Comment naissent les étoiles

« Comment naissent les étoiles et comment meurent-elles ?
Les scientifiques veulent connaître ces secrets.

((Devise de l'ouvrage présenté en 1958 au concours de la Société allemande des naturalistes et médecins et récompensé par un prix.))

Nous avons suivi la vie d'une étoile depuis l'inflammation de l'hydrogène dans sa jeunesse jusqu'à sa vieillesse grise. Mais que s’est-il passé encore plus tôt ? D’où viennent les étoiles dont nous avons observé le destin ? Comment naissent-ils ?

La durée de vie des étoiles étant limitée, elles doivent apparaître dans un temps fini. Comment pourrions-nous apprendre quelque chose sur ce processus ? Est-il possible de voir des étoiles se former dans le ciel ? Assiste-t-on à leur naissance ? Des centaines de milliards d’étoiles forment la spirale plate de notre Galaxie ; Y a-t-il ici des indices sur la façon dont les étoiles se forment ?

Les étoiles naissent aujourd'hui

La clé de la solution nous est fournie par des faits déjà connus. Nous avons vu que les étoiles massives, supérieures à dix masses solaires, vieillissent rapidement. Ils gaspillent frivolement leur hydrogène et quittent la séquence principale. Par conséquent, lorsque nous observons une étoile massive de la séquence principale, nous savons qu’elle ne peut pas être ancienne. Une telle étoile se distingue par une grande luminosité : en raison de la température de surface très élevée, elle brille en bleu. Ainsi, les étoiles bleues brillantes sont encore jeunes - leur âge ne dépasse pas un million d'années. Bien entendu, cela est très court comparé aux milliards d’années pendant lesquelles notre Soleil brille. Ainsi, quiconque souhaite découvrir où naissent les étoiles dans l’Univers doit utiliser les étoiles bleu vif de la séquence principale comme guide. Si vous trouvez un endroit où des étoiles se sont formées récemment, il se peut que des étoiles y naissent encore aujourd'hui.

Dans le ciel, vous pouvez trouver des amas entiers d’étoiles bleues brillantes. Pourquoi sont-ils merveilleux pour nous ? On découvre des régions dans lesquelles la densité de jeunes étoiles est élevée - elles sont situées parmi les vieilles étoiles, mais il y en a encore plus ici que partout ailleurs. Il semble qu'il n'y a pas si longtemps de nouvelles étoiles soient apparues parmi les anciennes étoiles, qui se mélangent maintenant lentement à leur environnement. Alors que les étoiles des amas sont proches les unes des autres et ne s’écartent pas, maintenues par la force de l’attraction mutuelle, ces jeunes étoiles se « dispersent » rapidement et « se perdent de vue ». Ces soi-disant associations stellaires ont attiré l'attention de l'astronome soviétique V. A. Ambartsumyan. Peuvent-ils nous dire comment se forment les étoiles ? Des accumulations denses de gaz et de poussière peuvent être observées ici entre les étoiles. Un exemple est la nébuleuse d'Orion (Fig. 12.1). Il y a ici de nombreuses étoiles bleues brillantes, vieilles de moins d’un million d’années. Dans la constellation du Sagittaire, les jeunes étoiles sont cachées par d’épais nuages ​​de poussière. Ce n'est qu'avec des observations dans le domaine infrarouge à ondes longues que Hans Elsösser et ses collègues de l'observatoire hispano-allemand de Calar Alto ont pu prendre des photos à travers des nuages ​​de poussière et étudier pour la première fois les étoiles émergentes.

Riz. 12.1. Nébuleuse lumineuse d'Orion. Dans une région d’environ 15 années-lumière de diamètre, le gaz interstellaire est très compacté ; un centimètre cube contient jusqu'à 10 000 atomes d'hydrogène. Bien qu'il s'agisse d'une densité très élevée par rapport aux normes interstellaires, la raréfaction du gaz y est beaucoup plus élevée que dans les meilleures installations à vide sur Terre. La masse totale du gaz lumineux est d'environ 700 solaires. La lueur du gaz dans la nébuleuse est excitée par la lumière des étoiles bleues brillantes. La nébuleuse d'Orion contient des étoiles vieilles de moins d'un million d'années. La présence de compactions suggère que la formation d'étoiles se poursuit ici encore aujourd'hui. La lumière de la nébuleuse que nous recevons aujourd’hui a en réalité été émise par la nébuleuse lors de la Grande Migration. (Photo de l'Observatoire naval américain, Washington.)

Nous savons déjà que l’espace entre les étoiles n’est pas complètement vide : il est rempli de gaz et de poussière. La densité du gaz est d'environ un atome d'hydrogène par centimètre cube et sa température correspond à moins 170 degrés Celsius. La poussière interstellaire est beaucoup plus froide (moins 260 degrés Celsius). Mais là où il y a de jeunes stars, la situation est différente. De sombres nuages ​​de poussière bloquent la lumière des étoiles derrière eux. Les nuages ​​​​de gaz brillent : ici leur densité est de plusieurs dizaines de milliers d'atomes par centimètre cube, et le rayonnement des jeunes étoiles proches les réchauffe jusqu'à 10 000 degrés Celsius. Dans le domaine radio, on peut observer les fréquences caractéristiques des rayonnements de molécules complexes : alcool, acide formique. La concentration de matière interstellaire dans ces régions suggère que les étoiles se forment à partir de gaz interstellaire.

Ceci est également étayé par des considérations exprimées pour la première fois par l'astrophysicien anglais James Jeans, contemporain d'Eddington. Imaginons un espace rempli de gaz interstellaire. Du côté de chacun des atomes, la force gravitationnelle d'attraction agit sur les autres, et le gaz a tendance à se comprimer. Ceci est principalement évité par la pression du gaz. L’équilibre ici est exactement le même que celui observé à l’intérieur des étoiles, où les forces gravitationnelles sont contrebalancées par la pression du gaz. Prenons une certaine quantité de gaz interstellaire et compressons-la mentalement. Lorsqu’ils sont comprimés, les atomes se rapprochent et la force d’attraction augmente. Cependant, la pression du gaz augmente plus rapidement et le gaz comprimé a tendance à revenir à son état antérieur. L’équilibre des gaz interstellaires est dit stable. Cependant, Gine a montré qu’un équilibre stable peut être perturbé. Si une quantité suffisamment importante de matière est comprimée en même temps, les forces gravitationnelles peuvent augmenter plus rapidement que la pression du gaz et le nuage commencera à se comprimer tout seul. Pour que ce processus se produise sous l'influence des forces gravitationnelles propres au nuage, une très grande quantité de matière est nécessaire : au moins 10 000 masses solaires de matière interstellaire sont nécessaires pour que l'instabilité se développe. C'est probablement la raison pour laquelle les jeunes étoiles sont toujours observées uniquement en groupe : elles naissent très probablement en grands groupes. Lorsque 10 000 masses solaires de gaz et de poussières interstellaires commencent à se comprimer à un rythme toujours croissant, des condensations individuelles semblent se former, qui se compriment davantage. Et chacun de ces compactages devient une étoile distincte.

Modèle informatique de la naissance d'une étoile

Le processus de naissance des étoiles a été décrit dans sa thèse de doctorat préparée au California Institute of Technology par le jeune astrophysicien canadien Richard Larson en 1969. Sa thèse est devenue un classique de la littérature astrophysique moderne. Larson a étudié la formation d'une seule étoile à partir de matière interstellaire. Les solutions qu'il a obtenues décrivent en détail le devenir d'un nuage de gaz individuel.

Larson a observé un nuage sphérique d'une masse égale à une masse solaire et, à l'aide d'un ordinateur, a observé son développement ultérieur avec une précision telle qu'il était alors possible. Le nuage qu’il a pris était lui-même une condensation, un fragment d’un grand volume effondré du milieu interstellaire. En conséquence, sa densité était supérieure à celle du gaz interstellaire : un centimètre cube contenait 60 000 atomes d'hydrogène. Le diamètre du nuage original de Larson était de 5 millions de rayons solaires. Le Soleil s'est formé à partir de ce nuage, et ce processus, à l'échelle astrophysique, prend un temps très court : seulement 500 000 ans.

