L’ESPACE POUR LES ENFANTS 🚀 LES ETOILES

Me soutenir sur Tipeee : ABONNEZ-VOUS pour ne pas louper mes prochaines vidĂ©os! Cette vidĂ©o et sous-titrĂ©e (dans plusieurs langues) pour les sourds et malentendants. Facebook: L’ESPACE POUR LES ENFANTS 🚀 ETOILES Combien d’étoiles pensez-vous pouvoir voir par temps dĂ©gagĂ©? FAUX ! Pendant la journĂ©e, nous pouvons voir le soleil qui est Ă©galement une Ă©toile la plus proche de nous d’ailleurs. Lorsqu’il disparaĂźt derriĂšre l’horizon, nous pouvons voir des milliers d’étoiles dans le ciel. Mais elles ne sont qu’une petite partie de la galaxie appelĂ©e la voie lactĂ©e. Du sol, elles paraissent ĂȘtre de la mĂȘme taille. Mais ce n’est pas le cas, parmi elles se trouvent les Ă©toiles Ă  neutrons, les naines brunes, les gĂ©antes rouges et blanches et mĂȘme les supers gĂ©antes. De plus, les Ă©toiles sont si lointaine qu’il est difficile d’imaginer que l’étoile la plus proche aprĂšs le soleil voyage vers nous pendant plus de quatre ans. Il existe des Ă©toiles dans la lumiĂšre voyage pendant plus de 10 mille ans. Il y a celles aussi dont la lumiĂšre voyage encore avec nous bien qu’elles n’existent plus. WIKIPEDIA NOUS DIT QUE : Le sens premier du mot Ă©toile est celui d’un point lumineux dans le ciel nocturne, et par extension, des figures gĂ©omĂ©triques reprĂ©sentant des rayons partant d’un centre (voir le symbole de l’étoile). En astronomie, la signification scientifique plus restreinte d’étoile est celle d’un corps cĂ©leste plasmatique qui rayonne sa propre lumiĂšre par rĂ©actions de fusion nuclĂ©aire, ou des corps qui ont Ă©tĂ© dans cet Ă©tat Ă  un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les Ă©toiles Ă  neutrons. Cela signifie qu’ils doivent possĂ©der une masse minimale pour que les conditions de tempĂ©rature et de pression au sein de la rĂ©gion centrale — le cƓur — permettent l’amorce et le maintien de ces rĂ©actions nuclĂ©aires, seuil en deçà duquel on parle d’objets substellaires. Les masses possibles des Ă©toiles s’étendent de 0,085 masse solaire Ă  une centaine de masses solaires. La masse dĂ©termine la tempĂ©rature et la luminositĂ© de l’étoile. La plupart des Ă©toiles se situent sur la sĂ©quence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, oĂč les Ă©toiles produisent leur Ă©nergie et leur rayonnement par conversion de l’hydrogĂšne en hĂ©lium, par des mĂ©canismes de fusion nuclĂ©aire comme le cycle carbone-azote-oxygĂšne ou la chaĂźne proton-proton. Pendant une grande partie de son existence, une Ă©toile est en Ă©quilibre hydrostatique sous l’action de deux forces qui s’opposent : la gravitation, qui tend Ă  contracter et faire s’effondrer l’étoile, et la pression cinĂ©tique (avec la pression de rayonnement pour les Ă©toiles massives), rĂ©gulĂ©e et maintenue par les rĂ©actions de fusion nuclĂ©aire, qui tend au contraire Ă  dilater l’astre. À la fin de cette phase, marquĂ©e par la consommation de la totalitĂ© de l’hydrogĂšne, les Ă©toiles de la sĂ©quence principale se dilatent et Ă©voluent en Ă©toile gĂ©ante qui obtient son Ă©nergie d’autres rĂ©actions nuclĂ©aires, comme la fusion de l’hĂ©lium en carbone et oxygĂšne. Une Ă©toile rayonne dans tout le spectre Ă©lectromagnĂ©tique, au contraire de la plupart des planĂštes (comme la Terre) qui reçoivent principalement l’énergie de l’étoile ou des Ă©toiles autour desquelles elles gravitent. Le Soleil est une Ă©toile assez typique dont la masse, de l’ordre de 2×1030 kg, est reprĂ©sentative de celle des autres Ă©toiles.
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