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The Moon, left, Saturn, upper right, and Jupiter, lower right, are seen after sunset from Washington, DC, Thurs. Dec. 17,…

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+ d'infos sur notre place dans l'Univers...

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+ d'infos sur notre place dans l'Univers...

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Voici quelques modélisations qui nous permettent de nous situer un peu plus dans la grandeur de notre Univers.

1. https://fr.wikipedia.org/wiki/Laniakea#/media/Fichier:Laniakea.gif

2. https://fr.wikipedia.org/wiki/Listes_de_vides_intergalactiques#/media/Fichier:7_Local_Superclusters.png

Ces recompositions géographiques montrent les différents superamas autour du nôtre. La distance entre le superamas d'Horologium (en bas à gauche) et le nôtre est d'environ 291,4 millions de parsecs (noté Mpc, avec 1 Mpc=1*106 parsecs).

1. https://pbs.twimg.com/media/FMRPyVyWQAEOTHE.jpg

2. https://www.francetvinfo.fr/pictures/pnioec50zm5pEWaIY5Ss5hId0Ys/19x0:852x468/2656x1494/filters:format(avif):quality(50)/2014/09/05/laniakea_1.png

Ces 2 vues 3D montrent comme vous le constatez notre situation avec le point rouge dans notre superamas représenté en jaune.

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Les galaxies irrégulières, formant une catégorie à part, sont souvent des galaxies naines, avec quelques millions d'étoiles jusqu'à un milliard d'étoiles pour certaines. Elles sont souvent riches en matière et en gaz. Ce sont des galaxies ne présentant pas de structure spirale ou elliptique. Elle ne sont donc pas présentes dans la classification d'Hubble.

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Les galaxies lenticulaires (type S0 ou aussi Sb0) possèdent un bulbe volumineux avec un disque tel que les galaxies spirales. Cependant, elles restent cependant pauvres en matière et possèdent de vieilles étoiles. Elles possèdent des bras spiraux cependant difficile à voir car ils sont très mal définis (les scientifiques débattent encore sur cette présence). Peu d'étoiles y naissent à cause de cette absence de matière. C'est essentiellement la périphérie de la galaxie qui tient de la galaxie spirale avec un disque plat. Seul le bulbe est souvent la partie la plus lumineuse.
La galaxie ci-dessus est une des galaxies lenticulaires les plus connus : la galaxie Messier 104 (M104) dite la galaxie du sombrero à cause de sa forme caractéristique du chapeau mexicain. L'image en haut est l'association de trois prises de vue dans différentes longueurs d'ondes: X avec Chandra, visible avec Hubble et l'infrarouge par Spitzer. Une autre galaxie que je vous conseille d'aller voir est M102 ou galaxie du fuseau. Une autre galaxie très connue.

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Le type de galaxie le plus connu est la galaxie spirale caractérisée par de longs bras enroulés autour de son centre. Elle possède deux ou plusieurs bras qui tournent autour du centre de la galaxie. Ces bras sont en réalité des ondes en mouvements qui compresse puis décompresse les éléments sur son passage, comme une oscillation dans l'eau. La vitesse dans ces galaxies varie en fonction de la distance et de la masse de la galaxie. Proche du trou noir, la matière se déplace à 600 km/s tandis qu'aux extrémités, elle tourne à 200 km/s. Les compressions de gaz par les bras engendrent la création de nouvelles étoiles au sein de la galaxie. Ces galaxies peuvent atteindre une taille de 50 000 à 200 000 AL.
Elle comporte deux subdivisions : spiral simple du type Sa au type Sc ou spiral barrée type SBa, SBb ou SBc. Dans une spirale simple, la galaxie possède plusieurs bras qui se rejoignent dans le bulbe. Cependant, dans une galaxie spirale barrée, les bras de la galaxie ont leur base à une barre d'étoiles et de matière qui traverse le bulbe.
La 1ère photo correspond à une galaxie spirale simple, pris par James Webb et la 2nd est celle de NGC 1300, une galaxie spirale barrée. Ces galaxies ne possèdent que deux bras dont peuvent partir d'autres bras comme celle de la Voie Lactée

