CYCLE DE VIE
ET DE FORMATION
DES ETOILES.
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La nébuleuse primordiale.
Notre histoire commence dans un endroit comme on en rencontre beaucoup dans l'Univers
Une nébuleuse gazeuse, issue de l'explosion, il y a plusieurs millions d'années, d'une supernova.
Les éléments chimiques libérés au cours de cette explosion se sont mêlés à de grands nuages d'hydrogène
comme on en trouve un peu partout dans l'Univers.
Ce nuage, appelé nébuleuse primordiale a une température très faible (environ -260°c), à peine quelques dizaines de degrés au-dessus du zéro absolu (-273,13°C).
Sa taille : plusieurs années lumières de diamètre. Elle est principalement composée de 90% d'hydrogène, 9% d'hélium et 1% d'éléments rares, de poussières...
Sa densité est très faible : quelques centaines d'atomes par centimètre cube environ.
Mais un autre élément entre en jeu à présent : la gravitation.
Selon un processus encore mystérieux, une masse de gaz va s'isoler et va commencer à s'éffondrer sur elle-même.
Elle prend la forme d'une boule plus ou moins sphérique. Et plus elle se contracte, plus sa densité augmente, et plus elle s'effondre rapidement. Le cycle est lancé. Plus rien ne peut l'arrêter. Cet
effondrement se poursuivra plusieurs millions d'années durant.
La protoétoile.
Notre nébuleuse s'effondre. Ce faisant, les atomes de gaz la constituant tombent vers le centre, et se heurtent à grande vitesse. Résultat :
le gaz se réchauffe. Sous l'effet de cette hausse de température, les atomes s'agitent davantage encore. La fréquence des chocs s'accroit, et la température augmente
encore.
A ce stade qui n'a pas duré un million d'années, le centre de la nébuleuse abrite déjà une sorte de "cocon" baptisé protoétoile. Cet embryon brille déjà, mais sa lueur, encore faible, est masquée
par le nuage de gaz.
La naissance d'un nouveau soleil.
Lorsque la température du cocon central atteint 9000°C, les électrons ne peuvent plus rester "accrochés" aux atomes, et s'en séparent. Il se forme
alors un plasma, véritable soupe de particules, composée de protons, de noyaux atomiques et d'électrons. A cause de son mouvement de rotation sur elle-même, la force centrifuge
oblige la nébuleuse à s'aplatir dans un plan. Cette dernière prend alors l'allure d'un disque.
L'attraction gravifique de la protoétoile permet à celle-ci "d'aspirer" le gaz alentour, qui s'effondre sans cesse vers elle. Lorsque la température atteint 1 million de degré celsius, l'énergie libérée
lors des chocs entre les atomes de deutérium que les premières réactions de fusions nucléaires apparaissent. Dès lors, l'évolution de
l'étoile est guidée par sa masse et sa luminosité. (Cliquez ici pour plus d'informations). Grâce à ces deux paramètres bien connus, les physiciens lisent
dans les grandes lignes le destin des étoiles.
Les différents type d'étoiles existants est résumé dans le diagramme HR.
Formation du cortège de planètes.
Une fois notre étoile formée, il reste 1% du gaz de la nébuleuse de départ qui n'a pas été absorbé. Ce disque de gaz ceinturant l'étoile va donner naissance à un système planétaire. On pensait autrefois
que les grains de poussière présents dans le plan moyen se sédimentaient pour former des "boules" de plus en plus grosses : Les planètes. Un peu comme pour faire des boules de neige, en somme. Cependant,
d'après les calculs des physiciens, cela devrait prendre environ un milliard d'années. Or, d'après les observations, toutes les étoiles âgées d'environ 10 millions d'années ont déjà perdu leur disque
protoplanétaire.
Actuellement, une nouvelle hypothèse posée par Pierre Barges, du laboratoire d'astronomie de Marseille et par Joël Sommeria, de l'université de Grenoble a le vent en poupe. Selon eux, le disque protoplanétaire
ne devrait pas tourner comme un fleuve tranquille, où seuls de petits chocs entre les grains se produisent. Des tourbillons naîtraient dans le disque. Au fil du temps, seuls ceux tournant dans le sens
contraire au disque persisteraient. Les plus gros grains de poussière tomberaient vers le centre de ces tourbillons, tandis que les plus lègers se répartiraient sur la périphérie.
Les noyaux, de plus en plus volumineux, attirent toute la poussière passant à proximité. D'après Pierre Barges, "Un tel processus se révèle très efficace pour former des
planétoïdes en un temps record : 10000 ans suffisent".
Quelques superbes images du telescope spatial hubble?
La ligne de glace.
A peine créée, la jeune étoile impose sa loi. Ses abords sont portés à très haute température, tandis qu'un froid glacial règne dans les régions éloignées du disque. A courte distance du soleil, seuls les silicates
peuvent exister à l'état solide. L'eau , l'ammoniac, le CO2, l'azote et le carbone se vaporisent et sont "soufflés" vers les profondeurs lointaines et froides du disque. (La pression à l'intérieur du disque est si faible
que ces gaz passeraient directement à la phase solide sans transiter par la phase liquide.)
Loin de la jeune étoile, les conditions sont totalement différentes : il y règne un froid tel, que tous ces composés volatiles se solidifient. Les grains de poussière se retrouvent rapidement "enrobés" de couches de glace.
Les noyaux des planètes géantes sont en train de naître. Une fois que ces noyaux de glace auront acquis une masse suffisante, ils attireront le gaz présent autour d'eux, et formeront les géantes gazeuses : Jupiter, Saturne,
... pour notre système. Les morceaux de silicates, proches du soleil s'agglomèreront plus lentement pour former, par chocs successifs, les petites planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars pour notre système.
La limite entre la zone de formation des planètes telluriques et celle des géantes gazeuses porte ainsi le nom de snow line, ou ligne de glace.
Vous voulez savoir la suite de l'histoire? cliquez la mort des étoiles!
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