• Découverte de l'Univers dans l'Histoire

     

    Les Sciences grecques tentèrent de comprendre le monde et de l'expliquer :

    • les philosophes Parménide, Platon, et Aristote avaient intégré l'idée d'une Terre sphérique, mais ils la voyaient au centre de l'univers physique, alors que l'école de Milet se représentait la Terre plate ;
    • Ératosthène tenta de réaliser des calculs précis, notamment la mesure de la circonférence d'un méridien terrestre ;
    • Aristarque de Samos est le premier à envisager un modèle de système planétaire héliocentré. Cette découverte ne fut alors pas suivie, pour des raisons philosophiques surtout parce qu'une telle cosmologie est en désaccord avec la conception géocentrée du monde qui était retenue par de grands philosophes comme Parménide, Platon, et Aristote. Il calcule aussi la distance Terre-Lune pour laquelle il trouve une valeur discutée, mais qui se situe en tout état de cause dans un ordre de grandeur acceptable4, ainsi qu'une distance Terre-Soleil.5 ;
    • Hipparque poursuit ce travail : il recalcule, selon des méthodes nouvelles, la distance Terre-Soleil ainsi que la distance Terre-Lune (pour laquelle il retient la valeur de 67 1/3 rayons terrestres, contre 60,2 en réalité6), recense 1 500 étoiles, retrouve approximativement la période de précession des équinoxes, qui était déjà connue desBabyloniens.[réf. nécessaire]
    • Ptolémée poursuit le travail d'Hipparque. Son Almageste sera la référence astronomique essentielle pendant treize siècles.


    La Renaissance porte à son apogée cette représentation du monde, grâce aux explorations et aux grandes découvertes qui eurent lieu du xiiieau xvie siècles, à partir de systèmes géographiques et cosmologiques très élaborés (projection de Mercator).Ces connaissances du monde grec perdureront et influenceront les sciences arabes après l'effondrement de l'Empire romain d'Occident. Elles resteront présentes en Orient (particulièrement, avec des hauts et des bas, à Byzance7), même si Cosmas d'Alexandrie tente, sans succès, de restaurer le modèle d'un monde plat.

    La révolution copernicienne bouleverse cette cosmologie en trois étapes :

    1. Copernic redécouvre l'héliocentrisme. Toutefois, cette redécouverte n'est que partiellement révolutionnaire : en effet, Copernic reste attaché aux sphères transparentes du modèle d'Aristote (pourtant délaissé par Ptolémée) censées soutenir les planètes et leur imprimer leur mouvement ; il présente son système comme un simple artifice destiné à simplifier les calculs, ce qui lui évite des ennuis avec le clergé.
    2. Le dominicain Giordano Bruno défend la réalité du modèle héliocentrique et l'étend à toutes les étoiles, ouvrant la dimension de l'univers physique à l'infini. Pour cette raison, entre autres, il sera brulé au bûcher en tant qu'hérétique.
    3. Kepler, Galilée et Newton posent les bases fondamentales de la mécanique à partir du mouvement des planètes, grâce à leurs études respectivement du mouvement elliptiquedes planètes autour du Soleil, l'affinement des observations astronomiques avec la définition du mouvement uniformément accéléré, et la formalisation mathématique de la force degravité. L'Univers, toutefois, reste confiné dans le système solaire.

    Des modèles physiques tels que la sphère armillaire ou l'astrolabe ont été élaborés. Ils permettent d'enseigner et de calculer la position des astres dans le ciel visible. Aujourd'hui encore, la carte du ciel mobile aide les astronomes amateurs à se repérer dans le ciel, c'est une ré-incarnation de l'astrolabe.

    Naissance de l'Univers

    L'expansion de l'Univers, son âge et le Big Bang

    Les observations du décalage vers le rouge des rayonnements électromagnétiques en provenance d'autres galaxies suggèrent que celles-ci s'éloignent de notre galaxie, à une vitesse radiale d'éloignement supposée proportionnelle à ce décalage.

    En étudiant les galaxies proches, Edwin Hubble s'est aperçu que la vitesse d'éloignement d'une galaxie était proportionnelle à sa distance par rapport à l'observateur (loi de Hubble); une telle loi correspond à un Univers visible en expansion.

    Bien que la constante de Hubble ait été révisée par le passé dans d'importantes proportions (dans un rapport de 10 à 1), la loi de Hubble a été extrapolée aux galaxies éloignées, pour lesquelles la distance ne peut être calculée au moyen de la parallaxe ; cette loi est ainsi utilisée pour déterminer la distance des galaxies les plus lointaines.