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Les galaxies elliptiques sont classés du type E0 au type E7. Plus le type est haut, plus la forme de la galaxie est elliptique. Ce sont de vieilles galaxies majoritairement composées de milliards de géantes rouges. Cette particularité vient de la faible présence de gaz et de poussière, les deux éléments permettant la formation de nouvelles étoiles. Contrairement aux galaxies spirales où les étoiles possèdent un mouvement ordonné, les étoiles gravitent ici autour du noyau de la galaxie de manière désordonnée, aléatoire. La théorie la plus probable sur la formation de ces grandes galaxies pouvant atteindre 3 000 à 700 000 AL dit qu'elles proviennent de la fusion de galaxies naines. Lors de la fusion, leur matière est immédiatement consommé pour former de nouvelles étoiles, ce qui expliquerai cette faible présence de matière et de gaz.

Nous avons 2 images (en bas) représentant la galaxie Messier 87 ainsi que le jet de matière expulsé par son trou noir supermassif M87*(cf. La vie et la mort d'une étoile). La photo en haut est la première image prise d'un trou noir. Elle fut faite en avril 2019. On y voit le disque d'accrétion de M87*.

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En 1936, l'astrophysicien Edwin Hubble établit ce schéma permettant de classer les différents types de galaxies. On y retrouve 3 des 4 familles principales: les elliptiques à gauche du type E0 jusqu'au type E7, les galaxies lenticulaires S0 ou aussi Sb0 et les 2 sous-familles de galaxies spirales. Il manque sur ce schéma la galaxie irrégulière, un type à part de cette séquence puisqu'elle ne possède pas d'organisation précise. On peut remarquer que les galaxies lenticulaires sont issues des galaxies spirales ET elliptiques.

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Dans le cosmos, les étoiles se rassemblent par la gravitation pour former avec des poussières et des gaz d'immenses structures de plusieurs millions d'AL. Ce sont les galaxies. Cet assemblage se fait de différentes manières: spirale, elliptique, lenticulaire et irrégulière. La partie centrale, appelée le bulbe, est la partie la plus active et la plus lumineuse à cause des nombreuses jeunes étoiles qui y naissent, de leur concentration ainsi qu'à cause de la matière qui s'échauffe par frottements et brille. La science a validé une théorie selon laquelle chaque galaxie possède un trou noir supermassif (cf La vie et la mort d'une étoile) en son centre. Celui de notre galaxie s'appelle Sagittarius A*.
Ces galaxies sont classées en groupes et en sous-groupes. Ainsi, la Voie Lactée se trouve avec sa compagne M31 alias Andromède dans le Groupe Local, inclue lui-même dans le superamas Local ou superamas de la Vierge. Le Groupe Local amasse une soixantaine de galaxies tandis que le superamas de la Vierge en réunis 10 000. Ce surnom "de la Vierge" provient de l'existence d'un groupe de la Vierge, le plus gros groupe de ce superamas. Nous pouvons finir avec l'existence d'un superamas de superamas baptisé Laniakea ou "horizon céleste immense" en haïtien. Il mesure 500 millions d'AL pour plus de 100 000 galaxies et contient donc la Voie Lactée.
L'image ci-dessus est une vision de notre propre galaxie, la Voie Lactée ainsi que la situation de la Terre. Je rappelle qu'il est impossible de photographier notre galaxie comme cela puisque actuellement, l'Homme n'est jamais sortis du Système Solaire (bien qu'il s'en approche avec Voyager 1 et 2). Il s'agit d'une recomposition.

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Bien que ces classes sont de types I, ces types sont tout de même issues de l'effondrement gravitationnel du noyau d'une étoile. Cette particularité vient de l'absence d'hydrogène dans le spectre de la supernovæ contrairement aux types II. De plus, elles se différencient des supernovaes de type Ia par l'absence de silicium dans le spectre du rémanent de la supernovæ. La dissemblance entre ces deux types provient de l'absence et de la présence d'hélium. On a donc le modèle Ib qui possède de l'hélium et le modèle Ic n'en possède pas. Leur courbe de lumière sont quasiment semblables si ce n'est commune.

