?comment se forment les étoiles
COMPRENDRE : Les étoiles
Les étoiles se forment dans des concentrations relativement denses de gaz et de poussière interstellaires appelées nuages moléculaires. Ces régions sont extrêmement froides (températures 10-20K au-dessus du zéro absolu). A de telles températures, les gaz deviennent moléculaires dans le sens où les noyaux sont liés entre eux. CO et H2 sont les molécules les plus répandues dans les nuages de gaz interstellaires. Le froid extrême provoque également l'accumulation de gaz à haute densité. Lorsque cette densité atteint un certain degré, des étoiles se forment.
Parce que ces régions sont denses, elles sont imperméables à la lumière visible et sont appelées nébuleuses noires. Parce qu'ils ne rayonnent pas en utilisant la lumière visible, nous devons utiliser des télescopes infrarouges et radio pour enquêter.
La formation d'étoiles commence lorsque les parties les plus denses s'effondrent sous leur propre poids ou gravité. Ces noyaux ont généralement une masse d'environ 104 masses solaires sous forme de gaz et de poussière, et comme les noyaux sont beaucoup plus denses que les nuages extérieurs, ils s'effondrent en premier. Lorsque les noyaux s'effondrent, ils sont divisés en groupes d'environ 0,1 parsec et de 10 à 50 masses solaires en termes de masse. Ces groupes forment alors des protoétoiles et l'ensemble du processus prend environ dix millions d'années.
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Comment savons-nous que cela se produit alors que cela prend tant de temps et est caché dans ces nuages sombres ?
La plupart des noyaux de ces nuages émettent un rayonnement infrarouge ; Preuve de l'énergie provenant de l'effondrement des protoétoiles (énergie potentielle convertie en énergie cinétique). De plus, lorsque nous trouvons des étoiles jeunes (voir ci-dessous), elles sont entourées de nuages de gaz, qui sont les restes du nuage moléculaire sombre, et existent également sous forme d'amas, des groupes d'étoiles qui se forment à partir du même noyau de nuage.
Voilà comment se forment les étoiles filantes #ChezJamy - Confinement Jour 37
Étoiles primaires :
Une fois que le groupe est libéré des autres parties du noyau du nuage, il a une attraction et une identité uniques qui lui sont propres et s'appelle une protoétoile. Une fois la protoétoile formée, un gaz non dense s'échappe en son centre.Le gaz qui s'échappe libère de l'énergie cinétique sous forme de chaleur, et la température et la pression au centre de la protoétoile augmentent. Lorsque sa température approche des milliers de degrés, elle devient une source de rayonnement infrarouge. Plusieurs étoiles ont été découvertes par le télescope spatial Hubble dans la nébuleuse d'Orion.
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Le groupe au début de l'effondrement est radioactif, et l'effondrement se poursuit à une vitesse acceptable. Une fois que le groupe devient plus dense, il devient imperméable. Les rayons infrarouges libérés se suspendent et les températures et les pressions au centre commencent à augmenter. À un moment donné, la pression empêche plus de gaz de s'infiltrer dans le noyau et ce corps s'installe dans une protoétoile.
L'étoile initiale n'a qu'environ 1% de sa masse finale. Mais le manteau de l'étoile continue de croître à mesure que l'infiltration s'accumule. Après quelques millions d'années, la fusion thermonucléaire commence dans le noyau de la protoétoile, produisant de forts vents stellaires qui empêchent toute nouvelle masse de s'échapper. Désormais, la protoétoile est considérée comme une jeune étoile car sa masse est fixe et son évolution future est déterminée.
Les stars de T-Tauri :
Une fois qu'une protoétoile devient une étoile brûlant de l'hydrogène; De forts vents stellaires se forment, correspondant généralement à l'axe de rotation. Ainsi, de nombreuses protoétoiles ont un flux bipolaire, le gaz s'écoulant des pôles de l'étoile. C'est une caractéristique facilement visible par les radiotélescopes. Cette première étape de la vie d'une étoile s'appelle l'étape T-Tauri.
