Les étoiles naissent au sein de nuages immenses et froids de poussière et de gaz, dans les bras de galaxies spirales comme la nôtre. Ces nuages contiennent de l’hydrogène et de l’hélium moléculaires, ainsi que des traces d’autres éléments comme l’oxygène, le silicium et le carbone. Avec le temps, une grande quantité de gaz et de poussière se rassemble, probablement à cause des ondes de choc d’étoiles qui explosent ou de galaxies qui passent.

Le gaz et la poussière forment des globules, qui commencent à tourner sous l’effet de petites perturbations. La masse de ces globules, et donc leur force de gravité, augmente lentement, ce qui entraîne leur condensation en ce que l’on appelle des protoétoiles.

À mesure que davantage de matière se dirige vers l’intérieur en empruntant une trajectoire en spirale, les nouvelles protoétoiles sont entourées de nuages en forme de disque. Avec la hausse de la pression et de la température, ces étoiles en deven Pour en lire plus
Les étoiles naissent au sein de nuages immenses et froids de poussière et de gaz, dans les bras de galaxies spirales comme la nôtre. Ces nuages contiennent de l’hydrogène et de l’hélium moléculaires, ainsi que des traces d’autres éléments comme l’oxygène, le silicium et le carbone. Avec le temps, une grande quantité de gaz et de poussière se rassemble, probablement à cause des ondes de choc d’étoiles qui explosent ou de galaxies qui passent.

Le gaz et la poussière forment des globules, qui commencent à tourner sous l’effet de petites perturbations. La masse de ces globules, et donc leur force de gravité, augmente lentement, ce qui entraîne leur condensation en ce que l’on appelle des protoétoiles.

À mesure que davantage de matière se dirige vers l’intérieur en empruntant une trajectoire en spirale, les nouvelles protoétoiles sont entourées de nuages en forme de disque. Avec la hausse de la pression et de la température, ces étoiles en devenir commencent à briller et émettent de la lumière, de la chaleur et des ondes radio. À ce point, ce ne sont pas encore de vraies étoiles. Leur éclat subtil est obscurci par les nuages environnants, mais l’on peut détecter leur énergie à l’aide de télescopes à infrarouge et de radiotélescopes.

La protoétoile continue de se contracter et sa température augmente. Lorsque la température du noyau atteint environ 4 millions de degrés Celsius, au bout de 100 000 à 10 millions d’années, la fusion nucléaire commence : une nouvelle étoile est née.

© Le Réseau canadien d'information sur le patrimoine, 2003

La nébuleuse Trifide

De nouvelles étoiles illuminent des nuages de gaz et de poussière dans la nébuleuse Trifide.

HST/STSI

© Photo du domaine public, gouvernement des États-Unis


L'amas galactique d'Hercule

L'amas galactique d'Hercule est à 650 millions d'années-lumière de la Terre. Dans cette image, les galaxies spirales sont bleuâtres parce qu'elles contiennent des étoiles jeunes et chaudes. Les galaxies elliptiques sont jaunâtres parce qu'elles sont pleines d'étoiles vieilles et froides.

NASA

© Photo du domaine public, gouvernement des États-Unis


Tarentule (30 Doradus)

Un groupe de jeunes étoiles de la nébuleuse de la Tarentule (30 Doradus) illumine les gaz interstellaires dans le Grand Nuage de Magellan.

NASA

© Photo du domaine public, gouvernement des États-Unis


Le sort d’une étoile est scellé dès sa naissance. Selon sa masse, elle finira ses jours tranquillement ou dans l’éclat d’une supernova. Les étoiles évoluent tout au long de leur vie : elles croissent et dégénèrent, elles peuvent être violentes et explosives, et elles jouent dans nos vies un rôle plus important que tout ce que nous avons jamais imaginé.

Pour certains peuples d’autrefois, les étoiles étaient des trous d’épingle dans le ciel, qui laissaient passer les lumières de la création.

Quand une étoile commence à briller, elle produit une quantité phénoménale d’énergie parce qu’en son centre l’hydrogène est transformé en hélium par fusion nucléaire. L’étoile finit par manquer de combustible (l’hydrogène). La suite des événements dépend de la masse initiale de l’étoile.
Le sort d’une étoile est scellé dès sa naissance. Selon sa masse, elle finira ses jours tranquillement ou dans l’éclat d’une supernova. Les étoiles évoluent tout au long de leur vie : elles croissent et dégénèrent, elles peuvent être violentes et explosives, et elles jouent dans nos vies un rôle plus important que tout ce que nous avons jamais imaginé.

Pour certains peuples d’autrefois, les étoiles étaient des trous d’épingle dans le ciel, qui laissaient passer les lumières de la création.

