypersonique, ce qui est tout à fait conforme aux postulations de la nouvelle théorie. Selon celle-ci, l’étoile acquiert une vitesse de rotation très élevée dès l’origine qui ne cessera de diminuer à mesure que l’étoile gagnera en masse. Dans la théorie de l’effondrement, c’est la contraction du nuage qui est à l’origine de la rotation de l’étoile naissante. Dans ce cas, il faut concilier contraction et rotation.

3 – Compte rendu d’observations : Le magnétar: une étoile naissante

SGR 1900+14 est un magnétar, c’est-à-dire un eétoile à neutron dont le champ magnétique est incroyablement intense. En comparaison des 0,5 gauss de celui de la Terre et des quelque 1.000 gauss des taches solaires, il est même titanesque. Il n’est pas rare, en effet, que le champ de ce type d’étoile compacte atteigne ou dépasse les dix milliards de gauss et les records du genre s’établissent vers un million de milliards de gauss. Avec de telles valeurs, des contraintes colossales s’exercent probablement sur la croûte ferreuse qui doit de temps à autre se fracturer. Les atomes eux-mêmes doivent changer de forme et, de sphériques, devenir des cigares. Parfois, de gigantesques éruptions secouent l’astre produisant une luminosité plusieurs milliers de fois supérieure à celle des étoiles de toute une galaxie. Le magnétar apparaît alors comme un sursaut gamma qualifié de mou.

L’explication la plus probable est la suivante : SGR 1900+14 se trouve dans un amas galactique, c’est-à-dire un amas de très jeunes étoiles provenant de l’effondrement récent d’un nuage moléculaire froid d’une température de quelques dizaines de kelvins tout au plus. Le magnétar lui-même doit être le vestige d’une étoile très massive ayant explosé depuis peu à l’échelle astronomique..

On ne sait pas exactement ce qui détermine la formation d’un magnétar plutôt que d’une étoile à neutrons classique. Comme souvent en astrophysique et en théorie de l’évolution stellaire, c’est la masse de l’objet qui fixe son destin et ses propriétés physiques.

Commentaires:

Deux observations d’importance nous laissent penser qu’un magnétar est une très jeune étoile en formation; d’une part on constate d’importantes éruptions, d’autre part, il se trouve situé dans un amas de très jeunes étoiles. Il est donc impossible de le définir comme une étoile à neutrons vieille ayant achevé son cycle. Ici, les théories astrophysiques sont en contradiction avec les observations, ce qui n’est pas le cas pour les nouveaux principes de cosmologie qui prévoient que les astres jeunes sont denses, animés d’une rotation rapide, pouvant émettre une matière abondante sous forme de jets ou plus tardivement d’éruptions. Un magnétar est donc une jeune étoile à croute solide hyper chaude composée d’éléments lourds en son cœur, seule condition pour permettre une rotation rapide et l’existence d’un champ magnétique intense.

4 – Compte rendu d’observations : La super géante rouge et nébuleuse

Eta Carina

Nébuleuse NGC 2440

- Eta Carina ( en hau(t) est classée dans la catégorie spectrale des super géantes rouges. Elle se trouve dans un site de création d’étoiles et environnée d’astres de type O (complexe HII). On peut donc penser qu’Eta Carina est une étoile jeune puisque cohabitant dans un site de création d’étoiles nouvellement nées. Mais, puisque étoile géante, son développement a été plus rapide. Le cycle C-N-O mis en évidence témoigne qu’il s’opère dans son noyau des réactions nucléaires très intenses qui ont éjecté dans l’espace une grande quantité de matériaux. Selon la théorie actuelle, Cet excès d’azote signifie que l’étoile est au moins au stade de sa maturité, elle devrait exploser telle une supernova pour briller deux fois plus que Vénus.

- La nébuleuse (en bas) est NGC 2440. L’étoile naine blanche en son centre est une des plus chaudes connues, avec une température de surface de quelques 200 000°C. La structure chaotique de la nébuleuse suggère que l’étoile perd de sa masse par à-coups. Lors de chaque soubresaut d’activité, l’étoile a expulsé de sa matière dans une direction différente comme le montrent les deux lobes en forme de nœud papillon. Les couleurs correspondent à l’azote composition de la matière expulsée par l’étoile: le bleu correspond à l’hélium, le bleu-vert à l’oxygène et le rouge à et à l’hydrogène. Cette image montre les derniers sursauts d’activité d’une étoile semblable à notre Soleil. L’étoile termine sa vie en abandonnant dans l’espace ses couches gazeuses externes, qui ont formé un cocon autour de son noyau. La lumière ultraviolette de l’étoile mourante rend la matière lumineuse. Notre Soleil subira un sort semblable dans 5 milliards d’années.

