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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.

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.

 Une étoile est un astre, formé de gaz, à l'intérieur duquel se produisent des réactions de fusion thermonucléaire. Ces réactions sont à l'origine du rayonnement électromagnétique. La détection des étoiles est facilité grâce à leur rayonnement. Ainsi plusieurs milliers d'étoiles sont visibles à l'œil nu. On estime à plusieurs centaines de milliards le nombre d'étoiles figurant dans notre galaxie uniquement. Une étoile est donc un astre très commun, mais qui paradoxalement, garde encore une partie de ses mystères…

    Les étoiles prennent naissance dans une nébuleuse primordiale. Celle-ci est en fait  est constituée essentiellement d'hydrogène à 90%, d'hélium à 9% et les 1% restant sont des éléments rares et des poussières. Sa température est très basse puisqu'elle se situe au alentour de -260°C.nébuleuse un nuage interstellaire. Ce nuage est très vaste, environ plusieurs centaines de millions de kilomètres et d'une masse allant de 1 000 000 à plusieurs millions de masse solaire. Cette

    Deux modes de formation semblent prédominer dans notre galaxie: un mode "bien serré" et l'autre plus "dilué". Dans le premier cas, à partir du milieu interstellaire on assiste à la formation plus ou moins simultanée d'un groupe dense de nombreuses étoiles à partir d'agglomérations de nuages de gaz moléculaire et de poussière. Dans le second cas, on observe un système isolé (parfois double) se former à partir d'un nuage dense séparé de l'environnement et situé dans unenveloppe de matériaux plus rares contenant plusieurs nuages semblables distincts les uns des autres.

Développement d'une étoile : 

- Dans une nébuleuse, la gravité forme des boules de gaz appelées protoétoiles.

-  La protoétoile se contracte : son noyau se densifie. Un halo de gaz et de poussière se développe à l'exterieur.

-  Le noyau atteint une certaine densité et les réactions nucléaires commence. L'énergie dégagé dissipe le halo.

-  La jeune étoile tournant à grande vitesse, le gaz et la poussière qui restent s'aplatissent et forment une sorte de disque.

-  Dans certains cas, ce disque de gaz et de poussière forme un système de planètes orbitales.

-  Avec ou sans la nouvelle étoile brille maintenant, transformant l'hydrogène en hélium par fusion nucléaire.