    En extrapolant l'expansion de l'Univers dans le passé, on arrive à une époque où celui-ci a dû être beaucoup plus chaud et beaucoup plus dense qu'aujourd'hui. C'est le modèle du Big Bang qui est un ingrédient essentiel du modèle standard de la cosmologie actuelle et possède aujourd'hui un grand nombre de confirmations expérimentales. La description du début de l'histoire de l'Univers par ce modèle ne commence cependant qu'après qu'il fût sorti d'une période appelée ère de Planck durant laquelle l'échelle d'énergie de l'Univers était si grande que le modèle standard n'est pas en mesure de décrire les phénomènes quantiques qui s'y sont déroulés. Durant cette époque, seule une théorie de la gravitation quantique pourrait expliquer le comportement microscopique de la matière sous l'influence importante de la gravité. Mais les physiciens ne disposent pas encore (en 2010) d'une telle théorie. Pour des raisons de cohérence avec les observations, après l'ère de Planck le modèle du Big Bang privilégie aujourd'hui l'existence d'une phase d'inflation cosmique très brève mais durant laquelle l'Univers aurait grandi de façon extrêmement rapide. C'est suite à cette phase que l'essentiel des particules de l'Univers auraient été créées avec une haute température, enclenchant un grand nombre de processus importants8 qui ont finalement abouti à l'émission d'une grande quantité de lumière, appelé fond diffus cosmologique, qui peut être aujourd'hui observé avec une grande précision par toute une série d'instruments (ballons-sondes, sondes spatiales).

    C'est l'observation de ce rayonnement fossile micro-onde, remarquablement uniforme dans toutes les directions qui constitue aujourd'hui l'élément capital qui assoit le modèle du Big Bang comme description correcte de l'Univers dans son passé lointain. Beaucoup d'éléments du modèle devraient encore être affinés9, mais il y a aujourd'hui consensus de lacommunauté scientifique autour du modèle du Big Bang.

    Dans le cadre du modèle ΛCDM, qui est le plus simple incorporant tous les éléments que l'on vient d'évoquer, les contraintes issues des observations de la sonde WMAP10 sur lesparamètres cosmologiques indiquent une valeur la plus probable pour l'âge de l'Univers à environ 13,7 milliards d'années11 avec une incertitude de 0,2 milliard d'années, ce qui est en accord avec les données indépendantes issues de l'observation des amas globulaires12 ainsi que celle des naines blanches13.

    Taille de l'Univers, Univers observable

    À ce jour, rien ne nous permet de confirmer que l'Univers est soit fini, soit infini. Certains théoriciens penchent pour un Univers infini, d'autres pour un Univers fini mais non borné.

    Les articles populaires et professionnels de recherche en cosmologie emploient souvent le terme « Univers » dans le sens d'« Univers observable ». Nous vivons au centre de l'Univers observable, en contradiction apparente avec le principe de Copernic qui dit que l'Univers est plus ou moins uniforme et ne possède aucun centre en particulier. C'est simplement parce que la lumière ne se déplace pas à une vitesse infinie et que les observations que nous faisons proviennent donc du passé. En effet, en regardant de plus en plus loin, nous voyons des choses qui se sont passées à une époque de plus en plus proche du Big-Bang. Et puisque la lumière se déplace à la même vitesse dans toutes les directions, tous les observateurs vivent au centre de leur Univers observable (sur Terre, nous avons pratiquement tous le même). On appelle « horizon cosmologique » la première lumière émise par le Big-Bang il y a 13,7 milliards d'années. Il nous est impossible de voir plus loin.

    On estime que le diamètre de cet Univers observable est de 100 milliards d'années lumière14. Celui-ci contient environ 7×1022 étoiles, répandues dans environ 1011 galaxies, elles-mêmes organisées en amas et superamas de galaxies14. Mais le nombre de galaxies pourrait être encore plus grand, selon le champ profond observé avec le télescope spatial Hubble.

    Il est cependant probable que l'Univers que nous voyons n'est qu'une infime partie d'un Univers réel beaucoup plus grand. Selon les derniers modèles cosmologiques, la taille minimale de l'Univers réel serait de 10^{100 000^{100 000}}années lumière soit un 1 suivi de 10500000 zéros.