Au début, le gaz est transparent. Chaque particule de poussière émet constamment de la lumière et de la chaleur, et ce rayonnement n'est pas retardé par le gaz environnant, mais se propage librement dans l'espace. Il s'agit du modèle transparent original ; le sort ultérieur de la boule de gaz est le suivant : le gaz tombe librement vers le centre ; En conséquence, la matière s'accumule dans la région centrale. Une boule de gaz initialement homogène forme un noyau avec une densité plus élevée au centre, qui augmente encore (Fig. 12.2). L’accélération de la gravité près du centre devient plus grande et la vitesse de chute de la matière augmente plus fortement près du centre. Presque tout l’hydrogène se présente sous forme moléculaire : les atomes d’hydrogène sont liés par paires en molécules fortes. A ce moment, la température du gaz est basse et n'augmente pas encore. Le gaz est encore si raréfié que tout le rayonnement le traverse vers l'extérieur et ne réchauffe pas la boule qui s'effondre. Ce n'est qu'au bout de quelques centaines de milliers d'années que la densité au centre augmente à tel point que le gaz devient opaque au rayonnement caloporteur. En conséquence, un noyau chaud (dont le rayon est d'environ 1/250 du rayon d'origine de la boule) se forme au centre de notre grosse boule de gaz, entouré de matière en chute. À mesure que la température augmente, la pression augmente également et, à un moment donné, la compression s'arrête. Le rayon de la région de compactage est approximativement égal au rayon de l'orbite de Jupiter ; À l'heure actuelle, environ 0,5 % de la masse de toute la matière participant au processus est concentrée dans le noyau. La matière continue de tomber sur un noyau relativement petit. La matière qui tombe transporte de l'énergie qui, en tombant, se transforme en rayonnement. Le noyau se contracte et s’échauffe de plus en plus.

Riz. 12.2. Le modèle de Larson sur la formation du Soleil. Le nuage de poussière interstellaire commence à rétrécir (a). Au début, la densité à l’intérieur est presque la même partout. Après 390 000 ans, la densité au centre du nuage augmente 100 fois (b). 423 000 ans après le début du processus, un noyau chaud apparaît au centre de la compaction, qui arrête dans un premier temps la compression (c). La figure le montre à une échelle agrandie. Sa densité est 10 millions de fois supérieure à sa densité d'origine. Cependant, comme auparavant, la majeure partie de la masse tombe sur le nuage en contraction environnant. Peu de temps après, les molécules d'hydrogène du noyau se désintègrent en atomes, le noyau se contracte à nouveau et un nouveau noyau se forme, qui a la taille du Soleil (double sur la figure) (d). Bien qu’au début sa masse soit petite, finalement toute la matière du nuage lui passe. Le noyau au centre s'échauffe à tel point que la réaction thermonucléaire de l'hydrogène commence et il devient une étoile de la séquence principale avec une masse égale à celle du Soleil.

Cela continue jusqu'à ce que la température atteigne environ 2 000 degrés. À cette température, les molécules d’hydrogène commencent à se décomposer en atomes individuels. Ce processus a des conséquences importantes pour le noyau. Le noyau recommence à rétrécir et se contracte jusqu'à ce que l'énergie libérée transforme toutes les molécules d'hydrogène en atomes individuels. Le nouveau noyau n’est que légèrement plus grand que notre Soleil. Les restes de matière environnante tombent sur ce noyau et finissent par former une étoile de masse égale à celle du Soleil. Désormais, seul ce noyau présente un intérêt primordial.

Parce que ce noyau deviendra éventuellement une étoile, on l’appelle une protoétoile. Son rayonnement est absorbé par la matière qui tombe dessus ; La densité et la température augmentent, les atomes perdent leur couche électronique - comme on dit, les atomes s'ionisent. On ne voit pas encore grand-chose de l’extérieur. La protoétoile est entourée d'une coquille dense de masses de gaz et de poussière tombant sur elle, qui ne permet pas au rayonnement visible de s'évacuer ; il éclaire cette coquille de l'intérieur. Ce n'est que lorsque la majeure partie de la masse de la coquille tombera sur le noyau que la coquille deviendra transparente et que nous verrons la lumière de l'étoile. Tandis que les restes de la coquille tombent sur le noyau, celui-ci se contracte et la température dans ses profondeurs augmente en conséquence. Lorsque la température au centre atteint 10 millions de degrés, la combustion thermonucléaire de l'hydrogène commence. Un nuage qui s'effondre, dont la masse est égale à la masse du Soleil, devient une étoile tout à fait normale de la séquence principale ; c'est, pour ainsi dire, le Soleil ancestral (le jeune Soleil), dont l'histoire ultérieure est décrite dans le début de ce livre.

Vers la fin du stade protoétoile, avant même que l'étoile n'atteigne la séquence principale, un transfert d'énergie par convection se produit dans ses profondeurs vers des régions plus vastes. Un mélange actif de matière solaire se produit. Cela fournit un indice sur le paradoxe du lithium solaire discuté au Chap. 5. Les atomes de cet élément facilement détruit sont transportés plus profondément dans la zone chaude, où ils se transforment en atomes d'hélium selon les réactions indiquées - cela se produit avant que l'étoile ne devienne une étoile de la séquence principale.

La naissance des étoiles dans la nature

Nous avons fait connaissance avec les solutions de Larson, obtenues pour un problème idéalisé pouvant être calculé sur un ordinateur. Mais le processus décrit correspond-il à la réalité ? Est-ce réellement réalisé dans la nature ? Revenons au ciel, là où apparaissent les étoiles, revenons aux étoiles brillantes, bleues et donc jeunes ! Nous rechercherons des traces de formation d'étoiles, des objets dont on peut s'attendre à l'existence d'après les solutions de Larson.

Les étoiles bleues brillantes sont très chaudes, avec des températures de surface atteignant 35 000 degrés. En conséquence, leur rayonnement a une énergie très élevée. Ce rayonnement peut arracher les électrons des atomes d’hydrogène dans le gaz interstellaire, laissant derrière eux des noyaux atomiques chargés positivement. L'hydrogène est ionisé : les étoiles massives et brillantes ionisent les masses de gaz environnantes. Dans notre Galaxie, ces régions se révèlent par leur lueur, qui se produit lorsque des atomes d’hydrogène ionisés captent des électrons et émettent de la lumière. Le rayonnement thermique de ces zones peut également être détecté dans la portée radio.

L'avantage des mesures dans le domaine radio est que les signaux radio ne sont pas déformés par les masses de poussière absorbantes. Le meilleur exemple d'une telle participation dans le ciel, où la lueur de la matière interstellaire est excitée par des étoiles massives et brillantes, est encore une fois la nébuleuse d'Orion (voir). Y a-t-il ici des objets qui ont un rapport avec les processus calculés par Larson ? Constituant la part du lion de sa vie, la protoétoile est cachée sous une coquille de poussière qui se dépose lentement sur elle. La poussière absorbe le rayonnement du noyau ; en même temps, il chauffe jusqu'à plusieurs centaines de degrés et rayonne en fonction de cette température. Ce rayonnement thermique doit être observé dans la plage IR.

