Sommaire : - Fichier

1
Sommaire :
- Introduction p.2
I. La naissance et la vie
1) Le berceau des étoiles : les nébuleuses primordiales
2) L'accrétion de la matière p.
3) La fusion nucléaire p.
4) La fusion thermonucléaire : une énergie d'avenir sur Terr
II. Pourquoi les étoiles meurent ?
Les limites de la fusion nucléaire
III. Différents scénarios de mort pour les étoiles
1) Géante rouge = Naine blanche
2) Étoile à neutrons = Supernova
3) Trou noir
IV. Poussières d'étoiles : les étoiles à l'origine de
la diversité des
éléments chimiques de l'Univers
V. Conclusion
Bibliographie
Lexique
Introduction : p.2
I/ La naissance et la vie
1) Le berceau des étoiles : les nébuleuses primordiales : p.3
2) L’accrétion de la matière : p.4
3) La fusion nucléaire : p.4
4) La fusion nucléaire : une énergie d’avenir sur Terre ? : p.6
II/ Pourquoi les étoiles meurent ?
Limites de la fusion nucléaire : p.7
III/ Différents scénarios de mort pour les étoiles
1) Géante rouge = Naine blanche : p.8
2) Supernova = Etoile à neutrons : p.9
3) Trou noir : p.11
IV/ Poussières d’étoiles : les étoiles à l’origine de la diversité des
éléments chimiques de l’Univers : p.16
V/ Conclusion : p. 17
Lexique : p.18
Bibliographie : p.19

2
Introduction
Légende de l’image ou du
graphique
Une étoile est un astre formé de gaz à l'intérieur duquel se produisent des
réactions de fusion thermonucléaire. Comme les êtres vivants, elles naissent, grandissent et
meurent. Toutes les étoiles ont une durée de vie très longue mais tout de même limitée.
L‘étude des étoiles étant complexe et l’univers un lieu rempli de mystère, ce sujet est donc
devenu une évidence pour nous lycéens scientifiques en quête de réponses.
Notre galaxie contient tant d'étoiles qu'il nous est possible d'observer des individus
de toutes masses et de tous âges pour mieux comprendre chacune des étapes de leur vie.
L'essentiel de notre réflexion se fera sur les raisons et les différentes
issues de leur mort. Afin de les comprendre, il faut savoir ce qu'il se passe dans
les étoiles pendant leur vie. Ainsi, dans notre TPE, les quelques premières pages
seront consacrées à la naissance et à la vie de ces corps célestes lumineux, puis
nous traiterons ensuite la problématique suivante : Pourquoi et comment les étoiles
meurent-elles ?

3
Actualité / Découverte
récente :
I/ La naissance et la vie
1) Le berceau des étoiles : les nébuleuses primordiales
Ces nébuleuses sont des nuages stellaires composés de poussières et de gaz. Les
gaz qui les composent sont très dispersés. En effet les nébuleuses contiennent environ
90% d’hydrogène, 9% d’hélium et 1% d’autres gazes. Leur taille varie et serait d'environ
plusieurs centaines de millions de kilomètres et leur masse serait entre un million et
plusieurs millions de fois la masse du Soleil. Quant à leur température, elle est très
froide puisqu’elle atteint environ les - 260 Degrés-Celsius. Les étoiles naissent par
groupes au sein d'amas parce qu'un nuage va donner naissance à un grand nombre d'étoiles
dans un intervalle de temps réduit (quelques millions d’années), du moins à l'échelle
cosmique. Ce n'est que plus tard qu'elles finiront par s'éloigner les unes des autres pour
vivre de manière plus « solitaire ». Les nébuleuses sont repérables depuis la Terre, ce
sont de grandes taches sombres. On ne peut pas y discerner les étoiles car la lumière de
celles-ci sont absorbées par la nébuleuse.
Récemment, en août 2013, des astronomes de l'observatoire d'ALMA (un réseau d'antennes
situé dans le désert de l'Atacama au Chili), ont pu obtenir des images précises de la naissance d'une
étoile née il y a 1400 ans, alors que l'intégralité des antennes du réseau n’avait pas encore été
installée. La dernière est entrée en état de marche le 1er octobre 2013 et les scientifiques espèrent
pouvoir observer ce phénomène de nouveau le plus tôt possible
Cela se passe à 1400 années-lumière de chez nous, dans la constellation des Voiles, et pourtant
c'est la première fois que des détails aussi précis ont pu être observés :

4
2
2
Sous l’effet de la gravitation la nébuleuse va alors s’effondrer dans certaines zones :
c’est le phénomène d’accrétion, phénomène de capture de la matière par un astre. La cause
de ce phénomène n’est pas connue, certains scientifiques supposent que des évènements
externes comme l’onde de choc que provoque l’explosion d’une supernova, provoqueraient une
perturbation de la nébuleuse. L’effondrement de la nébuleuse provoque une concentration
des atomes au centre de celle-ci. Ces atomes vont se heurter à grande vitesse et provoqué un
réchauffement du gaz. Les chocs vont se multiplier et augmenter fortement la température.
Cela provoque la formation d’une protoétoile au centre de la nébuleuse entouré d’un disque.
1 - Milieu interstellaire 2 - Nuage moléculaire
3 - Contraction du nuage moléculaire 4 - Apparition de la protoétoile
5 - Naissance de l'étoile
2) L’accrétion de la matière
3) Fusion thermonucléaire
Pour que la fusion nucléaire puisse démarrer, il faut amener les noyaux de deux isotopes
d'hydrogène présents dans la protoétoile (le deutérium et le tritium) à se toucher, malgré la répulsion
électrique de leurs charges positives. D'où la nécessité d'atteindre des températures suffisantes. La
protoétoile va continuer de grossir et continuer de capturer la matière du disque qui l’entoure. La
température va de nouveau s’élever jusqu’à atteindre la température nécessaire pour que l’hydrogène
fusionne en hélium. Cette température d’environ 10 millions de degrés permet de vaincre la répulsion
électrostatique entre les noyaux du deutérium et du tritium et ainsi de pouvoir former l’hélium. Cette
fusion du deutérium et du tritium en hélium libère une grande quantité d'énergie nucléaire sous la forme
de photons.
L'étoile brille. Au début de sa vie cependant, le gaz et les poussières l'entourant masquent sa
lumière.

5
Pendant sa vie, une étoile
est en équilibre hydrostatique
(état atteint lorsque les forces
de gravitation sont
contrebalancées par une pression
de direction opposée) grâce à
deux forces qui s'opposent : la
gravitation, qui tend à contracter
et faire s’effondrer l'étoile sur
elle-même, et la pression
cinétique, régulée et maintenue
par les réactions de fusion
nucléaire, qui au contraire tend à
dilater l'astre.
L'équilibre apporté par la fusion des isotopes de l'hydrogène en hélium dure jusqu'à
l'épuisement de ce carburant. Pour le Soleil, cette période de stabilité s'étend sur dix milliards
d'années, mais pour des étoiles plus massives qui brûlent leur hydrogène plus rapidement (car la
température y est plus élevée à cause de la compression plus forte de la gravitation), elle peut durer
seulement quelques centaines d'années. Cette période pendant laquelle l'étoile brûle son hydrogène
dure environ 90% de sa vie et s'appelle la séquence principale.
Quand le carburant est épuisé, la gravitation est plus forte que la pression de la fusion
thermonucléaire. L'étoile s'effondre alors un petit peu sur elle-même et se comprime pour
augmenter sa température et commencer une nouvelle fusion. On peut alors schématiser le cycle
de la vie de l’étoile.