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Copy of Astrophysique

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by

Homri Dali

on 17 December 2012

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Transcript of Copy of Astrophysique

+ Ces étoiles très massives, au moins dix fois plus grosses que le Soleil, consomment rapidement leur hydrogène. La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité. Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de VI à I,
Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface. Au centre de l’astre, la densité et la température augmentent de plus en plus. Arrive finalement le moment où la température centrale atteint dix millions de degrés et où les réactions nucléaires de fusion de
l’hydrogène se déclenchent.
A l’intérieur du nuage moléculaire géant dont l’équilibre vient d’être rompu, des blocs de la masse de Jeans deviennent indépendants de l’ensemble et commencent à se contracter. Lorsqu’un nuage moléculaire géant traverse une de ces zones, il subit une force de compression qui peut rompre l’équilibre et provoquer un effondrement gravitationnel.

Comment se forme une étoile? Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ 10 kilomètres. Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Naines blanches
Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Les naines brunes sont des étoiles, ou plutôt, ce sont des étoiles « manquées ». Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes.
Elle est ainsi de plusieurs dizaines de millions d’années pour une étoile comme le Soleil, mais de moins de 100.000 ans pour un astre de dix masses solaires. La durée de la formation d’une étoile est beaucoup plus courte que sa longévité sur la séquence principale. Elle dépend fortement de la masse de l’étoile considérée.
La température de la proto-étoile atteint alors plusieurs milliers de degrés et l’astre se met à briller dans le domaine visible Lorsque la fragmentation s’arrête, chaque petit nuage de gaz est devenu une proto-étoile qui continue à se contracter et à s’échauffer en convertissant son énergie gravitationnelle en énergie thermique, la lumière de l’étoile se situe dans l’infrarouge.
Une succession de divisions se déroulent qui donnent naissance à partir d’un nuage géant à une grande quantité de fragments de plus en plus petits.
Une fois la stabilité rompue, un nuage moléculaire géant ne va pas simplement se contracter. Il commence d’abord par se fragmenter en blocs de plus en plus petits. Une autre cause possible est l’explosion d’une supernova. Cet événement donne lieu à une formidable onde de choc qui compresse violemment les régions qu’elle traverse et peut donc provoquer l’effondrement gravitationnel d’un nuage moléculaire géant. C’est d’ailleurs ce scénario qui est retenu pour expliquer la formation du Soleil. Cette situation ne dure cependant pas éternellement car certains facteurs peuvent rompre l’équilibre et déclencher un effondrement gravitationnel. Une première possibilité est le passage du nuage dans une
zone de haute densité de matière.
Ensuite, le nuage n’est pas immobile mais tourne sur lui-même. Les molécules de gaz sont de ce fait soumises à une force centrifuge qui les empêche de tomber vers le centre du nuage.
D’abord, les étoiles proches réchauffent le gaz des nuages, ce qui se traduit par une agitation des molécules donc par une force de pression interne qui peut résister à la gravité. Les nuages moléculaires géants sont capables de résister à la force de gravité qui devrait les faire s’effondrer sur eux-mêmes. Plusieurs processus interviennent pour assurer une relative stabilité. Une région de formation stellaire à l’intérieur de la nébuleuse Messier 17, observée par le télescope spatial en 1999. Crédit : NASA/ESA/J. Hester (ASU) Enfin, le champ magnétique interstellaire est également à l’origine d’une force contribuant à la stabilité. Présenté par: Homri Mohamed Ali LES ETOILES Physique stellaire: La physique stellaire est la branche de l'astrophysique qui étudie les étoiles. Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matière de l'étoile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une étoile à neutrons Récap: Merci pour votre attention C' est un objet céleste en rotation, de forme approximativement sphérique, car la rotation entraine un aplatissement aux pôles, et dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium. Les étoiles de classe G
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