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Ces deux types de supernovaes sont les types II "normale" puisque c'est l'hydrogène qui domine sur l'hélium dans le spectre de la supernovæ. Cependant, la différence entre ces deux types est au niveau de la courbe de lumière. IIL signifie "type II Linaire". En effet, lors de l'analyse de la courbe de ce type, on observe une décroissance linéaire. A l'inverse, IIP signifie "type II Plateau". Cette appellation indique la présence d'un plateau dans la courbe de lumière. Ici, le plateau se situe entre 30 jours et 80 jours après l'explosion.

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Ce type de supernovæ est le plus courant puisqu'il s'applique aux étoiles de plus de 8 masses solaires. Lorsque l'élément à fusionner est le fer, il n'y a plu assez de chaleur pour réaliser sa fusion. Lorsque qu'une étoile de plus de huit masses solaires n'a plus de combustible, la gravité compresse l'étoile et le noyau va passer, en une fraction de seconde, d'une centaine de kilomètres à quelques kilomètres de diamètre. Le cœur va rebondir sur lui-même et provoque l'explosion des couches extérieurs. Lors de l'explosion, deux faisceaux de rayons gammas sont éjectés sur des milliards de kilomètres et sont extrêmement énergétiques. Ce sont des supernovaes à effondrement de cœur.
Les différentes compositions du noyau vont permettre de classer ces supernovaes en différentes catégories.

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Les supernovaes de type IIb témoignent de la mort des étoiles massives. Dans ce type, lors de l'analyse de son spectre, on observe la domination de l'hélium par rapport à l'hydrogène. Ce groupe possède la plus faible courbe de luminosité.

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Cette supernovae, seulement possible si elle dans un système binaire, résulte de la mort violente d'une naine blanche ou d'une étoile à neutrons. Elle est extrêmement énergétique car cette supernova est due à un trop plein d'énergie au sein de l'étoile. En effet, lorsqu'un système binaire est composé d'une naine blanche et d'une étoile en séquence principal, il arrive que de la matière sorte de l'attraction de son étoile, et après avoir dépassé une limite d'attraction de l'étoile (appelée Lobe de Roche), c'est la naine blanche qui récupère cette matière et son énergie. La masse de la naine blanche va augmenté au fur et à mesure et quand sa masse atteint environ 1,4 masses solaires (limite de Chandrasekhar), les réactions nucléaires sensées se dérouler au coeur de la naine blanche vont se produire aussi dans les couches externes devenues assez énergétique pour en produire elles-mêmes. L'étoile explose alors de manière violente en émettant au niveau des pôles deux sursauts gammas. Ce sont des supernovaes thermonucléaires.
Comme indiqué sur le diagramme, une supernovae de type Ia ne rejette pas d'hydrogène mais rejette en revanche du silicium dans l'espace. Elle est caractérisée par le plus haut pic de luminosité et une faible baisse constante de la luminosité.
Ce dessin d'artiste représente l'explosion d'une naine blanche avec l'émission de sursauts gammas.

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Il s'agit de l'explosion spectaculaire d'une étoile. De son étymologie, "novae" veut dire "nouvelle" en latin. On parle de novae pour des phénomène peu brillant et de supernovae pour des phénomène extrêmement brillant. Pour la plupart des supernovaes, elles résultent de la mort d'étoiles massives.

Différents paramètres vont être pris en compte pour classer cette supernovae: luminosité (ou amplitude) et pic de luminosité, composition de l'étoile originelle et enfin, le type de l'étoile.

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Une exoplanète est le nom que l'on donne aux planètes extérieures au Système Solaire. Ici, il s'agit d'une vue d'artiste du système Trappist composée de 7 planètes avec au centre du système la naine rouge Trappist 1 de son vrai nom 2MASS J23062928-0502285.

Je vais vous présenter les deux méthodes les plus utilisées dans la détection d'exoplanètes.