Commentaires:

Notre hypothèse est qu’Eta Carina est au stade qui précède NGC 2440. Les photos montrent bien que NGC 2440 en a terminé de sa phase turbulente d’éjection intense de matière. Pour l’astrophysique actuelle, une phase explosive doit se situer entre ces deux types d’étoile, la présence d’une naine blanche hyper chaude au centre de NGC 2440 témoignerait de l’étape postérieure à cette explosion. Elle aurait été une étoile semblable à notre soleil, une géante rouge s’étant refroidie puis le cœur s’étant affaissé, aurait explosé.

Plus de dix milliards d’années sépareraient le parcours des deux étoiles alors qu’il apparaît un continuum logique entre ces deux photos. En effet, la phase explosive ne semble nullement nécessaire et on devrait naturellement déduire deux étapes successives entre Eta Carina et NGC 2440. Une naine blanche apparaît simplement lorsque l’étoile en a fini avec sa production de matière qu’elle n’éjecte plus. Pourquoi introduire alors une phase explosive?

C’est que pour l’astrophysique actuelle le stade de fabrication des éléments lourds ne peut intervenir dans la phase de jeunesse de l’étoile (alors que Eta Carina, encore jeune en produit en abondance !). Ces éléments lourds ne peuvent être fabriqués que dans une explosion qui permet d’atteindre les températures exigées pour leur synthèse. Une naine blanche est une étoile très dense comportant nécessairement une forte proportion d’éléments lourds: on ne comprendrait pas qu’ils aient pu être synthétisés en phase de jeunesse comme les émissions d’Eta Carina semblent l’indiquer.

Pour la nouvelle astrophysique, il ne saurait y avoir de stade explosif succédant à une géante rouge. Lorsqu’une naine blanche apparaît au centre d’une nébuleuse, il s’agit du cœur de l’étoile hyper dense qui est dégagé de sa gangue nuageuse et qui va lentement refroidir en l’état d’étoile tellurique (la température de 200.000° indique bien qu’il s’agit d’un astre relativement jeune). Etat Carin se trouve en fin de production de ses éléments lourds et fabrique désormais en abondance hélium et hydrogène dont une part notable s’évacue. Etoile variable éruptive elle est en train de souffler dans l’espace une partie de son atmosphère, faisant fluctuer notablement sa luminosité. Eta Carina se situe juste après le stade des étoiles chaudes de type Wolf Rayet, lesquelles ne produisent pas ou peu d’hydrogène.

5 – Compte rendu d’observations : cœur pré-stellaire et protoétoile.

- Le prototype de la classe 0 (cœur pré-stellaire) est la source radio VLA 1623 dans le nuage de Rho Ophiuchi qui est au centre d’un flot moléculaire s’échappant dans deux directions opposées. Les protoétoiles de classe 0 sont systématiquement associées à des jets de matière très collimatés. La puissance mécanique contenue dans ces jets est très élevée, parfois comparable à la luminosité rayonnée par l’objet stellaire central.

Les étoiles de la classe I (protoétoiles) sont enfouies dans un nuage moléculaire et ont un très fort excès IR provenant d’enveloppes stellaires relativement chaudes (température d’environ 50 à 100 K). Les objets IR de classe I sont également sources de flots de matière, mais ceux-ci sont bien moins collimatés et moins puissants.

- En 2006, une classe 0 protoétoile dans la constellation d’Orion, surnommé HOUBLON 383, a agi hors norme et s’est éclaircie considérablement. En plus de deux ans, elle est devenue 35 fois plus brillante. En outre, les données les plus récentes disponibles, à partir de 2012, montrent que l’éruption qui ne faiblit pas. « Houblon 383 est le premier déchaînement éruptif que nous ayons jamais vu à partir d’un objet de classe 0, et cela semble être la plus jeune éruption protostellaire jamais enregistré. ». Les scientifiques ont également été surpris par la longueur de l’éruption, rendant ainsi HOUBLON 383 encore plus intrigante. « Cette explosion durable peut s’expliquer par une augmentation soudaine de la quantité de gaz de la protoétoile en accrétion autour du disque.

