LâESPACE POUR LES ENFANTS đ LES ETOILES
Me soutenir sur Tipeee :
ABONNEZ-VOUS pour ne pas louper mes prochaines vidéos!
Cette vidéo et sous-titrée (dans plusieurs langues) pour les sourds et malentendants.
Facebook:
LâESPACE POUR LES ENFANTS đ ETOILES
Combien dâĂ©toiles 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 dâailleurs.
Lorsquâil disparaĂźt derriĂšre lâhorizon, nous pouvons voir des milliers dâĂ©toiles dans le ciel.
Mais elles ne sont quâune petite partie de la galaxie appelĂ©e la voie lactĂ©e.
Du sol, elles paraissent ĂȘtre de la mĂȘme taille.
Mais ce nâest 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 quâil est difficile dâimaginer que lâĂ©toile 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 quâelles nâexistent plus.
WIKIPEDIA NOUS DIT QUE :
Le sens premier du mot Ă©toile est celui dâun point lumineux dans le ciel nocturne, et par extension, des figures gĂ©omĂ©triques reprĂ©sentant des rayons partant dâun centre (voir le symbole de lâĂ©toile). En astronomie, la signification scientifique plus restreinte dâĂ©toile est celle dâun 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 quâils doivent possĂ©der une masse minimale pour que les conditions de tempĂ©rature et de pression au sein de la rĂ©gion centrale â le cĆur â permettent lâamorce et le maintien de ces rĂ©actions nuclĂ©aires, seuil en deçà duquel on parle dâobjets substellaires. Les masses possibles des Ă©toiles sâĂ©tendent de 0,085 masse solaire Ă une centaine de masses solaires. La masse dĂ©termine la tempĂ©rature et la luminositĂ© de lâĂ©toile.
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 lâhydrogĂšne 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 lâaction de deux forces qui sâopposent : la gravitation, qui tend Ă contracter et faire sâeffondrer lâĂ©toile, 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 lâastre. Ă la fin de cette phase, marquĂ©e par la consommation de la totalitĂ© de lâhydrogĂšne, les Ă©toiles de la sĂ©quence principale se dilatent et Ă©voluent en Ă©toile gĂ©ante qui obtient son Ă©nergie dâautres rĂ©actions nuclĂ©aires, comme la fusion de lâhĂ©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 lâĂ©nergie de lâĂ©toile ou des Ă©toiles autour desquelles elles gravitent.
Le Soleil est une Ă©toile assez typique dont la masse, de lâordre de 2Ă1030 kg, est reprĂ©sentative de celle des autres Ă©toiles.