La première est dite de transit. En effet, si la Terre, l'étoile observée et l'orbite d'une de ses planètes sont alignés, alors la luminosité de l'étoile baissera lorsque la planète passera devant elle. Nous avons l'exemple sur cette vue d'artiste avec la première planète passant devant la naine rouge. On peut en déduire la présence d'une exoplanète et grâce à la composition de son spectre, avoir l'analyse des éléments composant ladite planète.

La second méthode utilise l'effet Doppler. C'est la polymétrie radiale. Comme les planètes ne sont pas forcément alignées avec la Terre et l'étoile, cette méthode aide à la détection d'exoplanètes. Tout d'abord, on étudie le spectre de l'étoile. En fonction des éléments, ce spectre va être strié d'une certaine manière. Une loi de la physique nous dit que si deux corps s'attirent, alors ils tournent autour d'un même centre de gravité dont la distance varie en fonction de la différence de masse des deux corps. Ainsi, par rapport à un point fixe extérieur au cercle ou à l'elliptique, l'étoile se rapprochera ou s'éloignera. L'effet Doppler jouera alors son rôle car si l'étoile se rapproche de la Terre, il y aura un décalage des raies du spectre vers le bleu et à l'inverse, si elle s'éloigne, il y aura un décalage vers le rouge: décalage des raies=exoplanète, cqfd.

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Il existe une multitude d'étoiles. C'est pour cela qu'en 1910, deux astrophysiciens Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell ont construit un tableau afin de répertorier tous les types d'étoile selon leur chaleur et leur luminosité. Comme indiqué sur le tableau, la grande ligne correspond à la séquence principal (plus d'infos: voir publication correspondante).  En bas à gauche, on a les naines blanches qui sont chaudes mais peu lumineuses; en haut à gauche les supergéantes bleues qui sont très lumineuses et très chaudes; en haut à droite, les géantes rouges (froides mais lumineuses) et en bas à gauche les naines rouges (froides et peu lumineuses). Notre Soleil se trouve lui dans la séquence principale au niveau des naines jaunes.

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Les étoiles variables sont des étoiles dont la luminosité augmente pendant un certain temps avant de revenir progressivement à sa luminosité d'origine. C'est un type de naine blanche qui est spécial à un groupe de plusieurs étoiles. Prenons l'exemple d'une naine blanche dans un système binaire. Dû à la force d'attraction de la naine blanche, toute la matière qui dépasse le lobe de roche (cf. Type IA) va être attirée par l'étoile naine. Elle va donc accumulée de l'énergie dans ses couches extérieurs mais avant d'atteindre la limite de Chandrasekhar (cf. Type IA), elles vont exploser pour se reformer une dizaine d'années plus tard. Ce processus se répète pendant des milliers d'années jusqu'à épuisement d'énergie de la part de l'étoile dite "compagne".

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SN 1604 ou supernova de Kepler. Il s'agit d'une supernova de type Ia, observée en 1604.

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Ce serait des étoiles naines ( comme les naines rouge ou des naines blanches) qui se sont éteintes et qui ont refroidis pour devenir alors des naines noires (hypothèse).

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J'y répond sur cette page:

Des questions ??? (padlet.com)

N'hésitez pas à partager et à me donner votre avis, cela m'encourage et m'aide à améliorer ce padlet.

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Nouvelle publication :          + d'infos sur notre place dans l'Univers...

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Ce sont les rayons les plus énergétiques possibles. Ils sont responsables de la radioactivité. Ils sont produit en quantités par les étoiles et il est très difficile d'y survivre sans champ magnétique. La seule façon que nous connaissons de résister, c'est d'avoir une épaisseur de 7 à 8 mètres d'eau tout autour du vaisseau. Lorsqu'une étoile meurt en explosant en supernovae, elle génère à ses pôles deux jets gavés d'énergie: les scientifiques les ont appelés "les sursauts gammas".

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C'est dans cette longueur d'onde de haute fréquence que la plupart de l'énergie se dégage. Elle permet de recueillir de précieuses informations sur la chaleur de la source du rayonnement et donc, de son type d'étoile. C'est Chandra qui est le plus performant pour prendre des images dans cette longueur d'onde.

