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  1. Atome de masse m1
  2. Atome de masse m2
  3. Atome de masse m3

  E = énergie = m.c²

  E1 = m1.c²  et  E2 = m2.c²

  or m3 ¹ m1 + m2
  d'où E3 = m3.c²

  Dm = variation de masse
         =E / c²

  avec
  E = E3 - (E1 + E2)
  Dm3 = (m1 + m2)


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. La naissance des étoiles (suite)
 

> début de l'article, cliquez sur ici

    La différence de masse est convertie en énergie (E=mc²). Les réactions thermonucléaire permettent de contrecarrer l'action de la force de gravitation. L'étoile n'a plus besoin de se contracter pour obtenir de l'énergie qui lui permet de briller .

    Elle va donc garder son diamètre et sa couleur pendant tout le temps que durera la fusion de l'hydrogène en hélium. Plus la masse de l'étoile est grande plus elle a besoin d'énergie pour compenser la force de gravitation .Elle va donc user ses réserves plus vite que les étoiles de faible masse. Ainsi ce sont donc les étoiles qui ont le plus de réserves qui vont s'étendre le plus vite .


. Résumé en quelques photos
 

Une étoile commence à se former quand une perturbation, comme une explosion d'une supernova proche, déclenche l'effondrement d'un nuage de gaz et de poussière.

Le gaz et la poussière s'accumulent au centre, entourés d'une enveloppe de matière et d'un disque. Les forces centrifuges propulsent des jets vers l'extérieur.

La matière continue à tomber en pluie sur le disque. Environ dix pour cent est évacué en un flot irrégulier, qui repousse le gaz ambiant.

La matière du disque s'agglomère pour former des planétisimaux. L'enveloppe et les jets se dissipent. A ce stade, un million d'années se sont écoulées.

La pression et la température au centre de l'étoile déclenchent la fusion nucléaire. Les planétisimaux s'unissent et forment des planètes.


     
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      Dernière mise à jour: Avril 2003

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