En 1967, Eric Böcklin et Jerry Neugebauer du California Institute of Technology de Pasadena ont découvert une étoile infrarouge dans la nébuleuse d'Orion, dont la luminosité était environ 1 000 fois supérieure à celle du Soleil et dont la température de rayonnement était de 700 degrés. Le diamètre de l'objet était environ 1 000 fois celui du Soleil. C’est exactement à quoi devrait ressembler la coquille de gaz et de poussière d’une protoétoile. Récemment, il est devenu clair que dans les zones de notre Voie lactée où la formation de nouvelles étoiles est la plus probable, il existe des sources compactes émettant non seulement dans l'infrarouge, mais également dans la gamme radio. Dans la nébuleuse d'Orion, le radioastronome de Bonn Peter Metzger et ses collègues ont découvert des régions à haute densité d'hydrogène, d'où émanent des émissions radio particulièrement puissantes. Dans ces zones, la concentration d'électrons libres séparés des atomes d'hydrogène est cent fois plus élevée que dans l'espace environnant. Comparée à la nébuleuse d'Orion, la taille de l'objet émetteur est extrêmement petite : elle est estimée à 500 000 fois le diamètre du Soleil, soit environ quatre fois plus petit que le diamètre du nuage tombant sur le noyau dans le modèle de Larson.

De plus, de petits objets ont été découverts dans la nébuleuse d'Orion, d'où émanent un rayonnement moléculaire, principalement le rayonnement des molécules d'eau. Les molécules émettent des ondes radio et ce rayonnement peut être reçu par les radiotélescopes. Il s’avère que les dimensions spatiales de ces objets ne représentent que 1 000 fois le diamètre du Soleil. Rappelons que le diamètre initial des nuages ​​de Larson était de plusieurs millions de rayons solaires ! Ainsi, le rayonnement moléculaire devrait apparemment provenir du noyau de la protoétoile.

Bien entendu, il faut être prudent dans de telles interprétations. Nous pouvons seulement dire avec certitude que dans la nébuleuse d’Orion se trouvent des objets qui, sans se révéler à la lumière visible, ont une concentration très importante de gaz et de poussière, qui correspond exactement aux nuages ​​​​du modèle de Larson.

Il existe cependant d’autres preuves que les sources d’émissions infrarouges et radio observées sont bien des protoétoiles. Récemment, dans notre institut, un groupe de l'astronome autrichien Werner Charnuter a répété les calculs du modèle de Larson en utilisant des méthodes améliorées. En particulier, les processus associés à l'apparition du rayonnement IR ont été calculés. La coïncidence avec les observations s'est avérée frappante : tout porte à croire que nous observons réellement des protoétoiles simulées sur ordinateur.

Puisque nous sommes si près de comprendre l’origine des étoiles, nous pouvons nous demander si ce modèle sera capable d’expliquer la formation des 100 milliards d’étoiles de notre Galaxie. En figue. La figure 12.3 montre schématiquement la structure de notre système stellaire. Toutes les étoiles ne se trouvent pas dans le même plan : les étoiles les plus anciennes sont réparties dans une région presque sphérique de l’espace appelée halo. Les étoiles auréolées sont très anciennes, comme on peut le déduire du diagramme G-P des amas globulaires présents ici. Comparés à notre Soleil, ils sont chimiquement plus pauvres en éléments plus lourds que l’hélium, souvent plus de dix fois. Toutes les jeunes étoiles sont situées dans le plan galactique et contiennent des éléments plus lourds. Bien que les éléments plus lourds que l’hélium ne représentent qu’un faible pourcentage de leur masse, ils nous livrent la clé du secret de l’origine de notre Galaxie. L'hydrogène et l'hélium sont présents depuis le début du monde - ce sont, pour ainsi dire, des éléments donnés par Dieu. Des éléments plus lourds auraient dû apparaître plus tard à l’intérieur des étoiles et lors des explosions de supernova. Ainsi, les différences chimiques entre les étoiles du halo galactique et les étoiles du plan galactique sont associées aux réactions nucléaires se produisant au sein des étoiles.

Riz. 12.3. Schéma de la structure de la Voie Lactée. La plupart des étoiles sont situées dans un disque plat (sur la figure, nous le regardons de côté). La flèche indique la position du Soleil, la bande claire au milieu représente les masses de poussière absorbantes. Des amas globulaires (points gras) et des étoiles très anciennes (petits points) forment le halo de la Voie Lactée. Ces stars existent depuis très longtemps. Les étoiles qui naissent aujourd’hui ne se trouvent qu’à proximité des masses de poussière du plan central de la Galaxie.

Élan et nuages ​​qui s’effondrent

La description du monde physique est considérablement simplifiée avec l'introduction d'un certain nombre de « lois sur la conservation ». Dans la vie de tous les jours, nous les utilisons de temps en temps, parfois sans nous en rendre compte. De l'école, nous nous souvenons des lois de conservation de la masse et de l'énergie ; Nous rencontrons ces lois tous les jours. Ce qui est peut-être moins évident est le fait que le moment cinétique (moment cinétique, moment cinétique) d'un corps en rotation, laissé à lui-même, ne peut pas simplement disparaître. Cependant, un exemple clair du fonctionnement de cette loi de conservation est bien connu de tous. Lorsqu'une patineuse artistique pirouette sur la glace, elle tourne d'abord lentement avec les bras tendus sur les côtés. Lorsqu’elle plie les bras, la rotation s’accélère sans aucun effort extérieur. Cela se produit en raison de la loi de conservation du moment cinétique. La même chose, bien que moins excitante, est observée lorsqu’un nuage de gaz interstellaire tourne. Laissez le cloud faire d’abord une révolution complète en 10 millions d’années. Lorsqu’il se rétrécit jusqu’à un dixième de son diamètre d’origine, il tourne cent fois plus vite, accomplissant une révolution complète en cent mille ans. À mesure que le nuage rétrécit, il tournera encore plus vite. En gros, le produit du nombre de révolutions d'un nuage par unité de temps et de sa surface (qui peut être approximativement considérée comme sphérique) reste constant lors de l'effondrement. Ainsi, plus le nuage est petit, plus il tourne vite.

Dans le même temps, la force centrifuge agissant le long du plan équatorial contre la gravité devient de plus en plus importante. Le nuage qui s'effondre est aplati. Cela affecte la formation des étoiles individuelles ; Cela s'applique également à la formation de notre Voie Lactée.

L'histoire de la Voie Lactée, reconstituée à partir de ses traces

Nous ne savons pas d'où cela vient. Il était une fois, la matière apparue au début du monde et qui s'est précipitée dans l'espace, a formé un nuage de plusieurs milliards de masses solaires et a commencé à devenir plus dense. Comme toute substance, ce gaz, libéré de la masse turbulente, a acquis un mouvement de rotation. Peu à peu, le nuage se contracta et devint plus dense ; Des zones séparées y ont émergé, se transformant en petits nuages ​​​​de gaz se condensant indépendamment. Les premières étoiles sont apparues. Ils étaient constitués uniquement d'hydrogène et d'hélium, et une combustion thermonucléaire de l'hydrogène s'y déroulait (réaction de combinaison de deux protons). Très vite, les étoiles les plus massives ont épuisé leurs réserves d’hydrogène et ont explosé, devenant ainsi des supernovae. En conséquence, le gaz interstellaire s’est enrichi en éléments plus lourds que l’hélium. Cela s'est produit partout, puisque l'ensemble du nuage galactique avait encore une forme sphérique (Fig. 12.4, a). Ainsi, les étoiles les plus anciennes et les amas globulaires très anciens se trouvent dans le halo galactique. Les étoiles du halo galactique sont apparues les premières, bien avant que la Voie lactée ne prenne la forme d'un disque, bien avant l'apparition de notre Soleil. Elles contiennent des éléments lourds en très petites quantités : ces étoiles sont issues d'une matière encore peu enrichie en atomes formés à la suite de réactions nucléaires dans d'autres étoiles.

Riz. 12.4. Schéma de la formation de la Voie Lactée. Il y a environ 10 milliards d'années, un nuage s'est formé à partir de matière primordiale, qui a commencé à devenir plus dense en raison de sa propre gravité. Avec une densité croissante, les premières étoiles (points) et amas globulaires (points épais) se sont formés (a). Aujourd'hui encore, ils remplissent la région sphérique d'où ils sont originaires et se déplacent par rapport au centre le long des trajectoires indiquées par les flèches rouges (b). Les étoiles massives ont rapidement parcouru tout leur chemin de développement et ont libéré de la matière enrichie en éléments lourds dans le gaz interstellaire. Des étoiles, déjà riches en éléments lourds, commencèrent à se former. En raison de la rotation, le gaz compacté forme un disque. Ici, encore aujourd'hui, des étoiles apparaissent (c). Ce diagramme explique la structure spatiale de notre Galaxie et les différences chimiques entre les étoiles périphériques et les étoiles du centre.