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Nous commençons à découvrir les ondes de hautes fréquences. L'ultraviolet est le premier sur la liste. Invisible à l'œil nu, elle se divise en trois catégories: les UVA, les UVB et les UVC (les UVC sont les plus dangereux pour la santé mais n'atteignent jamais la terre). Ils sont responsables du bronzage et, par doses excessives, des coups de soleil. Nous recueillons des informations sur la composition des étoiles, leur densité ou leur chaleur. Les télescopes spatiaux les plus performants que nous avons sont Hubble et le JWST.

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C'est la partie du spectre que nous pouvons voir grâce à nos yeux. Dans l'espace, la plupart des ondes émises sont dans les autres longueurs d'onde. Elle ne nous permet pas de recueillir beaucoup d'informations sur les étoiles. Cependant, Hubble et le JWST sont capables de prendre des prises de vues dans le visible.

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L'infrarouge est une onde qui est utilisé pour repérer des corps vivants. Chaque corps qui émet de la chaleur émet de l'infrarouge. Pour le repérer, on utilise des caméras spéciales qui vont recevoir la chaleur et la décomposer en zones rouges (chaudes) et bleues (froides). On utilise cette caméra pour mesurer la chaleur des étoiles et pour détecter les zones chaudes dans une nébuleuse. Ces observations sont réalisées par l'observatoire spatial Spitzer et par Hubble et le JWST pour l'infrarouge proche.

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Les micro-ondes sont des ondes aussi de basse-fréquence. Non nocives, elles sont utilisées dans les fours à micro-ondes (justement;). Le but dans ces fours est d'envoyer des ondes pour faire vibrer les molécules d'H2O (eau) pour chauffer l'aliment. Le télescope spatial Planck développé par l'ESA est chargé de réaliser des observations dans cette longueur d'onde afin d'étudier les variations de températures.

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Voici une animation qui montre le champ magnétique d'un magnétar.

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Le Big Bang est le surnom que l'on donne à la naissance de l'Univers. Ce surnom fut donné par un scientifique, Fred Hoyle, pour se moquer de cette théorie au cours d'une émission à la télévision. Avant cette hypothèse, pour le monde entier, l'univers était statique, c'est-à-dire qu'il ne se modifiait pas. Après cette naissance ont succédé des "ères", les différentes étapes chimiques et physiques de l'univers. Ce sont des ondes radios qui ont permis de valider l'hypothèse de Georges Lemaître sur le Big Bang en 1949. En effet, la trace qui nous reste de la naissance de l'Univers, c'est le fond diffus cosmologique (aussi surnommé Le rayonnement fossile, CMB en anglais). Juste après le Big Bang, le CMB était sous forme de rayons gammas (car très énergétiques) mais au cours du temps, il s'est refroidi et à perdu de l'énergie pour nous parvenir sous forme d'ondes radios. Ce sont deux employés américains qui ont découvert ce CMB, Arno Penzias et Robert Wilson (ils ont d'ailleurs eu le prix Nobel de physique). Ils devaient réparer une antenne radio mais il y avait un parasite qui empêchait d'envoyer des messages quel que soit le temps ou la période. Une équipe travaillant sur l'hypothèse du Big Bang est venue et a confirmée par des calculs que ce parasite était bien le rayonnement fossile: la preuve du Big Bang.

L'image ci-dessus montre les transformations chimiques.

Juste après le Big Bang, l'Univers était dense, chaud et flou (ce qu'on appelle "la soupe primordiale" dérivé du latin primordium qui se traduit par commencement, premier) et les quatre grandes interactions fondamentales que sont l'interaction électromagnétique, gravitationnelle, nucléaire forte et nucléaire faible étaient liées. Mais la séparation de l'interaction gravitationnelle provoque la formation des premières particules dites élémentaires comme les quarks, les gluons ou les neutrinos. Vient après les particules chargées comme les protons, les neutrons et les électrons, et enfin les premiers atomes. Ces atomes, d'abord simples de construction comme l'hydrogène ou l'hélium, ne vont pas tarder à se complexifier afin de former de nouveaux atomes et à s'unir pour former les molécules. L'Univers devient donc de plus plus froid, de plus en plus clair.  Les premières étoiles se forment puis les premières galaxies. C'est le début de l'Univers que nous connaissons aujourd'hui.

