Astronomie Québec n°2-1 mai/jun 2013
Astronomie Québec n°2-1 mai/jun 2013
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°2-1 de mai/jun 2013

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 36

  • Taille du fichier PDF : 3 Mo

  • Dans ce numéro : dossier... imagerie urbaine.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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par Eddy Szczerbinski
Les étoiles font rêver les humains depuis l’origine des temps. Elles sont aussi liées à plusieurs moyens de survie ayant notamment permis aux humains de se diriger et reconnaitre leur position — n’oublions pas que les GPS sont une invention récente ! Le mouvement apparent des étoiles donnait aussi un certain « calendrier » aux premiers hommes, pouvant leur indiquer quand était venu le bon moment de l’année pour semer, par exemple. Deux lecteurs me suggéraient récemment d’écrire au sujet de l’origine de ces étoiles ; ça me fait plaisir ici d’essayer encore une fois de vulgariser un sujet fort complexe. Comme je l’ai mentionné à plusieurs reprises, l’objectif de mes chroniques est de répondre le plus simplement possible aux questions que vous me faites parvenir ou que vous me posez en personne. La naissance et le fonctionnement d’une étoile est un sujet assez complexe, et je tiens à vous préciser en partant que ce texte est en version très simplifiée et très vulgarisée. Si vous êtes un expert dans le domaine et que vous trouvez quelques inexactitudes dans ce texte, je vous demande de bien comprendre que l’objectif ici n’est pas d’écrire un texte scientifique ou universitaire, mais bien une chronique de vulgarisation donnant l’essentiel des explications sur un sujet donné — complexe ou non… comme dans toutes les autres chroniques que j’écris aussi ! Cette précision apportée, voici : Sous l’influence de différentes sources, notamment des ondes de choc pouvant provenir d’un bras de galaxie ou de la distante explosion d’une autre étoile en fin de vie, des régions où il y a une concentration d’hydrogène et de poussières se contractent sur elles-mêmes. Autrement dit, à la source d’une étoile, il y a un nuage de gaz qui se contracte sur lui-même par l’effet de la gravité. Celle-ci fait en sorte que toute matière s’attire l’une l’autre dans le vide spatial. De plus, c’est une « cause à effet » qui fait que plus il y a de gaz, plus sa force attractive devient grande, et plus il en attire, plus il devient massif et encore plus attractif… jusqu’à un certain moment donné où la concentration de gaz devient si forte que la pression crée des températures de millions de degrés Celsius, ce qui démarre alors une réaction thermonucléaire. Lors de cette accumulation, il se créé également un disque de matière autour du noyau principal, et des planètes peuvent se former aussi à partir de ce disque. La masse de ce disque est cependant presque insignifiante comparé à la masse du noyau qui va former l’étoile. Dans le cas de notre système solaire par exemple, la masse du Soleil est supérieure à 99% de la masse totale du système solaire ! Une réaction thermonucléaire est tout à fait différente d’une réaction chimique comme une combustion par exemple. Car non, une étoile ne « brule » pas — la surface du Soleil n’est pas en feu ! Une réaction thermonucléaire, comme celles qui ont lieu à l’intérieur des étoiles, est quelque chose de bien plus puissant, de bien plus énergétique. Imaginez-vous la distance qui nous sépare du Soleil (149 600 000 km) et vous comprendrez que ça prend beaucoup plus que du « feu » pour que de la chaleur et plein d’autres sources d’énergie arrivent à nous parvenir. Par ces réactions thermonucléaires en son cœur, l’étoile transformera durant toute sa vie des atomes en atomes plus complexes. D’où vient la chaleur et la lumière émises ? C’est la différence de masse qui existe entre l’atome créé et la somme des masses des atomes qui ont étés transformés qui permet l’émission de toute cette énergie considérable. C’est un peu le fameux E = mc 2 d’Einstein qui est en marche ici ; c’est-à-dire que l’énergie émise est proportionnelle à la différence de masse multipliée par la vitesse de la lumière au carré. Dans le cas du Soleil, la réaction principale permet la fusion de deux noyaux d’hydrogène pour former un noyau d’hélium. La masse d’un noyau d’hélium est très légèrement inférieure à la masse de deux noyaux d’hydrogène. Eh ! oui, dans le cœur d’une étoile, on peut presque dire que 1 + 1 ne fait pas 2 ! Il est important de noter que plus une étoile est massive (ou « grosse »), plus sa vie sera « éblouissante » et brève. Les étoiles plus massives pourront produire presque tous les Mai-juin 2013 www.astronomie-quebec.com 5



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