Mais l'évolution est allée plus loin. Le gaz interstellaire était constamment enrichi en éléments lourds. Des grains de poussière y sont apparus à la suite de collisions de particules de gaz avec des noyaux de condensation éjectés par des étoiles en développement. Bientôt, la rotation acquit une vitesse notable. Toutes les masses de gaz et de poussières en condensation prirent la forme d'un disque plat, laissant derrière elles un halo sphérique de vieilles étoiles et d'amas globulaires (). Les nouvelles étoiles se formaient désormais uniquement dans une région de forme lenticulaire de plus en plus aplatie, à partir de matière contenant des quantités toujours croissantes d'éléments lourds. La majeure partie du gaz avait déjà été consommée et les dernières étoiles se formaient dans le plan galactique. La première phase de formation des étoiles est terminée.

Cette image explique les propriétés fondamentales de notre Galaxie : les étoiles les plus anciennes appartiennent à un halo sphérique et sont pauvres en éléments lourds. Les étoiles les plus jeunes ne se forment aujourd’hui que dans le disque mince, car c’est là seulement qu’il reste encore une quantité suffisante de gaz.

Le moment cinétique hérité du nuage à partir duquel notre Galaxie s'est formée est responsable du fait que notre système stellaire a la forme d'un disque plat. C’est pourquoi nous voyons notre Voie lactée dans le ciel comme une bande étroite.

Qui commande la formation des étoiles ?

Qu’est-ce qui fait que la matière interstellaire se condense aujourd’hui à certains endroits du plan de notre Voie lactée et forme des étoiles ? Pourquoi les étoiles ne se forment-elles pas ailleurs dans notre Galaxie ? La Voie Lactée, vue de l'espace, ressemblerait à la nébuleuse d'Andromède : un disque plat avec une structure en spirale prononcée (voir). Dans d'autres systèmes stellaires, la structure en spirale apparaît encore plus clairement (voir). Sur les photographies de galaxies lointaines, les bras spiraux se distinguent car ils brillent grâce à l'hydrogène ionisé. Comme nous le savons déjà grâce à l’exemple de la nébuleuse d’Orion, les étoiles brillantes et massives de la séquence principale sont responsables de l’ionisation de l’hydrogène. Ainsi, les bras spiraux sont des régions où se trouvent de jeunes étoiles, c’est-à-dire des régions où les étoiles viennent de surgir. Et dans notre Galaxie, de jeunes étoiles s’alignent le long des bras spiraux.

Grâce à la radioastronomie, il est possible d'étudier en détail la répartition du gaz interstellaire dans notre Voie lactée ; On découvre que dans les bras spiraux la densité du gaz est plus élevée qu'en général dans le plan de la Galaxie. Ainsi, c'est donné : d'une part, les bras spiraux sont des régions de densité de gaz accrue, d'autre part, c'est là que se trouvent les jeunes étoiles. La question se pose : qu’est-ce qui est responsable de la structure en spirale qui fait que les galaxies ressemblent à des roues enflammées de feux d’artifice ?

Pendant longtemps, les tentatives pour expliquer les structures en spirale se sont heurtées à de grandes difficultés et, même aujourd'hui, leur apparition ne peut être considérée comme tout à fait claire. Le système stellaire tourne. La vitesse de sa rotation peut être mesurée (voir) ; il s'avère que le système ne tourne pas comme un corps rigide. La vitesse de rotation diminue vers la périphérie, de sorte que la partie centrale de la galaxie tourne plus vite.

À première vue, il n’est pas surprenant que les galaxies présentent une structure en spirale. Des structures en spirale apparaissent également lorsque l'on mélange du café avec du lait dans une tasse, car à différentes distances du centre, le liquide tourne à des vitesses différentes. On pourrait s’attendre à ce que toute structure initiale de la galaxie devienne une spirale après un certain temps en raison de la différence de vitesse de rotation à différentes distances du centre.

Carl Friedrich von Weizsäcker a dit un jour que la Voie lactée devrait aujourd'hui avoir une structure en spirale, même si elle ressemblait autrefois à une vache. Il y a de nombreuses années, à Göttingen, nous avons accueilli la vache galactique de Weizsäcker ; Alfred Baer, ​​​​​​qui enseignait jusqu'à récemment à Hambourg, nous a aidés. Le résultat est présenté sur la Fig. 12.5. Avant même que la plupart des étoiles n’achèvent leur première révolution autour du centre, la galaxie de la vache se transformera en une belle spirale. Malheureusement, il y a un problème ici.

Riz. 12.5. La Voie Lactée ne tourne pas comme un corps rigide. Par conséquent, à partir d’une structure initiale arbitraire, un objet en spirale se forme après 100 millions d’années. Malheureusement, les bras spiraux de notre Galaxie défient une telle explication.

Il faut moins de cent millions d’années pour que notre structure initiale arbitraire forme une spirale. Notre Voie Lactée est cent fois plus vieille. Pendant ce temps, la spirale devrait s'étirer beaucoup plus : comme les sillons d'un disque longue durée, les fils de la spirale devraient s'enrouler autour du centre cent fois ou plus. Mais nous ne le voyons pas. Les bras spiraux de la galaxie, comme on le voit dans , ne se sont pas étirés en fils et ne peuvent donc pas être les restes d'une structure originale. Puisqu’aucune des galaxies spirales observées n’a de structure spirale filamenteuse, nous devons accepter que la spirale n’est pas allongée. Dans le même temps, les bras spiraux sont constitués d'étoiles et de gaz qui participent au mouvement de rotation. Comment résoudre cette contradiction ?

Il n’y a qu’une seule issue. Nous devrions abandonner l’hypothèse selon laquelle la matière appartient toujours aux mêmes bras de la spirale et supposer qu’il existe un flux d’étoiles et de gaz à travers les bras de la structure en spirale. Bien que les étoiles et les gaz participent au mouvement de rotation, les bras de la spirale eux-mêmes ne représentent que certains états qui acceptent le flux des étoiles et des gaz.

Illustrons cela avec un exemple tiré de l’expérience quotidienne. La flamme d’un brûleur à gaz n’est pas constituée de la même substance. Il ne représente qu'un certain état du flux gazeux : ici les molécules de gaz entrent dans certaines réactions chimiques. De la même manière, les bras spiraux sont des régions du disque galactique dans lesquelles le flux d'étoiles et de gaz a un certain état. Cet état est déterminé par les particularités des forces gravitationnelles de la matière de la galaxie entière. Expliquons cela plus en détail.

Bras en spirale : qu'est-ce que c'est ?

Dans la nature, les courants-jets donnent souvent lieu à des formations régulières. L'interaction de l'eau et du vent génère des vagues de surf qui roulent en rythme sur le rivage. Les rives sablonneuses forment des plis ondulés. Lorsque des liquides de températures et de densités différentes sont soigneusement mélangés, des structures régulières peuvent également apparaître. Un motif régulier est observé à la surface du cacao refroidi dans la tasse.

Les étoiles en orbite dans le plan de la galaxie autour d'un centre commun et étant à la merci de l'attraction gravitationnelle et de la force centrifuge présentent également une tendance à former des structures.