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C'est une onde fréquemment utilisé pour communiquer. Cette onde n'est pas nocive pour l'homme. Elle permet les connexions radios. Ces ondes radios ont permis de valider l'hypothèse de Georges Lemaître sur le Big Bang. L'atmosphère n'empêchant pas l'observation des ondes radios, les observations sont faites directement sur Terre.

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C'est un spectre qui comporte plusieurs longueurs d'ondes. Les voici dans l'ordre, de la plus grande longueurs d'onde à la plus petite. Le spectre le plus puissant est celui des rayons gammas et le plus faible est celui des ondes radios. Les sursauts gammas sont la source la plus énergétique de l'Univers. Chaque longueur d'onde nous donne une information qui lui est parfois propre.

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La photo aux rayons X trahis le pulsar qui se trouve au centre de cette nébuleuse.

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Sous différentes longueurs d'ondes

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C'est une étoile à neutrons qui tourne très vite sur elle-même. La vitesse varie, elle va de quelques dizaine de secondes à quelques millisecondes. Elle émet alors deux jets de particules aux pôles en suivant le champ magnétique intense. Il agit alors comme un phare car quand le faisceaux est dirigé sur, on aperçoit un flash. Ils servent aussi de montres interstellaires car ils sont très précis et très régulier. Dans beaucoup de cas, ils sont dus à un énorme apport de matière et donc d'énergie qui doit être évacuer notamment sous forme de faisceaux de matière. En revanche, cela ne se passe que lorsqu'il est dans un système binaire. Sur cette vue d'artiste, on aperçois le transfert de matière et l'éjection du surplus d'énergie. Le pulsar le plus étudié est celui de la nébuleuse du Crabe

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- Collection Atlas du Cosmos par Le Monde

- Wikipédia

- site du

Département d'astrophysique

CEA de Saclay

-Science et Vie

-Divers livres

-Série "L'Univers et ses mystères"

-FranceInfo

-FuturaScience

-astronomes.com

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Pour finir, voici le parsec (noté pc) qui est la plus grande longueur de l'univers. Elle aussi est très utilisée dans le domaine de l'astronomie.
1 pc=3,26 années-lumière
=3,08E16 mètres

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L'année-lumière, notée al, est la deuxième plus grande unité de longueur et est couramment utilisée pour les grandes distances. Comme son nom l'indique, il s'agit d'une année à la vitesse de la lumière.

- vitesse de la lumière = 3,00E8 m/s

- 1 al = 9 461 milliards de km

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Unité courante utilisée sur Terre et utilisée pour des petites distances dans l'univers (comme la distance Terre-Lune: entre 356 000 et 406 000 kilomètres).

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C'est une mesure couramment utilisée pour mesurer des distances dans les systèmes planétaires et donc, au sain même du Système Solaire. L'unité astronomique se note UA.
Rapport:
1 UA= Distance Terre-Soleil
(environ 149,5 millions de km)

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Les magnétars sont des étoile à neutrons qui sont comme les pulsars mais ont un champ magnétique 100 à 1000 fois plus puissant que le pulsar. Selon des chercheurs, l'intérieur possède un champ magnétique beaucoup plus puissant qu'à l'extérieur ce qui provoque des tremblements d'étoile à l'intérieur de la croûte.

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Ce sont des pulsars qui font seulement un tour par quelques secondes ou par minutes.

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Les pulsars millisecondes sont, comme leur nom l'indique, des étoiles à neutrons qui font un tour sur eux-même en quelques millisecondes.

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C'est une unité.
1 masse solaire = 1 fois la masse du Soleil

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Ce serait des étoiles naines ( comme les naines rouges ou des naines blanches) qui se sont éteintes et qui ont refroidis pour devenir alors des naines noires (hypothèse).

