Une étoile a toujours pour origine une nébuleuse, la structure de celle-ci peut-être très variée du fait de l'enrichissement en éléments lourds par les restes d'autres étoiles mortes mais de façon générale, une nébuleuse est composée à 90 % d'hydrogène (élément le plus répandu dans l'univers ), 9 % d'hélium et 1% d'autres éléments. Dans le cas de la formation d'une étoile, le nuage ou nébuleuse se contracte ou s'effondre sous l'effet de la force d'interaction gravitationnelle :Plus la densité de ce nuage est importante et plus la contraction sera rapide, et d'après la formule, on voit bien que plus les distances sont petites et plus la valeur de la force augmente.
Par ce phénomène, le nuage s'effondre sur lui-même, faisant ainsi augmenter la pression et la température en son sein. Si ce nuage a une masse supérieure à 0.1 masse solaire (0.1 Ms soit Ms = 2.10^30 kg). = ), l'effondrement conduira à la fusion thermonucléaire de l'hydrogène dès 3 millions de degrés celsius. L'énergie jusqu'ici apportée par la force de gravitation va être remplacée par les réactions thermonucléaires qui vont ainsi contrecarrer l'action de cette force, l'étoile n'a plus besoin de se contracter pour obtenir l'énergie qui lui permet de briller.
On comprend facilement que plus une étoile a une masse importante et plus elle doit générer d'énergie radiative pour compenser son effondrement. Les étoiles les plus massives sont donc celles qui ont une durée de vie la moins importante.La fusion thermonucléaire:
Par ce procédé, deux atomes vont fusionner pour donner un troisième atome de masse inférieure à la somme des deux premiers. Cette différence de masse est convertie en énergie thermique que l'on peut expliquer par la célèbre formule : E = mc² où E est l'énergie résultante, m la masse de l'atome et c la vitesse de la lumière. On prendra le cas de la fusion de l'hydrogène. En fait, ce sont des noyaux d'isotope de l'hydrogène qui vont fusionner pour donner un noyau plus lourd et plus stable avec éjection d'un neutron. Le deutérium et le tritium (produit de fusion d'atome d'hydrogène ultérieur) fusionnent pour donner de l'hélium avec éjection d'un neutron ; durant cette réaction, on observe une perte de masse de l'ordre de 0.7 %. Ces réaction ne peuvent s'opérer que dans des conditions extrêmes comme au centre d'une étoile où les conditions de température et des pression sont assez importantes pour pouvoir contrebalancer les forces de répulsion électrique qui règnent à l'échelle des noyaux atomiques.La réaction thermonucléaire créé un souffle qui va éjecter les couches supérieures qui n'ont pas eu le temps de se contracter suffisamment rapidement, l'étoile est ainsi visible et se met à briller . Cette onde de choc va ainsi générer des " anneaux " de matières qui donneront lieu aux planètes du système de l'étoile.
Une étoile est composée de plusieurs couches :
- la couche interne qui compose le noyau est le siège des réactions thermonucléaires. C'est cette énergie qui va permettre à l'étoile de briller et de compenser la force de gravitation qui tend à la faire s'effondre sur elle même. L'énergie libérée sous forme de chaleur et de lumière est conduit par une particule : le photon. L'énergie est telle que le photon est émis sous la forme d'un rayonnement Gamma extrêmement puissant, il véhicule ainsi autant la chaleur que la lumière. Ces particules doivent traverser 700 000 Km de gaz pour pouvoir atteindre la photosphère, d'où ils sont rayonné vers l'espace.
-ce photon émis par une telle réaction est de suite absorber par la matière puis ré émis sur de très courtes distances, et ainsi de suite. Il se propage très difficilement dans un milieux ionisé aussi dense, c'est un milieu (ici un gaz) qui a perdu sa neutralité électrique par perte ou gain d'électrons. L'énergie lumineuse, transportée par les photons, parvient tout de même à se propager sur une longue distance, de 500 000 Km pour le soleil, que l'on appelle la zone radiative.
- tout au long de ces quelques centaines de milliers de kilomètres, à force d'absorption/ré-émission le rayon gamma à perdu beaucoup de sa puissance et cela se retrouve donc dans la longueur d'onde. Le milieu à donc fortement refroidi et les ions du gaz captent de plus en plus de d'électrons car, du fait de cette perte de chaleur, les ions redeviennent électriquement neutres. Ce gaz capte alors beaucoup plus de photons que précédemment, les empêchant ainsi de progresser davantage.
- le milieu est donc essentiellement composé de particule plutôt que d'ions, comme le ferait de l'eau dans une casserole que l'on chauffe par le dessous, on assiste à des mouvements de convection. Arrivés à la surface les tourbillons de gaz se refroidissent, ces mouvements de matière déversent dans l'espace tous les photons absorbés. Cette zone est appelée la zone convective.
- la zone formant la frontière entre la zone convective et celle où les photons sont libérés se nomme : la photosphère.Voici une coupe du soleil:
http://perso.club-internet.fr/sbeillia/Espace/systeme/soleil/sol-2.html