    On pourrait raisonner que, l'Univers contenant par définition tout ce qui existe, y compris l'espace-temps (et c'est une précision essentielle), il ne peut avoir de « bord » tel que nous concevons intuitivement cette notion. En effet, l'existence d'un bord impliquerait qu'au-delà de ce bord, on ne serait plus dans l'Univers, ce qui serait absurde. Mais si l'Univers n'a pas de bord au sens intuitif de ce terme, alors son expansion n'est pas intuitive non plus : si elle l'était, dans quoi l'Univers serait-il en expansion ?

    On voit ici les apparents paradoxes entraînés par l'utilisation de notions dites « intuitives »... qui ne sont que le reflet d'une perception locale de la réalité. Donner une définition précise à ces notions intuitives permet de faire disparaître ces paradoxes. On voit que ce problème échappe à nos raisonnements simplistes, qui se fondent sur des hypothèses fausses telles que « l'Univers est galiléen », ou « un espace courbe est nécessairement inclus dans un espace de dimension supérieure ». En définitive, une définition précise de la notion d'Univers permet de tenter de résoudre ces apparents paradoxes. Les paradoxes restants permettent de démontrer... que la définition donnée à l'Univers n'a pas sens. On sait en fait aujourd'hui qu'une définition, même formelle, d'un ensemble n'implique pas son existence.

    En bref, le mot « Univers » reste à définir.

    Forme de l'Univers

    Une importante question de cosmologie qui reste sans réponse est la topologie de l'Univers.

    1. Est-ce que l'Univers est « plat » ? C'est-à-dire : est-ce que le théorème de Pythagore pour les triangles droits est valide à de plus grandes échelles ? Actuellement, la plupart descosmologues croient que l'Univers observable est (presque) plat, juste comme la Terre est (presque) plate.
    2. Est-ce que l'Univers est simplement connexe ? Selon le modèle standard du Big Bang, l'Univers n'a aucune frontière spatiale, mais peut néanmoins être de taille finie.

    Ceci peut être compris par une analogie bidimensionnelle : la surface de la Terre n'a aucun bord, mais possède une aire bien déterminée.
    Vous pouvez également penser à un cylindre et imaginer de coller les 2 extrémités du cylindre ensemble, mais sans plier le cylindre.
    C'est aussi un espace bidimensionnel avec une surface finie, mais au contraire de la surface de la Terre, il est plat, et peut ainsi servir de meilleur modèle.

    Par conséquent, à proprement parler, nous devrions appeler les étoiles et les galaxies mentionnées ci-dessus « images » d'étoiles et de galaxies, puisqu'il est possible que l'Univers soit fini et si petit que nous pouvons voir une ou plusieurs fois autour de lui, et le vrai nombre d'étoiles et de galaxies physiquement distinctes pourrait être plus petit. Des hypothèses d'Univers multiconnexe ont été proposées et sont en cours d'étude.

    Modèle dimensionnel de l'Univers

    L’Univers a-t-il 3, 6, 10 dimensions ou plus ?

    La théorie des cordes prédit qu’espace et matière sont consubstantiels. Il n’y a pas de « contenant » (l’espace) mais un fond d’espace-temps qui interagit avec la matière. Dans certains cas particuliers, la notion de « nombre de dimensions de l’espace » dépend de l’intensité avec laquelle les cordes réagissent entre elles. Si cette interaction est faible, elles semblent se propager dans un espace à neuf dimensions - auxquelles il faut rajouter celle du temps. Si cette interaction croît, cela développe une dimension de plus (ou plus en fonction de l’intensité de l’interaction) à laquelle il faut toujours rajouter celle du temps. Supposons maintenant qu’on enferme l’Univers dans un espace « fini » (une boîte pour être concret) et que cet espace rapetisse jusqu’à 10-32 centimètre de côté, la théorie des cordes le prédit équivalent à un Univers très grand. La conception d’espace est fondamentalement bouleversée. La mise en route du grand collisionneur de hadrons de Genève, Large Hadron Collider (plus communément appelé LHC), viendra peut être confirmer cette théorie. Elle ne pourra en revanche pas l'infirmer, car aucun ordre de grandeur n'a été prédit par la théorie des cordes. Ainsi, si le phénomène n'est pas détecté, cela pourrait signifier que trop peu d'énergie a été générée pour rendre le phénomène observable, sans impliquer pour autant que la théorie soit nécessairement erronée.

