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Hubble Views Grand Star-Forming Region

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Une étoile "impossible" intrigue les astrophysiciens La naine SDSS J102915+172927 située dans notre galaxie, la Voie lactée, a été observée à l’aide du Very Large Telescope de l’ESO. Un peu moins massive qu’un soleil et probablement âgée de plus de 13 milliards d’années, elle se distingue par sa très faible teneur en éléments chimiques lourds, synthétisés après le Big Bang. La composition chimique de l’astre est dominée par les éléments primordiaux hydrogène et hélium. © ESO/DSS2/Observatoire de Paris Une étoile "impossible" intrigue les astrophysiciens - 1 Photo Tout savoir sur les étoiles avec notre dossier complet Les étoiles de première génération sont nées au cours des premières centaines de millions d’années après le Big Bang, c'est-à-dire à partir du gaz laissé par la nucléosynthèse primordiale. Les astrophysiciens ont une étrange manie : pour eux, tous les éléments autres que l’hydrogène et l’hélium sont des métaux. Une étoile de magnitude 17 dans le halo Seulement 0,00007 % d'éléments lourds L'énigmatique « étoile de Caffau »

1032fr - Regarder une explosion stellaire en 3D eso1032fr — Communiqué de presse scientifique 4 août 2010 En utilisant le très grand télescope (VLT) de l’ESO, des astronomes ont obtenu pour la première fois une image en trois dimensions de la distribution de la matière la plus profonde expulsée par une étoile récemment explosée. D’après les nouveaux résultats, l’explosion originelle n’a pas seulement été puissante. Elle a également été concentrée dans une direction particulière, ce qui indique de manière significative que la supernova a dû être très mouvementée, confirmant les modèles numériques les plus récents. Contrairement au Soleil, dont la mort sera plutôt douce, les étoiles massives qui arrivent à la fin de leur courte vie explosent en supernovae en éjectant une importante quantité de matière. SN 1987A a été une aubaine pour les astrophysiciens (eso8711 et eso0708). SINFONI est le meilleur instrument de sa catégorie et seul le niveau de détail qu’il atteint a permis à cette équipe de dresser leurs conclusions. Notes Liens Contacts

Étoile Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Le Soleil est une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles. Généralités[modifier | modifier le code] Une étoile 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. Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, l’énergie qu’il rayonne y permet le développement de la vie. Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et 300 fois environ celle du Soleil (elle-même égale à 300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2×1030 kg). 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.

l'astronomie sous toutes ses formes | Les étoiles - Introduction Une étoile est un objet céleste approximativement sphérique 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 coeur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l'énergie est rayonnée sous forme de lumière visible ; la matière qui la compose s'en trouve presque complètement ionisée du fait de la température élevée qui règne en son sein. Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, l'énergie qu'il rayonne y permet le développement de la vie. Il apparaît bien plus lumineux que toutes les autres étoiles en raison de sa proximité : la seconde étoile la plus proche de la Terre, Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus éloignée. Sauf cas exceptionnel, les autres étoiles ne sont visibles que la nuit, sous la forme de points lumineux, lorsque leur éclat n'est pas noyé par celui du Soleil. Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies.

La naissance des étoiles Un nuage moléculaire géant est un nuage dense - à l'échelle cosmique - de gaz et de poussières qui va être assez froid pour permettre à des molécules plus ou moins complexes de se former. La température d'un tel nuage est typiquement de l'ordre de 15K, soit -258°C. Ce nuage possède une masse totale comprise entre 100.000 et quelques millions de masses solaires. Il est composé en grande partie d'hydrogène, mais il contient aussi des molécules organiques complexes à base de carbone. Ces molécules sont nécessaires au développement de la vie telle que nous la concevons... Un exemple proche se trouve dans la nébuleuse d'Orion : M42 n'est qu'à 1500 années lumière de nous. Source : NASA / HST Suite à un événement externe, par exemple l'onde de choc d'une étoile proche qui explose, ou l'onde de densité d'un bras spiral de la galaxie où il se trouve, des fragments de ce nuage vont commencer à se condenser dans des régions appelées 'objets de Barnard' et 'globules de Bok'. (source ESO) Références :

L'enfance des étoiles Quand une portion du nuage sera devenu assez compacte et assez chaude, des réactions nucléaires vont pouvoir démarrer localement : l'hydrogène va se transformer en hélium par fusion nucléaire. C'est l'effondrement gravitationnel du nuage qui fournit l'énergie nécessaire au démarrage et à l'entretien de ces réactions initiales. La plus grande partie du nuage environnant de gaz et de poussière va finir par être éjecté par les vents violents que va générer la protoétoile. Cette éjection se fait principalement sous forme de jets polaires, perpendiculaires au disque de matière qui entoure encore l'étoile. Selon les hypothèses actuelles, ces jets sont en partie provoqués par la déformation des lignes de champ magnétique au sein du nuage lorsque le disque commence à se former. Une vue de HH30, protoétoile en formation : si la future étoile elle-même est invisible, elle illumine le disque de matière qui l'entoure (en vert). Source : NASA / HST Références :

