Formation d'étoiles © 2010 HowStuffWorks.com Il est facile de comprendre pourquoi tant de religions du monde divinisent le soleil. Il alimente la vie sur Terre et maintient l'ensemble de notre système solaire ensemble. Pourtant, malgré tout son éclat impressionnant, la formation du soleil suit un modèle spécifique de hasard cosmique.
Comme tant de choses dans l'univers, les étoiles commencent très petites - de simples particules dans de vastes nuages de poussière et de gaz. Loin des étoiles actives, ces nébuleuses restent froides et monotones pendant des siècles. Puis, comme une petite ville endormie dans un film de motards, tout s'emballe lorsqu'un nouveau venu passe à toute vitesse. Cette perturbation pourrait prendre la forme d'une comète striée ou de l'onde de choc d'une supernova lointaine. Alors que la force résultante se déplace à travers le nuage, les particules entrent en collision et commencent à former des amas. Individuellement, une touffe atteint plus de masse et donc une attraction gravitationnelle plus forte, attirant encore plus de particules du nuage environnant.
Comme plus de matière tombe dans le bloc, son centre devient plus dense et plus chaud. Pendant un million d'années, la touffe devient un petit, corps dense appelé protoétoile. Il continue à aspirer encore plus de gaz et devient encore plus chaud.
Lorsque la protoétoile devient suffisamment chaude (7 millions de kelvins), ses atomes d'hydrogène commencent à fusionner, produisant de l'hélium et une sortie d'énergie dans le processus. Nous appelons cette réaction atomique fusion nucléaire. Cependant, la poussée vers l'extérieur de son énergie de fusion est encore plus faible que l'attraction vers l'intérieur de la gravité à ce stade de la vie de l'étoile. Pensez-y comme une entreprise en difficulté qui coûte toujours plus cher à exploiter qu'elle ne rapporte.
La matière continue de s'écouler dans la protoétoile, fournissant une masse et une chaleur accrues. Finalement, après des millions d'années, certaines de ces étoiles en difficulté atteignent le point de basculement. Si une masse suffisante (0,1 masse solaire) s'effondre dans la protoétoile, un flux bipolaire se produit. Deux énormes jets de gaz jaillissent de la protstar et projettent le gaz et la poussière restants loin de sa surface enflammée.
À ce point, la jeune étoile se stabilise et, comme une entreprise qui devient enfin lucrative, il atteint le point où sa production dépasse sa consommation. La pression vers l'extérieur de la fusion de l'hydrogène contrecarre maintenant l'attraction vers l'intérieur de la gravité. C'est maintenant une étoile de la séquence principale et le restera jusqu'à ce qu'elle brûle tout son carburant.
Quelle est la durée de vie d'une star ? Tout dépend de sa masse. Une étoile de la taille de notre soleil met environ 50 millions d'années pour atteindre la séquence principale et maintient ce niveau pendant environ 10 milliards d'années [source :NASA]. Les astronomes classent le soleil comme une étoile de séquence principale de type g - le "g" indique la température et la couleur du soleil.
Plus grand, les étoiles plus brillantes s'éteignent bien plus vite, toutefois. Les étoiles Wolf-Rayet ont des masses au moins 20 fois supérieures à celles du soleil et brûlent 4,5 fois plus chaudes, pourtant devenir supernova quelques millions d'années après avoir atteint la séquence principale [source :NASA].
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