Imaginons un grand nombre d'étoiles formant un disque en rotation. En chaque point du disque, la force centrifuge et la gravité s’équilibrent mutuellement. Cet équilibre est généralement instable. Si quelque part la densité des étoiles est plus élevée, elles ont alors tendance à se rapprocher, comme les particules de gaz interstellaire devenues instables lors de la formation des étoiles. Cependant, la force centrifuge joue également un rôle important, ce qui complique le processus. La situation considérée peut être simulée sur un ordinateur. En figue. La figure 12.6 montre la solution obtenue pour un disque en rotation constitué de 200 000 étoiles. De longues régions spirales à densité accrue d’étoiles se forment de manière totalement indépendante : les étoiles forment des bras spiraux ! Les manches ne s'étirent cependant pas en fils, puisqu'elles ne sont pas composées des mêmes étoiles. Un flot d'étoiles coule à travers les manches. Quand les étoiles se déplacent sur leurs orbites circulaires, quand elles tombent dans les bras, elles se rapprochent. À mesure que les étoiles émergent des bras, la distance qui les sépare augmente. Ainsi, les bras spiraux sont des zones où les étoiles se rapprochent, tout comme la flamme d'un brûleur est une zone où les molécules de gaz subissent des réactions chimiques.

Riz. 12.6. Un modèle informatique simplifié du mouvement des étoiles dans notre Galaxie. 200 000 étoiles se déplacent par rapport au centre d'un disque plat, on le regarde d'en haut. Les chiffres sous les images indiquent le nombre de tours effectués par le système. On peut voir que la structure en spirale se forme très rapidement. L'interpénétration des spirales, c'est-à-dire le fait qu'à chaque instant elles sont constituées d'étoiles différentes, est visible dans l'exemple du haut du bras sur les images 4.5 et 5.5. Le bras bougea légèrement, mais pendant ce temps les étoiles effectuèrent une révolution complète autour du centre. La solution donnée ici a été obtenue par l'astronome américain Frank Hall du NASA Langley Center (Hampton, Virginie, États-Unis).

Les bras spiraux sont des régions où la densité d’étoiles est plus élevée qu’ailleurs dans le disque galactique. Ceci est clairement visible, mais dans une galaxie normale, les changements de densité sont si faibles qu'ils ne peuvent pas être observés directement. Cependant, parallèlement à la densité des étoiles, la densité du gaz interstellaire, qui participe avec les étoiles au mouvement de rotation, change également : en passant par les bras spiraux, le gaz devient plus dense. À la suite de ce compactage, les conditions nécessaires à la formation des étoiles apparaissent. C’est pourquoi les étoiles se forment en bras spiraux. Parmi eux se trouvent également des étoiles massives. Ces étoiles bleues brillantes excitent la lueur du gaz environnant. Ce sont les nuages ​​lumineux d’hydrogène ionisé qui créent le spectacle remarquable des bras spiraux, et non les étoiles les plus rapprochées.

Nous avons déjà fait connaissance avec la galaxie de la constellation Canes Venatici (voir). Ici, nous en apprenons encore plus sur la formation des étoiles dans les bras spiraux. Nous observons ce système de loin : il brille à travers les étoiles proches de notre propre Galaxie. La lumière qui en sort voyage pendant douze millions d'années avant d'atteindre nos télescopes. Comme nous voyons cette galaxie, pour ainsi dire, d’en haut, perpendiculairement à son plan, ses bras spiraux se distinguent particulièrement bien.

Formation d'étoiles dans la galaxie de la constellation Canes Venatici

L'émission radio nous vient de cette galaxie. Des électrons rapides, qui ont acquis une vitesse énorme, apparemment à la suite d'explosions de supernova, traversent le système stellaire en émettant des ondes radio. Ces ondes radio sont captées par des radiotélescopes sensibles. Il est même possible de déterminer à partir de quelles zones de la galaxie le rayonnement est le plus fort et à partir duquel il est le plus faible. En 1971, les radioastronomes Donald Mathewson, Piet van der Kruyt et Wim Brouw en Hollande ont obtenu une image radio de cette galaxie (Fig. 12.7). Dans cette image, l'intensité de l'émission radio est transmise par zones de densités différentes : plus l'émission radio est forte, plus la zone de l'image est claire. Bien que le radiotélescope ne produise pas une image aussi nette qu’un télescope optique, la structure en spirale est clairement visible sur l’image. Ainsi, les bras spiraux émettent non seulement de la lumière visible, mais aussi des ondes radio.

Riz. 12.7. Une image radio de la galaxie présentée en . Sur cette image informatique, la galaxie apparaît telle que nous la verrions si nos yeux étaient sensibles aux émissions radio d'une longueur d'onde de 21 cm et pouvaient en outre « voir » aussi bien que le grand radiotélescope de Westerbork (Hollande). Les émissions radio proviennent principalement des régions où la densité du gaz interstellaire est accrue. Il est également clair que les nuages ​​​​de gaz dans cette galaxie ont presque la même structure spirale que la répartition des jeunes étoiles. (Photographie de l'Observatoire de Leiden.)

Pourquoi l’émission radio créée par les électrons est-elle plus forte à certains endroits de la galaxie et plus faible à d’autres ? Cela est dû au mécanisme même d’apparition de ce rayonnement, dont nous n’entrerons pas dans les détails ici. Il suffit de souligner qu’une émission radio plus forte se produit là où la densité du gaz interstellaire est plus élevée. Ainsi, l'image radio de la galaxie dans la constellation de Canes Venatici prouve que dans les bras spiraux non seulement les étoiles sont plus proches les unes des autres, mais que le gaz interstellaire a également une densité plus élevée.

La nébuleuse Canes Venatici nous montre aussi autre chose. On peut noter que les zones d'intensité maximale d'émission radio ne coïncident pas exactement avec les bras visibles de la spirale (Fig. 12.8). La région de plus grande densité de gaz interstellaire est légèrement décalée vers l’intérieur par rapport au bras visible. Qu'est-ce que cela signifierait ? À travers les bras spiraux, il y a un flux d'étoiles et de gaz interstellaire, et ce flux traverse le bras de sorte qu'il y entre par le côté « intérieur » (face au centre) et sort de l'extérieur. Une comparaison du bras visible, éclairé par les étoiles naissantes, et du bras radio, correspondant à la région de compression maximale du gaz interstellaire, permet de dresser le tableau suivant.

Riz. 12.8. Zones d'émission radio maximale (dessinées schématiquement avec des lignes blanches), superposées à une image optique de la galaxie de la constellation Canes Venatici. On peut voir que les bras spiraux de densité de gaz maximale et les structures spirales formées par les jeunes étoiles ne coïncident pas complètement. Il faut donc distinguer les bras de densité (bras radio) des bras visibles de la galaxie.

Les étoiles et la matière interstellaire tournent autour du centre de la galaxie (Fig. 12.9). En approchant du bras spiral, les étoiles se rapprochent les unes des autres, le gaz devient plus dense, et ainsi se créent les conditions nécessaires à l'émergence de nouvelles étoiles. Des nuages ​​de gaz interstellaire apparaissent ; elles s'effondrent et les premières protoétoiles apparaissent. Après un certain temps, les étoiles et le gaz interstellaire émergent de la région de densité maximale (qui correspond au bras sur l'image radio de la galaxie). Mais le processus de formation d'étoiles qui a commencé là-bas se poursuit et, après un certain temps, les premières étoiles massives émergent des protoétoiles. Ces étoiles bleu vif excitent la lueur du gaz environnant, et nous le voyons comme un bras spiral visible.

Riz. 12.9. Formation d'étoiles dans la galaxie de la constellation Canes Venatici. En haut à droite, la structure de la galaxie est schématisée (cf.). La zone marquée d'un carré en pointillés est représentée agrandie en bas de la figure. La matière d'une galaxie tournant dans le sens inverse des aiguilles d'une montre passe d'abord par des bras de densité (bras radio). Dans ce cas, le gaz interstellaire est comprimé. La formation des étoiles commence. Après un certain temps, les premières jeunes étoiles apparaissent, elles éclairent les masses de gaz adjacentes, qui produisent un rayonnement visible (bras visibles de la galaxie). Comme le gaz a le temps de passer du moment du compactage au moment de la formation des étoiles, les bras radio et les bras visibles ne coïncident pas entre eux. Ceci explique la situation présentée dans . La direction du mouvement de la substance est indiquée par des flèches rouges.