La naissance des étoiles
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Une conséquence de cet effondrement est que les jeunes étoiles T-Tauri sont généralement entourées de disques massifs et imperméables proches de l'étoile. Ces disques fusionnent à la surface de l'étoile, rayonnant ainsi de l'énergie à la fois du disque (longueurs d'onde infrarouges) et du site de fuite de matière dans l'étoile (longueurs d'onde visibles et ultraviolettes). Une partie de la matière qui s'est développée sur l'étoile est en quelque sorte éjectée perpendiculairement au plan du disque par un puissant flux stellaire synchrone, et le disque entourant l'étoile se dissipe finalement, souvent au fur et à mesure que les planètes commencent à se former. Les jeunes étoiles ont également des taches sombres sur leurs surfaces, qui sont analogues aux taches sur le Soleil mais couvrent de plus grandes portions de la surface de l'étoile.
La phase T-Tauri se forme lorsqu'une étoile a :
● Forte activité de surface (éruptions et incendies).
● Vents stellaires forts.
● Courbes de lumière variables et irrégulières.
Une étoile T-Tauri peut perdre jusqu'à 50% de sa masse avant de s'installer en tant que séquence principale, nous appelons donc ce type d'étoile une étoile pré-séquence principale. Leur position sur le graphique HR (Hertzsprung-Russell) est indiquée ci-dessous :
Les flèches indiquent comment les étoiles T-Tauri ont évolué en étoiles de la séquence principale. Ils commencent leur vie comme des étoiles légèrement froides, après quoi ils se réchauffent et deviennent un peu plus bleus et plus faibles, en fonction de leur masse initiale. De jeunes étoiles massives naissent rapidement, apparaissant comme des étoiles de la séquence principale après une courte période dans la phase T-Tauri, alors qu'elles n'ont jamais été observées dans cette phase.
Les étoiles T-Tauri ont toujours été cachées dans les nuages dans lesquels elles se sont formées. Un exemple est l'amas du trapèze dans la nébuleuse d'Orion.
Les jeunes étoiles évoluent d'un amas de protoétoiles au cœur des nuages moléculaires, à un amas d'étoiles dans la phase T-Tauri dont la surface chaude et les vents interstellaires chauffent le gaz environnant pour former la région HII (prononcé H-deux H-to, signifiant ionisé hydrogène). Puis l'amas se sépare, le gaz s'écoule et les étoiles évoluent comme le montre le schéma ci-dessous.
Dans les galaxies, on trouve souvent de jeunes amas d'étoiles aux côtés d'autres jeunes étoiles. Ce phénomène est appelé formation d'étoiles induite par la supernova. Les très grosses étoiles se forment en premier et explosent pour former des supernovae, ce qui provoque des ondes de choc dans les nuages moléculaires, provoquant la compression du gaz environnant pour former plus d'étoiles. Cela permet de construire une forme de cohérence interstellaire (les jeunes étoiles se forment aux côtés d'autres jeunes étoiles), et est responsable des modèles de moulins à vent que nous voyons dans les galaxies.
Naines brunes :
Si une protoétoile forme moins de 0,08 masse solaire, sa température interne n'atteindra jamais assez pour démarrer la fusion thermonucléaire. Cette étoile défaillante s'appelle une naine brune, à mi-chemin entre être une planète (comme Jupiter) et être une étoile.
L'étoile rayonne en raison de réactions thermonucléaires dans son noyau, qui libèrent d'énormes quantités d'énergie en fusionnant l'hydrogène dans l'hélium pour que des réactions de fusion se produisent, bien que la température dans le noyau de l'étoile doive atteindre au moins 3 millions de Kelvin, et parce que la température du noyau s'élève avec la pression gravitationnelle, L'étoile doit avoir une masse minimale : environ 75 fois la masse de Jupiter, soit environ 8 % de la masse de notre Soleil. Une naine brune n'a pas cette qualité, car elle est trop lourde pour être une planète géante gazeuse et pas assez lourde pour être une étoile.
