Comment se forment les étoiles? | Aaafasso

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Il est facile de comprendre pourquoi tant de religions du monde divinisent le soleil. Il alimente la vie et maintient ensemble notre système solaire. Pourtant, malgré tout son éclat impressionnant, la formation suit un schéma spécifique d'événement cosmique.

Comme tant de choses dans l'univers, les étoiles commencent très petites – de simples particules dans de vastes nuages ​​de poussière et de gaz. Loin des étoiles actives, ces nébuleuses restent froides et monotones pendant des siècles. Puis, comme dans une petite ville endormie dans un film sur les motards, tout s’emballe quand un nouveau venu arrive à toute vitesse. Cette perturbation pourrait prendre la forme d’une traînée ou de l’onde de choc d’une supernova lointaine. Lorsque la force résultante se déplace dans le nuage, des particules se heurtent et commencent à former des mottes. Individuellement, un bloc atteint plus de masse et par conséquent une attraction gravitationnelle plus forte, attirant encore plus de particules du nuage environnant.

Au fur et à mesure que de la matière tombe dans la masse, son centre se densifie et se réchauffe. Au cours d'un million d'années, la masse devient un petit corps dense appelé protostar. Il continue à aspirer encore plus de gaz et à devenir encore plus chaud.

Lorsque le protostar devient assez chaud (7 millions de kelvins), ses atomes d'hydrogène commencent à fusionner, produisant de l'hélium et un flux d'énergie sortant. Nous appelons cette fusion nucléaire de réaction atomique. Cependant, la poussée vers l'extérieur de son énergie de fusion est toujours plus faible que la traction vers l'intérieur de la gravité à ce stade de la vie de l'étoile. Pensez-y comme à une entreprise en difficulté qui coûte toujours plus d’opérer qu’elle ne le fait.

Le matériau continue de pénétrer dans le protostar, ce qui augmente la masse et la chaleur. Enfin, après des millions d’années, certaines de ces étoiles en difficulté atteignent le point de basculement. Si suffisamment de masse (0,1 masse solaire) s'effondre dans la protostar, un écoulement bipolaire se produit. Deux jets de gaz massifs sortent du protstar et font exploser le gaz et la poussière restants pour les débarrasser de sa surface enflammée.

À ce stade, la jeune étoile se stabilise et, comme une entreprise qui devient enfin lucrative, elle atteint le point où sa production dépasse son apport. La pression exercée par la fusion de l'hydrogène contrecarre désormais l'attirance de la gravité. C’est maintenant une étoile de la séquence principale et le restera jusqu’à ce qu’elle consomme tout son carburant.

Quelle est la durée de vie d'une étoile? Tout dépend de sa masse. Une étoile de la taille de notre soleil met environ 50 millions d’années à atteindre la séquence principale et le maintient pendant environ 10 milliards d’années (source:). Les astronomes classent le soleil comme une étoile de la séquence principale de type g – le "g" indique la température et la couleur du soleil.

Les étoiles plus grandes et plus brillantes s'éteignent beaucoup plus rapidement, cependant. Les étoiles Wolf-Rayet ont des masses au moins 20 fois supérieures à celles du soleil et brûlent 4,5 fois plus chaudes, mais atteignent la supernova quelques millions d’années après avoir atteint la séquence principale (source:).

Explorez les liens ci-dessous pour en apprendre davantage sur la vie et la mort dans le cosmos.

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Sources

  • "Étoiles." NASA. (9 avril 2010) http://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/how-do-stars-form-and-evolve/
  • "Étoiles Wolf-Rayet (WR)." NASA. 15 septembre 2004.http: //imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/wolf.html

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