Ainsi, la substance traverse d’abord une région de densité accrue. C’est ici que commence le processus de formation des étoiles. Après un certain temps, les premières étoiles s'illuminent et nous observons un bras en spirale visible. Puisque nous savons à quelle vitesse les étoiles et le gaz de la galaxie de Canes Venatici se déplacent et que nous pouvons mesurer la distance entre le bras radio et le bras visible de la galaxie, nous pouvons calculer le temps qu'il faut entre la consolidation du gaz interstellaire et l'apparition des premières étoiles : il y a environ six millions d'années. Au cours des 500 000 dernières années sur ces six millions d'années, un processus du type décrit par les solutions de Larson s'est produit. Il faut cinq millions et demi d'années à la matière interstellaire pour former le nuage sur lequel Larson a basé son modèle.

Avant que la matière galactique puisse faire une révolution complète autour du centre galactique, la durée de vie des étoiles massives expire. Elles restituent une partie importante de leur matière au gaz interstellaire et deviennent elles-mêmes des naines blanches ou explosent pour former des supernovae. La matière qui entre dans le gaz interstellaire est enrichie d'atomes d'éléments lourds apparus dans les entrailles des étoiles, et lors de son prochain passage à travers le bras spiral, elle participe à la formation de nouvelles étoiles. Seule la matière contenue dans des objets compacts - naines blanches ou étoiles à neutrons, restant après la mort des étoiles, est exclue de ce cycle de matière.

Il était une fois, longtemps après la formation des étoiles dans le halo galactique, la matière de notre Soleil sous forme de gaz interstellaire traversait le bras spiral, puis de nombreuses étoiles se formaient. Les frères les plus massifs de notre Soleil ont depuis longtemps mis fin à leurs jours, tandis que les moins massifs, comme notre Soleil, pendant cette période, en raison d'une rotation inégale dans notre Galaxie, se sont dispersés dans toute la Galaxie et ont disparu de la vue.

Remarques:

Ici et tout au long de ce livre, sauf indication contraire, nous utilisons l'échelle de température absolue dont le zéro correspond à -273° Celsius. Pour passer de la température absolue à la température sur l’échelle Celsius, il faut soustraire 273 degrés. La température à la surface du Soleil en Celsius est donc de 5530°

Ces idées appartiennent à Isaac Newton ! Et Gine le cite dans son livre. - Environ. Éd.

L'osmose est souvent appelée espace sans air, ce qui suggère qu'il est vide. Cependant, ce n’est pas le cas. Dans l’espace interstellaire, il y a de la poussière et des gaz (principalement de l’hélium et de l’hydrogène, et bien plus encore de ce dernier). Il existe des nuages ​​​​entiers de poussière et de gaz dans l’Univers. Grâce à ces nuages, nous ne pouvons pas voir le centre de notre Galaxie. Ces nuages ​​peuvent mesurer des centaines d’années-lumière et certaines parties d’entre eux peuvent être comprimées sous l’influence de la gravité.

Au cours du processus de compression, une partie du nuage deviendra plus dense, diminuera en taille et en même temps se réchauffera. Si la masse d'une substance comprimée est suffisante pour que des réactions nucléaires commencent à s'y produire pendant le processus de compression, alors un tel nuage produit étoile.

Il convient de noter que généralement, un groupe entier naît d'un seul nuage étoiles , qu'on appelle habituellement stellaire grappe. Dans ce nuage, des compactions distinctes se forment (nous les appellerons également nuages ​​à l'avenir), dont chacune peut générer étoile. Comme mentionné, le plus simple étoiles ont une masse 12 fois inférieure à celle du Soleil. Si le nuage qui s'effondre est moins massif, mais pas plus de cent fois moins massif que le Soleil, ces nuages ​​forment ce qu'on appelle des naines brunes. Les naines brunes sont encore plus froides que les naines rouges étoiles. Ces objets sont chauffés assez fortement par les forces de compression gravitationnelle et émettent beaucoup de chaleur (rayonnement infrarouge), mais brillent à peine. Mais les réactions nucléaires ne démarrent pas dans les naines brunes. En fin de compte, la compression gravitationnelle est stoppée par la pression du gaz venant de l’intérieur, de nouvelles portions d’énergie cessent d’être libérées et les naines brunes se refroidissent en un temps relativement court. L'une des dernières naines brunes découvertes est une naine de la constellation de l'Hydre, sa magnitude n'est que de 22,3, bien qu'elle ne se trouve qu'à 33 années-lumière du Soleil. Le caractère unique de cette naine brune proche réside dans le fait que tous les objets similaires découverts précédemment faisaient partie de systèmes binaires, et celui-ci est unique. On le remarque uniquement en raison de sa proximité avec la Terre. La planète Jupiter, la plus grande du système solaire, est 80 fois plus légère que la planète la plus petite. étoiles et seulement 8 à 10 fois plus légères que les naines brunes. Encore une fois, nous notons le rôle de la masse d'un objet dans son propre destin.

Si suffisamment massif pour former étoiles le nuage se réchauffe tellement qu'il commence à émettre activement de la chaleur et, peut-être, à briller légèrement en rouge foncé (avant même le début de la fusion nucléaire), un tel nuage est généralement appelé protoétoile(avant- étoile). Dès que la température au centre de la protoétoile atteint 10 000 000 K, la fusion nucléaire commence. La compression de la protoétoile est stoppée par une légère pression, elle devient étoile. Encore une fois, la masse détermine la rapidité avec laquelle la protoétoile se transformera en étoile. Étoiles type de Soleil passe à cette étape de sa naissance 30 000 000 d'années, étoiles trois fois plus massif - 100 000 ans, et dix fois moins massif - 100 000 000 d'années. Donc non massif étoiles Ils font tout plus lentement, naissent et vivent. Comme nous nous en souvenons, à une telle facilité aux étoiles inclure le rouge étoiles, qui sont de petite taille et sont appelées naines rouges. Les naines rouges sont dix fois plus petites que le Soleil. Étoile type de Soleil est appelé naine jaune, tel étoiles sont également relativement petits. Le normal le plus lourd et le plus grand étoiles sont appelées géantes bleues.

Au jeune âge étoile est toujours entouré de son nuage parent, qui, sous la forme d'un disque de gaz ou de gaz-poussière, tourne autour de lui. Où étoile vent - un flux de toutes sortes de particules s'échappant de la surface étoilesà grande vitesse, exerce une pression sur la substance nuageuse, essayant de la repousser. Puisque le nuage a une forme de disque plat, le mouvement des particules dans son plan sous pression stellaire le vent est difficile. La matière se précipite le long de l'axe de rotation étoiles et les nuages, dans deux directions opposées. Il y a peu de matière dans ces directions, et les particules nuageuses s'éloignent presque sans entrave. étoiles. C'est ainsi que les sorties de matière souvent observées chez les jeunes étoiles.

Quand on entend le mot étoile, on imagine souvent différents corps célestes visibles dans le ciel. Mais toutes ne sont pas des étoiles : il peut s’agir de planètes, de groupes d’étoiles ou simplement de nuages ​​de gaz.

Étoile est une boule de gaz. Il brille en raison de sa température très élevée. La température des étoiles varie de 2 100 à 50 000 degrés Celsius. La température d’une étoile affecte directement sa couleur. Cela peut être comparé au métal chaud qui change de couleur en fonction de la température. Les étoiles les plus chaudes apparaissent en bleu.

L'apparition d'une star

Les scientifiques tentent depuis longtemps de comprendre comment se forment les étoiles. Les étoiles peuvent avoir différentes tailles. Beaucoup de ses autres caractéristiques, comme sa température, sa couleur et sa durée de vie, dépendent de sa taille. Les étoiles sont constituées de poussière et de gaz cosmiques. Les forces de gravité compactent ces composants. Ils augmentent leur vitesse de rotation et leur température, ce qui conduit à la formation d'une protoétoile. Lorsque le gaz au cœur d’une protoétoile chauffe jusqu’à 12 000 000 degrés, l’hydrogène qu’il contient commence à se transformer en hélium. Au cours de ce processus, la protoétoile émet beaucoup d'énergie, ce qui lui permet de cesser de se contracter.