    Avenir de l'Univers

    Les objets galactiques auront une fin : le Soleil, par exemple, s'éteindra dans 5 (à 7) milliards d'années, lorsqu'il aura consumé tout son combustible. À terme, les autres étoiles suivront elles aussi dans des cataclysmes cosmologiques (explosions, effondrements). Déjà les naissances d'étoiles se ralentissent15 faute de matière, qui se raréfie au fil du temps. Dans 20 milliards d'années environ, aucun astre ne s'allumera plus. L'Univers sera peuplé d'étoiles éteintes (étoiles à neutrons, naines blanches, trous noirs) et des naines rougesrésiduelles. À bien plus longues échéances, les galaxies se désagrègeront dans des collisions géantes par leurs interactions gravitationnelles internes et externes16.

    En ce qui concerne le contenant (l'espace), certains[Qui ?] pensent que le processus d'expansion sera gravitationnellement ralenti et s'inversera selon le scénario du Big Crunch17. Pour d'autres[Qui ?], l'expansion, qui semble à présent accélérée par la présence d'une énergie répulsive de nature inconnue (l'énergie sombre), continuera à jamais. Peu à peu, les astres éteints s'agglutineront en trous noirs. L'Univers, sans aucune structure, ne sera plus qu'un bain de photons de plus en plus froids18. Toute activité dans l'Univers s'éteindra ainsi à jamais. Si au contraire la quantité d'énergie sombre croît, l'Univers continuera son expansion à une vitesse toujours plus grande pour exploser à toutes les échelles : toute la matière qui le compose (y compris les atomes) se déchirera par dilatation de l'espace. C'est le Big Rip (littéralement : « grand déchirement »). Certains modèles prévoient une telle fin dans 22 milliards d'années.

    Chacun de ces scénarios dépend donc de la quantité d'énergie sombre que contiendra l'Univers à un moment donné. Actuellement, l'état des connaissances suggère non seulement qu'il y a insuffisamment de masse et d'énergie pour provoquer ce Big Rip, mais que l'expansion de l'Univers semble s'accélérer et continuera donc pour toujours.

     

    Univers ; Wikipedia ; http://fr.wikipedia.org/wiki/Univers#cite_note-1


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  • Ce diagramme résume les principaux types d'étoiles existants. La grande majorité d'entre elles appartient à la séquence principale - ce sont des étoiles comme le Soleil qui transforment de l'hydrogène en helium pour produire leur énergie. La plupart des étoiles passent 90% de leur vie sur la séquence principale. Quand une étoile a épuisé son hydrogène, ses couches externes gonflent et l'étoile devient une géante rouge. Ceci ne dure que quelques millions d'années avant que l'étoile n'éjecte ses couches périphériques, pour ne laisser qu'un coeur dégénéré, et dans les cas extrèmes un trou noir.

     

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  • Supernovae et étoile à neutron

     Lorsqu'elle atteint un niveau critique, la pression devient telle que les électrons qui jusque là voyageaient librement entre les noyaux se voient contraints de se combiner avec eux. Chaque fois qu'un électron fusionne avec un proton, il y a formation d'un neutron. Le nombre d'électrons dans l'étoile étant identique à celui des protons, le cœur de fer sera transformé en matière neutronique qui est la forme la plus dense (1017 kg/m2) que la matière ordinaire puisse adopter, car il ne subsiste plus aucun vide à l'intérieur de celle-ci.

    Cette transformation est si rapide (moins d'un dixième de seconde), qu'il se crée un vide autour du noyau dans lequel la matière des couches extérieures tombe à une vitesse considérable, accélérée par la gravitation. Lorsque cette matière vient frapper le cœur neutronique, il se produit une onde de choc qui se propage vers l'extérieur à travers les différentes couches du noyau puis de l'enveloppe d'hydrogène. Sa vitesse augmente au fur et à mesure qu'elle traverse des couches de densité plus faible et arrivée à proximité de la surface, elle expulse la matière vers l'extérieur à des vitesses qui peuvent atteindre la moitié de celle de la lumière formant une gigantesque explosion appelée supernovae. Seul subsiste le cœur neutronique, qui après avoir attiré à lui la matière restée à sa proximité formera une étoile à neutrons.

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    Lorsque l'étoile était en rotation avant son effondrement, la loi de conservation du moment angulaire implique qu'après celui-ci, (son diamètre ayant considérablement diminué), sa vitesse de rotation aura considérablement augmenté. Certaines de ces étoiles tournent sur elles-mêmes en quelques millisecondes.

