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Les étoiles Le cycle de vie

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Les étoiles

 

Qu'est-ce qu'une étoile ?

 

L'étoile essentiellement composée de gaz d’hydrogène, d’hélium et de poussières

est une boule de plasma dont le diamètre et la densité sont tels

que la région centrale "le cœur" a atteint des conditions de température

(de l'ordre de 10 à 15 millions de °Celsius) et de pressions suffisantes

pour amorcer et maintenir les réactions de fusion nucléaire.

 

Durant la majeure partie de son existence, son cœur est le siège

de réactions nucléaires, dont une partie de l’énergie rayonne

sous forme de lumière ;

La matière qui la compose s’en trouve presque complètement ionisée.

 

Naissance et vie d'une étoile.

 

Toutes les étoiles ont une durée de vie limitée, très longue mais limitée

puisque l'étoile à une masse limitée.

Elles peuvent avoir un parcours différent.

 

Im cycle de vie d une e toile

 

Naissance

 

La formation d’une étoile est due à l’effondrement d’un nuage moléculaire

sous son propre poids. La matière est plus concentrée.

 

Im a formation e toile formation

 

On les trouve dans de grands nuages de gaz : les nébuleuses interstellaires.

 

Phot nebuleuse d orion m42

                                                         Nébuleuse d'Orion - M42

 

Constitués principalement d’hydrogène et d’hélium, ces nuages très massifs

et très denses, envahis de poussières, se contractent en exerçant une attraction

sur toute la matière. Ce phénomène s’appelle "l'accrétion".

 

Im b formation e toile accre tion

 

Sa masse génère alors un champ de gravité, qui va attirer encore plus de matière,

et renforcer son champ de gravité.

 

Lentement, à mesure que la force de gravité se renforce, la partie centrale

devient alors une petite nodule sombre et dense que l’on nomme "proto-étoile".

 

Le nuage va progressivement s’effondrer vers le centre de la proto-étoile,

et amorcer un mouvement de rotation. Il forme alors un disque de rotation.

 

La pression du centre de la proto-étoile va augmenter, ainsi que sa température.

Lorsqu’elles deviennent suffisantes, une réaction nucléaire va s’amorcer et

l’étoile s’allume en laissant échapper des jets de matière.

 

Phot jets e toile paradoxe04

 

À cet instant, la proto-étoile rayonne plus d’énergie que notre Soleil actuel.

 

Sans interrompre le rythme de sa contraction ce nodule

(futur cœur de l'étoile) s’échauffe.

 

Il faudra attendre quelques millions d’années pour que le cœur de la proto-étoile

monte en température et que sa température superficielle double.

 

En l’espace de quelques million d’années son noyau va atteidre une température

proche des 149 730 °C et présentera en surface une température effective

d’environ 3230 °C. Sa couleur est déjà rouge.

 

Arrivé à très haute température, quand l'énergie est telle qu'elle réussit

à arracher des électrons aux atomes, on observe alors une sorte de "soupe"

d'électrons extrêmement actifs dans laquelle "baignent" des noyaux d'atomes.

 

Le gaz devient alors un fluide très conducteur qu’on appelle plasma.

 

Anim plasma

 

C'est alors que commence les réactions thermonucléaires.

 

À mesure que le temps s’écoule, sous l’effet de la force centrifuge

et des mouvements d’accrétion, le nuage va se mettre en rotation,

prend la forme d’un disque contenant des zones concentriques.

 

Phot protoe toile ngc 1333 iras 4b

 

La fusion nucléaire va former des jets de gaz qui éjectent la majorité

des poussières environnantes.

 

L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée

par l’étoile à la fois par convection et par radiation et s’échappe finalement

de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos.

 

Im c formation e toile naissance soleil

 

S'il reste des matériaux, ils se condensent et forment les planètes de l'étoile

(comme dans le cas de notre Système solaire).

 

Tous ces critères dépendent de la masse.

 

La lumière qu'elle émet est l'énergie des réactions sous forme de photons.

 

Plus l'énergie est forte plus la longueur d'onde est courte, ce qui correspond au bleu.

 

Ainsi, les étoiles chaudes sont bleues alors que les étoiles froides sont plutôt rouges.

 

Après sa naissance, l'étoile dispose majoritairement de l’hydrogène gazeux.

 

Au centre, les conditions de température et de pression permettent la fusion nucléaire.

 

Cette réaction va créer de l'hélium, du carbone, de l'oxygène, du silicium et du fer.

 

La fusion du fer est impossible car elle consomme l'énergie au lieu d'en produire.

 

Ainsi, si l'étoile n'est pas assez massive, la réaction s'arrêtera lors d'une étape

précédant la formation de fer.

 

Les grosses étoiles sont plus gourmandes que les petites et consomment

donc plus rapidement leurs combustibles, ce qui diminue leur durée de vie.

 

La température atteint alors une valeur telle que le cœur "s’allume" :

l’hydrogène se transforme en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement

et donne l’énergie nécessaire à l’équilibre.  

 

Àprès cette longue phase d’évolution, l’étoile entre alors dans la séquence principale

dans laquelle elle passe la majeure partie de son existence (notre Soleil est actuellement

dans cette situation).

 

Son évolution ultérieure va dépendre essentiellement de sa masse.

 


 

Évolution d'une étoile moyenne

 

Im cycle de vie d une e toile moyenne

L'étoile moyenne

 


 

Évolution d'une étoile massive

 

Im cycle de vie d une e toile massive

L'étoile massive

 


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