Le chemin de la vie

L’énergie émise par une étoile la rend lumineuse pendant de nombreuses années. Par exemple, une étoile semblable au Soleil vit et brille en moyenne 10 milliards d’années. Les étoiles plus grandes ont une durée de vie plus courte, quelques millions d’années seulement. Cela est dû au fait que le gaz contenu dans leurs profondeurs est traité plus rapidement. Les étoiles plus petites que notre Soleil produisent moins de chaleur et de lumière et vivent 50 milliards d’années ou plus.

Groupes d'étoiles

Dans certains cas, deux ou un groupe entier d’étoiles sont formés à partir du même matériau source sous forme de gaz et de poussière. On les appelle multiples. Les scientifiques observant ces étoiles ont remarqué que parfois la lumière d'une étoile éclipse une autre, et parfois la lumière émise par elles est résumée.

• Lors de la conversion de l'hydrogène en hélium, une grande quantité d'énergie est libérée dans le noyau de l'étoile, ce qui arrête la compression ultérieure de l'étoile.
• Les Pléiades, groupes d'étoiles situés assez loin de la terre, peuvent être perçues à l'œil nu comme une tache brumeuse.
• Une étoile naît d'un nuage de gaz et de poussière. La force de gravité compacte ce nuage. La température du gaz augmente, ce qui entraîne la libération d'énergie, notamment de lumière.
• La température du gaz augmente tout le temps, la lumière émise par l'étoile devient plus brillante.
• Notre soleil est actuellement au milieu de son chemin de vie. Selon les scientifiques, il contient suffisamment de gaz pour vivre encore 5 milliards d'années.

Vous pouvez trouver de nombreux articles et actualités intéressants et scientifiques sur l'espace sur le site.

Les étoiles naissent lorsqu'un nuage de gaz et de poussières interstellaires est comprimé et compacté par sa propre gravité.
On pense que ce processus conduit à la formation d’étoiles. À l’aide de télescopes optiques, les astronomes peuvent observer ces zones, qui ressemblent à des points sombres sur un fond clair. On les appelle « complexes de nuages ​​moléculaires géants » car l’hydrogène est présent sous forme moléculaire. Ces complexes, ou systèmes, ainsi que les amas d'étoiles globulaires, constituent les plus grandes structures de la galaxie, atteignant parfois 1 300 années-lumière de diamètre.
Les étoiles plus jeunes, appelées « population stellaire I », se sont formées à partir des restes résultant des éruptions d'étoiles plus âgées, elles sont appelées
"population stellaire II". Une éruption explosive provoque une onde de choc qui atteint la nébuleuse la plus proche et provoque sa compression.

Globules de bok.

Ainsi, une partie de la nébuleuse est compressée. Simultanément à ce processus, la formation de nuages ​​​​de gaz et de poussière denses et sombres de forme ronde commence. On les appelle « globules de Bock ». Bok, astronome américain d'origine néerlandaise (1906-1983), fut le premier à décrire les globules. La masse des globules est d'environ
200 fois la masse de notre Soleil.
À mesure que le globule de Bok continue de se condenser, sa masse augmente, attirant la matière des régions voisines en raison de la gravité. Du fait que la partie interne du globule se condense plus rapidement que la partie externe, le globule commence à chauffer et à tourner. Après plusieurs centaines de milliers d’années, durant lesquelles se produit une compression, une protoétoile se forme.

Evolution d'une protoétoile.

En raison de l'augmentation de la masse, de plus en plus de matière est attirée vers le centre de la protoétoile. L'énergie libérée par le gaz comprimé à l'intérieur est transformée en chaleur. La pression, la densité et la température de la protoétoile augmentent. En raison de l’augmentation de la température, l’étoile commence à briller d’un rouge foncé.
La protoétoile est très grande et, bien que l’énergie thermique soit répartie sur toute sa surface, elle reste relativement froide. Au cœur, la température augmente et atteint plusieurs millions de degrés Celsius. La rotation et la forme ronde de la protoétoile changent quelque peu, elle devient plus plate. Ce processus dure des millions d'années.
Il est difficile de voir les jeunes étoiles, car elles sont encore entourées d'un nuage de poussière sombre, grâce auquel la luminosité de l'étoile est pratiquement invisible. Mais ils peuvent être observés à l'aide de télescopes infrarouges spéciaux. Le noyau chaud d’une protoétoile est entouré d’un disque de matière en rotation doté d’une forte force gravitationnelle. Le noyau devient si chaud qu’il commence à éjecter la matière des deux pôles, où la résistance est minime. Lorsque ces émissions entrent en collision avec le milieu interstellaire, elles ralentissent et se dispersent de chaque côté, formant une structure en forme de larme ou arquée connue sous le nom d'objet Herbic-Haro.

Étoile ou planète ?

La température d'une protoétoile atteint plusieurs milliers de degrés. Les développements ultérieurs dépendent des dimensions de cet astre ; si la masse est petite et inférieure à 10 % de la masse du Soleil, cela signifie qu'il n'y a aucune condition pour que des réactions nucléaires se produisent. Une telle protoétoile ne pourra pas se transformer en une véritable étoile.
Les scientifiques ont calculé que pour qu'un corps céleste en contraction se transforme en étoile, sa masse minimale doit être d'au moins 0,08 de la masse de notre Soleil. Un nuage contenant du gaz de plus petite taille, se condensant, se refroidira progressivement et se transformera en un objet de transition, quelque chose entre une étoile et une planète, c'est ce qu'on appelle la « naine brune ».
La planète Jupiter est un objet céleste trop petit pour devenir une étoile. S'il était plus grand, peut-être que des réactions nucléaires commenceraient dans ses profondeurs et qu'il contribuerait, avec le Soleil, à l'émergence d'un système d'étoiles doubles.

Réactions nucléaires.

Si la masse d’une protoétoile est importante, elle continue à se condenser sous l’influence de sa propre gravité. La pression et la température dans le noyau augmentent, la température atteint progressivement 10 millions de degrés. C'est suffisant pour combiner les atomes d'hydrogène et d'hélium.
Ensuite, le « réacteur nucléaire » de la protoétoile est activé et elle se transforme en une étoile ordinaire. Un vent fort se dégage alors, qui disperse la coquille de poussière environnante. On peut alors voir la lumière émanant de l’étoile résultante. Cette étape est appelée « phase T-Taureau » et peut durer 30 millions d'années. La formation de planètes est possible à partir des restes de gaz et de poussière entourant l'étoile.
La naissance d’une nouvelle étoile peut provoquer une onde de choc. Ayant atteint la nébuleuse, elle provoque la condensation de nouvelle matière et le processus de formation d'étoiles se poursuivra à travers des nuages ​​​​de gaz et de poussière. Les petites étoiles sont faibles et froides, tandis que les grandes sont chaudes et brillantes. Pendant la majeure partie de son existence, l’étoile reste en équilibre.

Établissement d'enseignement budgétaire municipal "Gymnase"

Résumé sur le thème : Comment se forment les étoiles

Complété par l'élève de 4e année Wolf Vladislav

G. Tchernogorsk, RH

1. Introduction
2. Une star est née
3. Obligations étoiles
4. Naissance de la terre
5. Soleil
6. Lune
7. Constellations
8. Conclusion

Introduction

Tout récemment, ma mère m'a offert le livre « L'Encyclopédie du grand écolier ». J'étais très heureuse. Quand j’ai commencé à l’étudier, j’ai réalisé à quel point son contenu était fascinant et intéressant. Y compris des histoires sur l'espace, sur le système solaire, sur la naissance de nouvelles étoiles ou planètes. J'ai beaucoup aimé et j'ai décidé de faire un petit reportage pour que les autres enfants le sachent aussi.

