Astronomie Québec n°2-6 mar/avr 2014
Astronomie Québec n°2-6 mar/avr 2014
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°2-6 de mar/avr 2014

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 42

  • Taille du fichier PDF : 3,4 Mo

  • Dans ce numéro : dossier... impossible n'est pas Fullum.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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Sous le Soleil Parmi les milliers d’étoiles de l’univers, l’étoile la plus proche de la Terre est celle que l’on nomme le Soleil. D’ou vient-elle ? Photo : S. Lemon par Stéphane Lemon Son histoire commence il y a près de 4,5 milliards d’années, dans un grand nuage moléculaire. Ces nuages existent un peu partout : on en observe particulièrement dans les bras des galaxies spirales comme la nôtre ; nous n’avons qu’à penser à la grande région de la nébuleuse d’Orion (page suivante, en haut à gauche). Le nuage d’origine a pu être enrichi par des restes de supernovae, c’està-dire des étoiles de générations plus anciennes encore qui ont expulsé dans l’espace des matériaux évolués qui l’ont enrichi. Ces générations d’étoiles massives précédant le Soleil ont pu ainsi contribuer à enrichir le nuage moléculaire à l’origine de notre étoile, en y dispersant des éléments chimiques plus lourds que l’hydrogène et l’hélium qui ont servi à la formation du système solaire et ainsi favorisé l’apparition de la vie sur la Terre. Dans l’espace, la gravité est faible, mais elle agit tout de même sur les atomes du nuage de gaz, qui s’attirent mutuellement les uns vers les autres. C’est par les effets de la gravité que le phénomène d’effondrement prend son origine et que les régions touchées du nuage gagnent en densité. Les parties centrales des régions touchées du nuage finissent par être soumises à des bombardements d’atomes qui sont attirés de l’extérieur vers l’intérieur, ce qui augmente la pression au centre, provoquant l’accroissement de la température. Cette région devient très chaude et a souvent la forme d’une sphère (voir l’image au bas de la page suivante ; cliquer pour lancer l’animation). Lorsque la température atteint les 10 millions de kelvins, des réactions thermonucléaires s’enclenchent, transformant l’hydrogène en hélium, ce qui libère de l’énergie, et les gaz s’ionisent et forment un plasma ; voilà que notre étoile est née ! Notons que le processus de formation de l’étoile, résumé ici, se produit sur des millions d’années. 28 Astronomie-Québec Mars/avril 2014
Toutes les étoiles de faible masse naissent, à peu de choses près, comme notre Soleil. Par l’observation, on peut détecter quelques caractéristiques des étoiles ; pour en citer quelques unes, disons que leur luminosité, leur couleur et leur masse peuvent permettre d’en déduire leur température de surface. Ces caractéristiques sont difficilement mesurables ; cependant, elles permettent d’associer un type spectral à chaque étoile. Les étoiles sont de différentes couleurs, qui sont en relation à leur température de surface qui, elle, est normalement en relation à leur masse. Les étoiles chaudes sont bleues, tandis que les étoiles froides sont rouges. Notre Soleil est une étoile naine jaune appartenant au type spectral G avec une température de surface qui est contenue entre 5 000 K et 6 000 K. On peut détecter à sa surface des éléments chimiques tels que l’hydrogène et l’hélium, et bien sûr des éléments plus lourds. La masse du Soleil est de 1,9891 × 10 30 kg et son diamètre équatorial est de 1 392 684 km ; c’est une étoile très petite à comparer aux étoiles dites géantes comme Antarès (fig. 3). Cependant, il y a beaucoup d’étoiles plus petites (et moins massives) que notre Soleil… Sous la photosphère du Soleil (la surface) se trouvent trois zones distinctes (fig. 4). C’est dans son cœur que se produisent les réactions thermonucléaires (fusion nucléaire) qui transforment son hydrogène en hélium, soit 564 millions de tonnes d’hydrogène converties en 559 millions de tonnes d’hélium chaque seconde. La zone de radiation est située entre 0,25 et 0,7 rayon solaire. La matière de cette zone est tellement chaude et dense que le transfert de chaleur se fait par radiation thermique du centre vers les couches extérieures. La zone de convection, quant à elle, s’étend de 0,8 rayon solaire jusqu’à la photosphère. À ce stade, la matière n’est plus assez chaude et dense pour évacuer la chaleur par simple radiation : c’est donc par convection, et suivant des mouvements verticaux, que la chaleur est poussée vers la photosphère (voir la vidéo à la page suivante). La température y passe de 2 millions à 5 800 kelvins. À gauche : La nébuleuse d’Orion, Messier 42. Ci-dessus : Montage illustrant les tailles respectives de diverses étoiles par rapport au Soleil. Crédit (2) : Stéphane Lemon. Ci-dessous : Animation de la naissance d’une étoile. Le champ magnétique s’entremêle au disque de poussières, ce qui ralentit la rotation de l’étoile naissante et l’empêche de se désintégrer. Crédit : NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech) VIDÉO Mars/avril 2014 astronomie-quebec.com 29



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