    Naine blanche

    Mais toutes les étoiles n'ont pas une masse suffisante pour amorcer les réactions successives qui mènent à la catastrophe du fer et la plupart d'entre-elles se contentent de transformer leur hydrogène en hélium. La faiblesse des forces de gravitation de ces étoiles ne permet pas l'élévation de la température centrale pour amorcer d'autres réactions. En revanche, l'énergie radiative accumulée par ce cœur finit par dépasser la pression de gravitation et l'étoile se met à gonfler pour se transformer peu à peu en géante rouge.

    Pendant cette phase de gonflement extérieur, le cœur continue de se contracter. Lorsqu'il a atteint la température de 100 millions de degrés Kelvin (nécessaires à la transformation de l'hélium en carbone), il se produit un flash de radiation qui achève de propulser vers l'extérieur les couches superficielles de l'étoile déjà exagérément gonflée. Le cœur de carbone n'aura d'autre alternative que de continuer à se contracter sous l'effet de sa propre gravitation jusqu'à ce qu'une autre force intervienne pour l'équilibrer.

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    Cette force se trouve au sein même des atomes. En effet, la pression tend à rapprocher les atomes entre eux. La répulsion électrique des orbites extérieures de ces atomes voisins résiste un temps à la pression gravitationnelle, puis elle cède et il se forme un état de matière dans lequel les électrons circulent aléatoirement sans plus être liés à aucun atome. Cette matière est dite dégénérée.

    A ce stade, la contraction est stoppée. En vertu du principe d'exclusion de Pauli, deux électrons ne peuvent occuper simultanément le même niveau d'énergie et donc, plus la compression rapproche les électrons, plus leur vitesse augmente provoquant ce qu'on appelle la pression de dégénérescence. L'étoile est alors stabilisée et forme une naine blanche très dense qui se refroidira lentement jusqu'à devenir une naine noire. (C'est le sort qui attend toutes les étoiles dont la masse du cœur en fin de vie ne dépasse pas 1,4 masses solaires).

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    Supernovae et Trou noir

    Il se peut aussi que l'étoile ait une masse très importante et que son cœur neutronique à la fin de l'effondrement soit si massif (supérieur à trois masses solaires), pour que la vitesse requise pour s'échapper de son attraction atteigne ou dépasse la vitesse de la lumière. (Il faut une vitesse de 11,2 km/s à un vaisseau spatial pour se soustraire à la zone d'attraction de la terre). Dès lors, plus rien - même la lumière - ne pourra plus s'en échapper. L'étoile à neutron est devenue un trou noir.

    Pour comprendre ce qui se passe dans le trou noir, il faut utiliser les concepts de la Relativité Générale, car la Gravitation Universelle de Newton n'est plus applicable.

    Toute masse courbe l'espace-temps. Dans un trou noir, la courbure est telle qu'elle force l'étoile à se comprimer inexorablement jusqu'à ce que son volume tende vers zéro et que sa masse volumique tende vers l'infini.

    Toute la matière de l'étoile sera transformée en masse pure en un point appelé singularité. Autour de ce point, à un rayon dépendant de la masse du trou noir, une sphère appelée horizon des évènements représente le volume dans lequel tout objet ou rayonnement y pénétrant ne pourra plus jamais en sortir.

     

     

     

     


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  • Naissance de l'étoile

    Le cycle de «vie» d'une étoile débute, et se termine, dans un nuage de gaz, ou nuage interstellaire. Une des caractéristiques d'un tel nuage est sa très grande étendue. Comme il est réparti sur une très grande surface, la densité d'un nuage interstellaire est très faible, de beaucoup inférieure à celle requise pour la formation d'une étoile. Le nuage a donc besoin d'une aide extérieure, i.e. il doit être perturbé par une force gravitationnelle externe, créant ainsi des «amas» de matière susceptibles d'attirer, en vertu de leur gravité, la matière environnante. Si l'amas en question est assez gros, et si la densité de matière environnante est suffisamment grande, il pourra «ramasser la poussière» en une boule, et cette boule de gaz deviendra alors une proto-étoile, soit un astre qui rayonne de l'énergie à mesure que le gaz du nuage est contracté, attiré par la gravité croissante de l'étoile naissante. Le centre de la proto-étoile est la région la plus concentrée, et la plus chaude. Une fois que ce noyau aura atteint la température critique d'environ 10 millions de degrés Kelvin, les réactions de fusion thermonucléaire débuteront, fusionnant l'hydrogène en hélium. L'astre peut alors générer sa propre énergie, qui servira à lutter contre la gravité, l'empêchant de s'effondrer sur lui-même: une étoile est née. 

