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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.
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Cette image du Soleil a été
prise par un télescope orbital
japonais. Elle est prise en
rayons X.
Source:
Lockheed-Martin Solar and
Astrophysics
Laboratory/Yohkoh Public
Outreach Program. |
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Cet équilibre entre gravité et fusion nucléaire est la force qui
maintient les étoiles en vie durant la phase suivante, appelée Séquence
Principale.
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