Les naines brunes ont été le chaînon manquant entre les corps célestes pendant des décennies, supposées exister mais jamais observées. En 1963, l'astronome Shiv Kumar de l'Université de Virginie a émis l'hypothèse que le processus de contraction gravitationnelle qui crée des étoiles à partir de nuages massifs de gaz et de poussière ; Il produira fréquemment des corps plus petits. Ces objets putatifs étaient appelés étoiles noires ou étoiles infrarouges avant que le nom de naines brunes ne soit proposé en 1975. Ce nom est légèrement trompeur, car une naine brune semble rouge plutôt que brune.
Les astronomes ont commencé des recherches approfondies sur les naines brunes au milieu des années 1980, mais leurs premiers efforts n'ont pas abouti, et cela s'est poursuivi jusqu'en 1995, lorsqu'ils ont trouvé des preuves définitives de leur existence. Cette découverte a ouvert de nombreuses portes et les chercheurs ont depuis repéré de nombreux objets. Les observateurs et les théoriciens commencent maintenant à se confronter à la myriade de questions curieuses : Combien y a-t-il de naines brunes ? Quelle est son aire de masse ? Y a-t-il une continuité des corps jusqu'à ce que nous atteignions la masse de Jupiter ? Sont-ils tous formés de la même manière ?
L'effondrement d'une naine brune lors de sa formation se produit en raison de la perforation du noyau avant le début de la fusion nucléaire. Lorsque la raréfaction commence, la pression ne peut pas augmenter au degré nécessaire pour démarrer la fusion nucléaire. Les naines brunes continuent d'émettre de l'énergie, principalement dans le domaine infrarouge, car l'énergie potentielle de l'effondrement est convertie en énergie cinétique. Il y a suffisamment d'énergie de l'effondrement pour faire rayonner la naine brune pendant plus de 15 millions d'années (appelée la période Kelvin-Helmholtz). Les naines brunes sont importantes pour l'astronomie car elles peuvent être le type d'étoile le plus courant dans l'univers et résoudre le problème de la masse manquante. Les naines brunes s'estompent et finissent par se refroidir en naines noires.
Les volumes et les températures de surface effectives de deux naines brunes nouvellement découvertes, Teide 1 et Gliese 229B, comparés à une étoile naine jaune (notre soleil), une naine rouge (Gliese 229B) et Jupiter, montrent les caractéristiques transitionnelles de ces corps. Les naines brunes n'ont pas assez de masse (environ 80 fois la masse de Jupiter) pour commencer la fusion de l'hydrogène dans leurs noyaux, elles ne deviendront donc jamais de véritables étoiles.
Les plus petites vraies étoiles (naines rouges) peuvent avoir des températures atmosphériques froides (inférieures à 4 000 degrés Kelvin), ce qui les rend plus difficiles à distinguer pour les astronomes des naines brunes. Les planètes géantes (telles que Jupiter) peuvent être plus petites que les naines brunes, et le défi pour les astronomes est de distinguer ces objets sur des distances interstellaires.
Ni planètes ni étoiles, les naines brunes partagent des propriétés avec les deux types d'objets : elles se forment dans des nuages moléculaires plus proches des étoiles, mais leurs atmosphères rappellent celles des planètes géantes gazeuses. Les astronomes commencent par décrire les différences entre les naines brunes dans le but de déterminer leur importance parmi les composants de la galaxie. Dans le dessin, une petite naine brune éclipsée par l'une des planètes tournant autour d'elle, vue de la surface de la lune de cette planète.
Lorsque les nuages de gaz s'effondrent, on assiste à la naissance d'étoiles
Les astronomes découvrent la première preuve directe d'étoiles naines blanches se solidifiant en cristaux
Traduction : Mustafa Eid
Montage : Ahlam Murshid
Comment se forment les étoiles ? - C'est pas sorcier
La source
https://www.ibelieveinsci.com/%D9%83%D9%8A%D9%81-%D8%AA%D8%AA%D8%B4%D9%83%D9%84-%D8%A7%D9%84%D9%86%D8%AC%D9%88%D9%85-%D8%9F/