    Séquence Principale

    Pour le restant de sa «vie», l'étoile devra lutter un combat constant contre sa propre masse. Ainsi, la gravité de l'étoile tend à approcher le gaz de la périphérie vers le centre, ce qui génère une pression qui tend à comprimer l'astre vers son centre. Ce faisant, le gaz qui consiste l'étoile est comprimé, et conséquemment, s'échauffe. L'énergie (thermique) ainsi générée sert à lutter contre la gravité. Cependant, cette augmentation de chaleur n'est pas suffisante pour équilibrer la force gravitationnelle. Pour éviter de s'effondrer, l'étoile doit alors générer une pression opposée, soit vers l'extérieur. Elle y parvient par le biais de la fusion thermonucléaire, qui a lieu dans son noyau. Ce processus génère une grande quantité d'énergie, qui est alors irradiée vers l'extérieur, luttant ainsi contre la gravité. Cet équilibre fragile doit être maintenu pendant toute la vie de l'astre, il est ce qui assure sa survie en tant qu'étoile «normale» (que l'on nomme la Séquence Principale).

    Effondrement gravitationnel

    Si la masse du noyau d'une étoile est inférieure à 1,4 fois la masse du Soleil (noté 1,4 M¤), celle-ci se transformera en une naine blanche. Sinon, si la masse du noyau est inférieure à 3,2 M¤, elle est vouée au sort d'étoile à neutrons. Si, au contraire, la masse du noyau est supérieure à 3,2 M¤, alors le processus d'effondrement gravitationnel suivra son cours jusqu'au bout, et l'étoile se transformera en trou noir.

    Essentiellement, le phénomène qui détermine les limites citées plus haut est connu sous le nom de pression de dégénérescence. Il s'agit d'un phénomène purement quantique, qui vient du principe d'exclusion de Pauli. En voici une description brève: les atomes possèdent plusieurs niveaux énergétiques finis où peuvent se situer des électrons. Ceux-ci sont limités à ces niveaux d'énergie seulement. De plus, chaque niveau a un nombre limité d'électrons pouvant s'y trouver. Donc, imaginons un gaz où il y a une quantité très importante d'électrons libres, et que ce gaz est comprimé à l'extrême. Les électrons sont forcés dans les niveaux les plus bas des atomes, et ce jusqu'à ce qu'ils en occupent tous les niveaux. À ce stade, la matière est dite dégénérée ; elle résiste alors à la force qui tente de la comprimer et, dans le cas d'une étoile, cette pression peut être suffisante pour stopper l'effondrement gravitationnel. Cependant, cette force a ses limites, et lorsque la gravité atteint un certain seuil, donc lorsque la masse de l'étoile est supérieure à ce que la pression de dégénérescence peut supporter, elle s'effondre.

    Voici le cycle de vie de deux branche distincte d'etoile ! A droite le cycle de vie d'une étoile comme notre soleil let a gauche le cycle de vie d'une etoile beaucoup plus massive. Mais toute les deux partent d'une même origine ! La nébuleuse ! Mais elles non pas toutes les mêmes fin.


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  • Une étoile est une boule de gaz très chaude : plusieurs millions de degrés au centre (température qui est suffisante pour déclencher des réactions nucléaires), plusieurs milliers de degrés en surface. Pour amorcer les réactions de fusion nucléaire qui vont la faire briller, elle doit avoir une masse comprise entre 0,07 et environ 150 fois celle du Soleil (les astres de masse plus faible ne permettent pas l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène).

    Une étoile est donc un corps générant lui-même son rayonnement, au contraire des planètes (comme la Terre) qui ne font que recevoir l’énergie de l’étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d’énergie ne s’épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l’action de deux forces qui s’opposent : la gravitation, qui tend à faire s’effondrer l’étoile, et la pression de radiation due aux réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à faire exploser l’astre.

    La durée de vie d’une étoile est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires : plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie de l’étoile brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions d’années seulement, les moins massives de plus de mille milliards d’années. Une étoile comme le Soleil a une durée de vie de l’ordre de 10 milliards d’années.

     


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