Comment se forment les étoiles

Lorsque les gens parlent d’étoiles, ils désignent généralement tous les corps lumineux visibles dans le ciel nocturne. Cependant, beaucoup d’entre eux ne sont pas des étoiles, mais des planètes, des groupes d’étoiles ou simplement des nuages ​​de gaz.

Une étoile est une boule de gaz chauffée à une température telle qu’elle brille. La température des étoiles varie de 2 100°C à 50 000°C. La couleur d'une étoile dépend de sa température. Imaginez qu'un morceau de métal soit chauffé sur un feu. Le métal devient d’abord rouge vif. Ensuite, il devient chauffé à blanc. Les étoiles blanches sont plus chaudes que les étoiles rouges, mais les étoiles les plus chaudes sont bleues.

UNE ÉTOILE, C'EST LA NAISSANCE

Depuis de nombreuses années, les scientifiques cherchent une réponse à la question de savoir comment naissent les étoiles. Les étoiles sont de différentes tailles. La durée de vie d'une étoile, sa luminosité et d'autres caractéristiques dépendent de sa taille. Les étoiles naissent de nuages ​​de gaz et de poussière cosmiques. Sous l'influence des forces gravitationnelles, le nuage devient plus dense, sa vitesse de rotation et sa température augmentent progressivement et il se transforme en protoétoile. Lorsque la température au centre d'une protoétoile atteint environ 12 000 000*C, des réactions thermonucléaires commencent dans ses profondeurs, convertissant l'hydrogène et l'hélium. Dans ce cas, une telle quantité d'énergie est libérée que l'étoile cesse de se contracter sous l'influence de ses propres forces gravitationnelles. C’est là que se termine la formation des étoiles.

L'énergie libérée empêche non seulement l'étoile de rétrécir, mais la fait également briller très longtemps. Une étoile de la taille de notre Soleil peut vivre environ 10 milliards d'années. Les étoiles plus grosses brûlent du gaz plus rapidement et ne vivent que quelques millions d’années. Les étoiles plus petites que le Soleil et plus froides peuvent vivre plus de 50 milliards d'années.

CRAVATES ÉTOILES

Parfois, deux étoiles naissent à proximité d’un seul nuage de gaz et de poussière en rotation. De plus, les nouveau-nés diffèrent souvent par leur couleur et leur taille et ne ressemblent pas du tout à des jumeaux. Ils sont reliés par des forces d'attraction mutuelle et se déplacent sur des orbites, tournant l'un autour de l'autre, tout comme la Lune tourne autour de la Terre. De telles étoiles sont appelées étoiles doubles. S’il y a plus de deux étoiles dans un groupe, on les appelle multiples. Les astronomes comparent la luminosité de ces étoiles en les observant à différentes périodes : lorsque la lumière d'une étoile éclipse une autre ou lorsque leurs rayonnements se résument.

Il y a les Pléiades - un amas d'étoiles ouvert, qui comprend plus de 100 étoiles. Ils sont très éloignés du sol, la plupart d’entre eux ne sont donc pas visibles à l’œil nu et sont perçus collectivement comme une tache brumeuse.

LA NAISSANCE DE LA TERRE

La Terre s'est apparemment formée il y a environ 4,6 milliards d'années (environ 8,5 à 10,5 milliards d'années après la naissance de l'Univers, à la suite d'une libération colossale d'énergie appelée le Big Bang). Il s’est formé lorsque de la matière protoplanétaire s’est rassemblée en un caillot et s’est réchauffée. De lourdes particules de fer et de nickel étaient concentrées au centre de cette boule et une couche externe, probablement fondue, était formée de matériaux plus légers. Après des millions d’années, la couche externe a commencé à se refroidir et à durcir. Dans les profondeurs de la Terre, la substance est encore chaude et une partie est en fusion. Depuis l'espace, notre planète apparaît bleue car elle est en grande partie recouverte d'océans et la Terre est entourée d'une atmosphère - une coquille d'air. Il protège du rayonnement cosmique et régule la température de la Terre. Plus haut, l’atmosphère se raréfie jusqu’à devenir un espace sans air. Il est retenu par la force de gravité. La Terre a la forme d'une boule, bien que quelque peu aplatie aux pôles et plus large à l'équateur, au milieu. Le champ magnétique de notre planète est généré par des flux de particules chargées dans le noyau riche en fer de la Terre.

SOLEIL

Notre étoile. Il est désormais au milieu de son cycle de vie et ses réserves de gaz dureront encore 5 milliards d'années. Neuf corps cosmiques appelés planètes tournent autour du Soleil dans la même direction : dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, vu d'en haut. Avec le Soleil, ils constituent le système solaire. La Terre fait une révolution complète autour du Soleil en un an (365 jours). Le Soleil est à une distance de 150 millions de km de la Terre. Le Soleil est environ 333 000 fois plus lourd que la Terre. Avec la précision de la vision volumétrique, environ 1 300 000 planètes comme la Terre pourraient tenir à l’intérieur du Soleil. Comme toutes les étoiles, le Soleil est une boule de gaz chauds, principalement de l’hydrogène et de l’hélium. Une réaction thermonucléaire se produit dans le noyau solaire, convertissant l'hydrogène en hélium. Une énorme quantité d'énergie est libérée, grâce à laquelle la température du noyau atteint 15 000 000 * C et le Soleil brille.

LUNE

C'est le corps cosmique le plus proche de la Terre et le seul satellite de notre

Planètes. Les astronomes appellent la Lune un satellite car elle tourne autour de la Terre tous les 27,3 jours. En même temps, elle parvient à tourner autour de son axe, de sorte que la Lune fait toujours face à la Terre du même côté. La lune brille grâce à la lumière réfléchie par le soleil. Pendant la nouvelle lune, la face de la Lune qui nous fait face n’est pas éclairée par le Soleil et nous ne pouvons pas la voir du tout. Parfois, la Lune apparaît entre la Terre et le Soleil, obscurcissant le Soleil. Puis une éclipse solaire se produit sur Terre. Les éclipses lunaires se produisent lorsque la Terre passe entre le Soleil et la Lune, projetant une ombre sur la surface de la Lune. Ils se produisent plus souvent que les solaires. Certains scientifiques pensent qu’il y a 4 milliards d’années, la Terre est entrée en collision avec un corps céleste solide appelé planétésimal. Lors de l'impact, des morceaux se sont détachés de la surface de la Terre. En se déplaçant autour d'elle en orbite, ils se sont progressivement rapprochés, formant la Lune. Il n’y a pas d’atmosphère sur la Lune et toutes les météorites tombent à sa surface sans brûler, formant des cratères. La température à la surface de la Lune est comprise entre -170°C et 100°C.

Planétésimal terrestre

CONSTELLATION

Des milliers d'étoiles sont visibles dans le ciel nocturne. Les étoiles forment divers motifs et formes. Les groupes d'étoiles qui créent un motif spécifique sont appelés constellations. Même dans les temps anciens, les gens remarquaient que toutes les étoiles semblaient tourner autour de l’étoile polaire. Elle reste toujours à sa place, immobile. Situé directement au-dessus du pôle Nord. Dans l'hémisphère sud, il est pratique de naviguer selon la constellation de la Croix du Sud. La forme des constellations ne change pas, mais les planètes changent de position à mesure qu'elles se déplacent parmi les constellations. Les anciens astronomes appelaient ces mystérieux objets en mouvement « planètes », ce qui signifie « vagabonds » en grec ancien.

ASTRONOMIE

Science de l'espace et des corps cosmiques. Chaque année, nous en apprenons de plus en plus sur le système solaire, notre galaxie (Voie lactée) et de nombreux autres objets et phénomènes de l'Univers. Les astronomes utilisent les équipements scientifiques les plus modernes pour percer les secrets de l’espace. Grâce à leurs recherches, nous comprenons la structure du système solaire et de l’univers. En scrutant les profondeurs de l'espace, les astronomes travaillent en collaboration avec des chimistes, des physiciens et d'autres scientifiques, échangeant connaissances et idées.