1. La structure stellaire.

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La structure d'une étoile est régie par quatre équations différentielles , en supposant une symétrie sphérique de l'étoile:

               L'équation de continuité de la masse.

               L'équation d'équilibre hydrostatique, où la force de gravitation est contrebalancée                   par le gradient de la pression de radiation.

               L'équation de conservation d'énergie.

               L'équation de gradient de température.

Elle dépend de la manière dont la chaleur est transportée; ce peut être par conduction par rayonnement ou par convection. La conduction étant négligeable par rapport aux deux autres modes de transport.

C'est donc cette dernière équation qui nous intéresse dans le cadre de l'approche théorique de la spectroscopie. Cependant nous nous bornerons à présenter les différents aspects physiques de cette équation. Pour celui qui désire aborder le développement mathématique, nous citerons la bibliographie de James Lequeux et plus précisément  son excellent  livre "Naissance, évolution et mort des étoiles".

 

Formation de l'étoile.

Dans un nuage moléculaire géant, à partir d'une certaine masse critique, celui-ci devient instable gravitationnellement.

Une fois la stabilité rompue, le nuage moléculaire  ne va pas simplement se contracter. Il commence d’abord par se fragmenter en blocs de plus en plus petits. Ce processus fut étudié par le physicien britannique James Jeans qui montra au début du siècle qu’un nuage de gaz soumis aux exigences opposées de la force de gravitation et de la pression interne finit par se contracter si sa masse est supérieure à un certain seuil appelé la masse de Jeans.

Ce seuil est d’autant plus faible que le nuage est dense et d’autant plus grand que la température est élevée.

Le processus de fragmentation finit par s’arrêter. Tant que les nuages étaient transparents, le rayonnement pouvait s’échapper librement et débarrassait le nuage de son surplus d’énergie. Mais à un certain moment, les blocs de gaz atteignent une densité suffisante pour devenir opaques et empêcher le rayonnement d’éliminer l’excès d’énergie. Par conséquent, la température du nuage qui était stable jusque là commence à monter, ce qui se traduit par une augmentation de la masse de Jeans. Les nuages les plus petits, apparus quand le seuil critique était au plus bas, sont alors trop peu massifs pour se fragmenter et tout le processus s’arrête.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Lorsque la fragmentation s’arrête, chaque petit nuage de gaz est devenu une proto-étoile qui continue à se contracter et à s’échauffer en convertissant son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Le rayonnement peut encore partiellement s’échapper. La température reste donc modérée et la lumière de l’étoile se situe dans l’infrarouge.

Mais la contraction continue et le gaz devient finalement opaque. La température de la proto-étoile atteint alors plusieurs milliers de degrés et l’astre se met à briller dans le domaine visible. Comme ses dimensions sont énormes, la proto-étoile est alors extrêmement brillante. A ce stage de sa vie, le proto-Soleil était par exemple cent fois plus brillant que de nos jours.

Au centre de l’astre, la densité et la température augmentent de plus en plus. Arrive finalement le moment où la température centrale atteint dix millions de degrés et où les réactions nucléaires de fusion de l’hydrogène se déclenchent. A ce moment, une énorme quantité d’énergie est produite et donne naissance à une pression interne qui s’oppose à la force de gravité et stabilise l’astre. La contraction s’arrête et c’est le début de la vie de l’étoile sur la séquence principale.

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