Commentaires :

Dans la théorie de l’effondrement gravitationnel, les jets de matière devraient monter en puissance à mesure que l’étoile se contracte et non pas diminuer quand l’étoile se réchauffe. Les proto étoiles de classe O devraient être bien moins énergétiques que celles de classe I. Dans la nouvelle théorie, la production de matière éjectée par les pôles est bien plus intense dans la phase initiale (O) et tend à diminuer avec le temps et le vieillissement de l’étoile (IR) ce que confirme l’observation ci-dessus. Il est donc possible d’observer le cœur photonique massif de jeunes étoiles très chaudes et très denses qui émettent un vent stellaire intense

6 – Compte rendu d’observations : pulsars et magnétars

L’étoile à neutrons va très rapidement se refroidir, perdant en quelques secondes son contenu en neutrinos, sa surface devenant par ailleurs une sorte d’écorce rigide formée d’un réseau coulombien de noyaux, quelque chose de très analogue aux solides ordinaires. Mais avant que l’écorce ne se rigidifie, la haute température de l’étoile à neutrons implique l’existence de mouvements complexes du plasma qui la compose, des « mouvements convectifs », sortes de va-et-vient circulaires similaires à ceux observés dans de l’eau en train de bouillir.

c) Comme une dynamo cosmique, le pulsar fournit l’énergie nécessaire aux émissions X, accélérant les particules chargées et produisant les jets en X jaillissant des pôles. Il est également à l’origine de l’intense vent observé dans la direction équatoriale. Les bords étranges de cette structure sont dus à l’écoulement des particules chargées.

d) les nébuleuses à vent de pulsar sont alimentées par l’injection permanente d’un vent d’électrons et de positrons relativistes accélérés par l’onde de choc délimitant la nébuleuse. Ces particules chargées rayonnent dans les différents domaines du spectre électromagnétique et notamment dans le domaine des rayons gamma. L’émission gamma résulte de la création de paires électrons-positrons au sein de la magnétosphère du pulsar.

Commentaires :

Deux constats qui confirment les thèses des nouveaux principes :

1) Nous avons affaire à une étoiles du type tellurique avec une écorce solide

2) La nébuleuse ne résulte pas d’une explosion mais est produite par l’étoile naissante elle-même.

7 – Compte rendu d’observations : Naines brunes

En général, on considère qu’une naine brune doit avoir une masse supérieure à 13 fois celle de Jupiter, ce qui est la masse inférieure à laquelle un astre peut fusionner du deutérium, et inférieure à 0,07 masse solaire, masse au-dessus de laquelle les réactions de fusion (de l’hydrogène) peuvent s’enclencher durablement.

Alternativement, il a été proposé qu’une naine brune se distingue d’une planète géante gazeuse par son mode de formation. En effet, la plupart des naines brunes flottent seules dans l’espace Cela confirme qu’elles se forment comme des étoiles, c’est-à-dire de la fragmentation d’un nuage moléculaire, et non comme des planètes, qui naissent plutôt dans l’effondrement local d’un disque présent autour d’une étoile.

La découverte d’une naine brune entourée d’un disque protoplanétaire laisse à supposer que la formation des planètes, sous-produits naturels de la formation stellaire, est possible aussi autour des naines brunes.

On qualifie une naine brune de froide à 1 000°C, et de chaude à partir de 2 000°C. La chaleur émise par une naine brune étant le résidu de sa formation, une jeune naine brune sera plutôt chaude, puis se refroidira lentement au cours de son existence. D’ailleurs, les jeunes naines brunes ont des températures de surface semblables à celles des étoiles peu massives et plus âgées et en sont presque indifférenciables. Ce n’est qu’après quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années (dépendant de la masse de la naine brune) que celles-ci atteignent les températures des étoiles les plus froides (environ 1 800 K). Quand les naines brunes atteignent des âges de plusieurs milliards d’années, elles ont des températures de surface allant de 400 K à 1 000 K, les rendant peu différentes à ce niveau de certaines géantes gazeuses super massives.

Commentaires :

Ainsi, la naine brune échappe aux contraintes de masse imposées pour la constitution des étoiles et permettant le développement des réactions de fusion. On ne peut donc expliquer leur formation par la théorie de l’effondrement gravitationnel. Tout au contraire, la naissance d’une naine brune entre parfaitement dans le cadre de la nouvelle astrogenèse qui ne pose pas de conditions de masse pour la création d’un cœur photonique initial.

les nouveaux principes