CHAPITRE 11 • La formation du système solaire
Histoire d’une étoile
Une étoile se forme à partir de la contraction d’un nuage de gaz. La fusion de l’hydrogène démarre, et
elle s’allume. La couleur et la luminosité correspondante sont fonction de la masse. Plus l’étoile est
massive, plus elle est dense et chaude, et plus la fusion nucléaire est intense et efficace. Une petite étoile
sera donc plutôt rouge et sa température de surface sera de l’ordre de 4 000 K. Une énorme étoile sera
bleue et sa température de surface pourra atteindre 30 000 K. Toutes les étoiles, au premier stade de leur
évolution, sont distribuées dans une bande couleur-luminosité, comme l’illustrent les diagrammes de
Hertzprung-Russell, du nom des deux scientifiques qui ont proposé cette représentation. Cette bande
est appelée série ou séquence principale.
Lorsque la fusion de l’hydrogène est terminée, les étoiles sortent de la séquence principale. Leur luminosité est à peu près préservée, mais la température de surface diminue avec le démarrage de la fusion
d’éléments plus lourds.
Le diagramme de Hertzprung-Russell suivant (figure 11.5) illustre l’évolution d’une étoile qui aurait la
même masse que notre Soleil.
Figure 11.5
Diagramme de
Hertzprung-Russell,
illustrant les liens
entre couleur et
luminosité des
étoiles.
Température superficielle
Les chiffres en rouge donnent la masse de l'étoile.
Le parcours fléché correspond à celui que le Soleil suit et suivra.
Les chiffres en bleu donnent les temps de passage en millions d’années.
265
Histoire d’une étoile
Une étoile se forme à partir de la contraction d’un nuage de gaz. La fusion de l’hydrogène démarre, et
elle s’allume. La couleur et la luminosité correspondante sont fonction de la masse. Plus l’étoile est
massive, plus elle est dense et chaude, et plus la fusion nucléaire est intense et efficace. Une petite étoile
sera donc plutôt rouge et sa température de surface sera de l’ordre de 4 000 K. Une énorme étoile sera
bleue et sa température de surface pourra atteindre 30 000 K. Toutes les étoiles, au premier stade de leur
évolution, sont distribuées dans une bande couleur-luminosité, comme l’illustrent les diagrammes de
Hertzprung-Russell, du nom des deux scientifiques qui ont proposé cette représentation. Cette bande
est appelée série ou séquence principale.
Lorsque la fusion de l’hydrogène est terminée, les étoiles sortent de la séquence principale. Leur luminosité est à peu près préservée, mais la température de surface diminue avec le démarrage de la fusion
d’éléments plus lourds.
Le diagramme de Hertzprung-Russell suivant (figure 11.5) illustre l’évolution d’une étoile qui aurait la
même masse que notre Soleil.
Figure 11.5
Diagramme de
Hertzprung-Russell,
illustrant les liens
entre couleur et
luminosité des
étoiles.
Température superficielle
Les chiffres en rouge donnent la masse de l'étoile.
Le parcours fléché correspond à celui que le Soleil suit et suivra.
Les chiffres en bleu donnent les temps de passage en millions d’années.
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