Naissance, vie et mort d'une étoile

ALBERTINI Julien BEAL Noé

ALLARD Douglas DUCREUX Youri

Naissance, vie et mort d'une étoile

Toutes les étoiles ont une durée de vie limitée. Très longue mais limitée. Notre galaxie contient tant d'étoiles qu'il nous est possible d'observer des individus de tous âges.

I- Naissance

Pour construire une étoile, il faut des matériaux. On les trouve dans de grands nuages de gaz : les nébuleuses interstellaires. Ces nuages sont très massifs et très denses. Sous l'effet de la gravitation (sous leur propre poids) ils vont s'effondrer par le phénomène dit d'accrétion. Ils forment alors une sphère très chaude (1 million de degrés) constitué d'éléments proches les uns des autres : les protoétoiles. Chaque protoétoile devient de plus en plus dense en s'effondrant. Sa température augmente jusqu'à 9 000°C. Les gaz s'ionisent et forment un plasma. C'est alors que commence les réactions thermonucléaires*.

*Réaction thermonucléaire : fusion de deux noyaux atomiques légers en un noyau unique, plus lourd, par une collision de deux particules en interaction à très haute température, avec la libération consécutive d'une quantité relativement importante d'énergie.

La nébuleuse d'Orion, pouponnière d'étoiles

La fusion nucléaire va former des jets de gaz qui éjectent la majorité des poussières environnantes. S'il reste des matériaux, ils se condensent et forment les planètes de l'étoile (comme dans le cas du Soleil). On les appellera exo-planètes ou planètes extrasolaires.

L'étoile (et éventuellement son système planétaire) est née.

II- Vie d’une étoile

Une fois les réactions nucléaires démarrées, l'étoile entre dans la séquence principale (autrement dit sa vie). Il existe plusieurs types d'étoiles qui se caractérisent par la luminosité, la température et la taille. Tous ces critères dépendent de la masse. Les étoiles passent néanmoins toutes par un stade suivant les réactions thermonucléaire : La Géante Rouge. 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 (au contraire du rouge). Ainsi, les étoiles chaudes sont bleues alors que les étoiles froides sont plutôt rouges.

En équations :

L'énergie E d'un rayonnement (comme la lumière) est fonction de la longueur d'onde λ

Où h est la constante de Planck et c, la vitesse de la lumière dans le vide. De plus, l'énergie rayonnée dépend de la température T selon la loi de Stefan-Boltzmann

Où D est le diamètre de l'étoile et σ, la constante de Stefan-Boltzmann. On peut en déduire que les étoiles bleues

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