Comparaison des tailles et des puissances des étoiles [Vidéo]

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Time : 12 mn 45 / [1/1]

 

Des plus grandes au plus lumineuses étoiles de l’Univers, un jeu d’échelle qui ferait passer notre Soleil pour un astre minuscule.

 


 

 

 

En astronomie, la signification scientifique plus restreinte d’étoile est celle d’un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons. Cela signifie qu’ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale — le cœur — permettent l’amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d’objets substellaires. Les masses possibles des étoiles s’étendent de 0,085 masse solaire à 300 masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l’étoile.

 

Une étoile est un objet céleste en rotation, de forme a priori sphérique, constitué essentiellement de plasma, et dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium. Durant la majeure partie de son existence, son cœur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l’énergie est rayonnée sous forme de lumière ; la matière qui la compose s’en trouve presque complètement ionisée.

 

Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles).

 

La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La température atteint alors une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans la séquence principale dans laquelle elle passe la majeure partie de son existence. L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par rayonnement et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos.

 

Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution.

 

Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un pulsar, soit un trou noir.

 

Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.

 


 

Source :

https://fr.wikipedia.org/wiki/Étoile

 

Vidéo : 

[1] Comparaison des tailles et des puissances des étoiles – Balade Mentale / YouTube

 

Photo :

Pour illustration

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