L'age adulte - la séquence principale Pendant ce temps, le nuage continue à se condenser toujours sous l'effet de la gravitation. Mais il vient un moment où la pression du gaz comprimé à l'intérieur de l'étoile, jointe à la pression de radiation générée par les réactions nucléaires du coeur de l'étoile va finir par s'équilibrer avec l'effet de la gravitation et empêcher ainsi l'effondrement de se poursuivre. A ce moment-là, l'étoile est en équilibre hydrodynamique, et d'une certaine manière, dans un état stable. Elle se situe alors sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russel, où elle va passer environ 90 % de sa vie. Elle brûle son hydrogène pour le transformer en hélium. Le diagramme de Hertzsprung-Russel, ainsi nommé d'après les travaux du danois Ejnar Hertzsprung et de l'américain Henry Russel, est une représentation des étoiles en fonction de leur température de surface et de leur luminosité. La température de l'étoile est équivalente à sa couleur. Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me. (source NASA/HST)

Les géantes rouges Les réactions nucléaires dans une étoile ont lieu au coeur de celle-ci uniquement, car c'est seulement là que les conditions de température et de pression le permettent. La combustion de l'hydrogène produit de l'hélium qui, en trop grande quantité, va finir par entraver les réactions nucléaires. Au moment où ces réactions ralentissent dans le coeur de l'étoile, on estime que celle-ci a brûlé entre 10% et 20% de son hydrogène total. A ce moment là, l'étoile entre dans la fin de sa vie. Autour du coeur lui-même, une coquille d'hydrogène va se contracter, et voir ainsi sa température augmenter, ce qui va permettre de déclencher de nouvelles réactions de fusion. Pendant ce temps, le coeur va continuer à se contracter sous l'effet de la gravitation et transférer son énergie à la surface de l'étoile qui va amplifier son gonflement tout en se refroidissant. Comparaison entre le Soleil tel qu'il est maintenant, et en géante rouge d'ici 5 milliards d'années. Source NASA/HST Les supernovae

Quelques étoiles curieuses Nous allons voir quelques types d'étoiles particuliers, soit par leur configuration, soit par leur type spectral en dehors de la classification habituelle : Les étoiles multiples Il arrive qu'en regardant bien une étoile, on s'aperçoit qu'il y en a deux ou plus. Il peut s'agir d'une simple illusion d'optique : deux étoiles très distantes mais alignées par rapport à la Terre. Parfois ces deux étoiles peuvent être réellement très proches l'une de l'autre : on dit dans ce cas qu'on a affaire à un système binaire. Dans un tel système, les deux étoiles en présence gravitent autour de leur centre de masse commun. Ces étoiles sont véritablement des soeurs jumelles, nées ensemble au sein du même nuage moléculaire. Il existe aussi des systèmes d'étoiles triples ou quadruples, mais plus le système contient d'étoiles, plus il est rare. Plus de la moitié des étoiles que l'on voit dans le ciel sont des systèmes binaires ou plus. Les étoiles variables Les étoiles géantes froides Les naines brunes

L'énergie des étoiles D'où vient l'énergie des étoiles ? En effet, pour briller, celles-ci doivent être chaudes, et ont donc besoin d'énergie pour entretenir cette chaleur. Historiquement, on a commencé par imaginer des réactions chimiques au sein du Soleil. Malheureusement, vu la faible efficacité de ces réactions, le Soleil devrait être éteint depuis des milliards d'années en ayant brûlé tout son combustible. Au milieu du XIX ème siècle, deux physiciens, Kelvin et Helmholtz, émirent l'idée que le Soleil devait s'effondrer sous son propre poids, et que cette contraction gravitationnelle, en provoquant l'échauffement du gaz interne, permettrait à celui-ci de rayonner. La solution vint enfin suite aux travaux d'Einstein, qui établit une relation d'équivalence entre masse et énergie, la fameuse formule E=mc². L'atome et les réactions nucléaires Pour qu'un noyau atomique soit stable, il faut qu'il existe une force supérieure à la répulsion électrostatique entre les protons qui le composent. 4 H--> He + énergie.

Vue synoptique des classes spectrales Le tableau ci-dessous récapitule un certain nombre de caractéristiques des étoiles, ainsi que leur abondance relative dans notre galaxie. Les paramètres de masse, rayon et luminosité des étoiles sont exprimés relativement aux valeurs du Soleil. Ces paramètres ne s'appliquent qu'aux étoiles de la séquence principale, pas aux étoiles supergéantes. La classe W correspond aux étoiles de Wolf-Rayet. (1) La durée de vie estimée de l'univers étant inférieure à 20 Milliards d'années, aucune étoile de classe K ou M n'est déjà morte. (2) Ces étoiles sont souvent des étoiles variables, susceptibles de grossir jusqu'à 1000 rayons solaires dans les cas extrêmes. L'immense majorité des étoiles est constituée de petites étoiles de classe M ou K. Références :

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