Quand une étoile commence à briller, elle produit une quantité phénoménale d’énergie parce qu’en son centre l’hydrogène est transformé en hélium par fusion nucléaire. L’étoile finit par manquer de combustible (l’hydrogène). La suite des événements dépend de la masse initiale de l’étoile.

© Le Réseau canadien d'information sur le patrimoine, 2003

L'amas globulaire

Les étoiles de l'amas globulaire NGC 6354 se sont formées il y a plus de 12 milliards d'années. L'Univers doit donc être encore plus âgé.

Télescope Canada-France-Hawaii

© Télescope Canada-France-Hawaii


Lorsqu’une étoile dont la masse est environ la moitié de celle du Soleil vient à manquer d’hydrogène, elle se contracte pour devenir une naine blanche. Une naine blanche est une petite étoile compacte, si dense qu’une cuillerée à thé de sa matière pèserait environ une tonne sur la Terre. Même si elle ne brûle plus, une naine blanche est encore incroyablement chaude. Elle refroidit lentement jusqu’à ce qu’il ne reste plus qu’un noyau noir éteint. Au bout d’environ 100 milliards d’années, l’étoile est morte.

Lorsqu’une étoile dont la masse est environ la moitié de celle du Soleil vient à manquer d’hydrogène, elle se contracte pour devenir une naine blanche. Une naine blanche est une petite étoile compacte, si dense qu’une cuillerée à thé de sa matière pèserait environ une tonne sur la Terre. Même si elle ne brûle plus, une naine blanche est encore incroyablement chaude. Elle refroidit lentement jusqu’à ce qu’il ne reste plus qu’un noyau noir éteint. Au bout d’environ 100 milliards d’années, l’étoile est morte.

© Le Réseau canadien d'information sur le patrimoine, 2003

Une étoile dont la masse va jusqu’à 2½ fois celle du Soleil passe par le stade de géante rouge avant de devenir une naine blanche. Le noyau de l’étoile devient si chaud que l’atmosphère de l’étoile gonfle comme un ballon. Une géante rouge située là où est le Soleil s’étendrait jusqu’à l’orbite de Vénus ou même de la Terre. Une géante rouge finit par se contracter pour devenir une naine blanche, puis refroidit lentement jusqu’à ce qu’il ne reste plus qu’un noyau noir.

Une étoile dont la masse va jusqu’à 2½ fois celle du Soleil passe par le stade de géante rouge avant de devenir une naine blanche. Le noyau de l’étoile devient si chaud que l’atmosphère de l’étoile gonfle comme un ballon. Une géante rouge située là où est le Soleil s’étendrait jusqu’à l’orbite de Vénus ou même de la Terre. Une géante rouge finit par se contracter pour devenir une naine blanche, puis refroidit lentement jusqu’à ce qu’il ne reste plus qu’un noyau noir.

© Le Réseau canadien d'information sur le patrimoine, 2003

Naine blanche

Lorsqu'une géante rouge s'effondre, elle expulse les couches extérieures dans son atmosphère. Le noyau de l'étoile demeure sous forme d'une naine blanche près du centre de l'immense bulle.

WIYN /NOAO / NSF

© WIYN /NOAO / NSF


Les étoiles supergéantes sont jusqu’à 100 fois plus massives que le Soleil. Lorsqu’une supergéante manque de combustible, elle s’effondre et éclate dans une explosion de supernova. Le noyau restant continue de se contracter et devient une étoile à neutrons ou un trou noir, selon la quantité de masse qui reste après l’explosion.

Les étoiles supergéantes sont jusqu’à 100 fois plus massives que le Soleil. Lorsqu’une supergéante manque de combustible, elle s’effondre et éclate dans une explosion de supernova. Le noyau restant continue de se contracter et devient une étoile à neutrons ou un trou noir, selon la quantité de masse qui reste après l’explosion.

© Le Réseau canadien d'information sur le patrimoine, 2003

Écho lumineux de la supernova 1987A

Écho lumineux de la supernova 1987A.

David Malin

© Observatoire anglo-australien


Les atomes qui constituent notre corps ont été créés à l’origine dans le feu thermonucléaire au cour d’étoiles extrêmement massives qui ont explosé il y a des milliards d’années. Nous sommes littéralement tous faits de poussière d’étoile !

Les atomes qui constituent notre corps ont été créés à l’origine dans le feu thermonucléaire au cour d’étoiles extrêmement massives qui ont explosé il y a des milliards d’années. Nous sommes littéralement tous faits de poussière d’étoile !

© Le Réseau canadien d'information sur le patrimoine, 2003

Faits de poussière d'étoile

Nous sommes faits de poussière d'étoile.

Conseil national de recherches du Canada

© Conseil national de recherches du Canada


Objectifs d'apprentissage

L’apprenant va :

  • expliquer ce qu’est une étoile;
  • décrire comment sont formées les étoiles;
  • décrire à l’aide d’images et de mots les étapes des étoiles.

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