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C'est un trou noir qui, selon les physiciens, ne serait qu'au milieu des galaxies et qu'il y en aurait un dans chaque centre de galaxie. C'est un trou noir plus gros et ayant plus d'attraction gravitationnelle que leurs frères, les trous noirs stellaires.
Cette vue d'artiste représente le trou noir Sagittarius A qui est au cœur de notre galaxie.

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C'est un trou noir qui est né par l'effondrement d'une étoile sur elle-même. Il se balade dans l'espace tout seul ou est dans un système binaire.

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C'est un astre extrêmement dense, plus dense que la naine blanche, car il s'agit du noyau de neutrons d'une étoile massive. Elle est plus petite que la Terre mais sa masse peut aller jusqu'à 2 masses solaires. Elle est entourée d'une croûte qui est la plus plate de l'univers avec des montagnes de 10 cm d'altitude au maximum !!! Il a un fort champ gravitationnel et peut provoquer, si il est en système binaire avec une autre étoile à neutrons, des ondes gravitationnelles comme la fusion de deux trous noirs ou encore d'un trou noir et d'une étoile à neutrons. La courbure de l'espace-temps est telle que le système, en tournant, provoque des ondes.
Cette vue d'artiste montre des ondes gravitationnelles dues à un système binaire d'étoiles à neutrons.

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C'est un trou noir supermassif autour duquel gravite des gaz et des poussières pour former un disque plat.
Des deux côtés de ce trou noir sont éjectés des faisceaux de particules. Les particules sont rejetées dû aux trop pleins de matière.. Ils sont repérables car la matière qui gravite en spirale est échauffée dû aux frottements et devient donc lumineuse et aussi par leurs faisceaux.

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La plupart des étoiles sont dans un système binaire, c'est-à-dire qu'il y a deux étoiles dans un même système. Les étoiles tournent autour d'un même centre de gravité.
Cette configuration peut modifier les raisons de la mort des étoiles.

PS: La plupart du temps, c'est quand même expliqué dans les morts correspondantes.

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L'étoile éjecte ses couches extérieurs formant une nébuleuse planétaire et reste seul une naine blanche. C'est un astre plus dense qu'une étoile mais moins dense qu'une étoile à neutrons. Une cuillère à café de cette matière pèse un peu moins de 5 tonnes. Ou sinon, 1 m cube pèse environ 200 000 éléphants. Cette image montre les différentes densités de l'univers, des étoiles aux trous noirs.

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C'est un astre qui a la particularité d'absorber tout ce qui passe près de lui et de ne rien rejeter. Même la lumière ne peut pas s'en échapper. Il se forme à cause d'une trop grande masse concentrée dans un petit volume. Pour le former, le cœur d'une étoile doit s'effondrer sur lui-même en quelques secondes. Exemple: pour former un trou noir, il faudrait que la masse du Soleil soit concentrée dans un rayon de 3 km. Une théorie (dite théorie de Hawking) suppose que un rayonnement enlèverait de la puissance au trou noir et que celui-ci, un jour, disparaitrait. Mais cela au cours de millions d'années. Un trou noir possède une singularité qui est le moment où selon la relativité, la courbure de l'espace-temps devient infinie. Il est composé aussi d'un horizon des évènements qui est une zone de non-retour pour tout ce qui le franchi.

Cette représentation montre la courbure de l'espace-temps. La lumière émise par les astres de l'autre côté du trou noir est déviée. Si le trou noir est en mouvement à une grande vitesse, les étoiles semblent s'étirer puis reviennent à leur forme initiale. C'est ce trou qui donne l'illusion de cet étirement. Cet effet est appelé lentille gravitationnelle. Cet effet est dû à la courbure de l'espace temps créée par la grande masse de l'astre. Mais ce n'est pas le seul, il y a aussi les amas d'étoiles, les étoiles à neutrons, etc...

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Lorsque le noyau atteint le fer comme élément (pour les plus grosses étoiles), il n'y a pas assez de chaleur pour continuer la fusion des atomes. Alors le processus s'arrête et la gravité prend le dessus. C'est la fin de la séquence principale.
Il existe de nombreux types de mort pour les étoiles en fonction de leur masse.

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Ces réactions nucléaires vont faire fusionner des atomes qui vont devenir de plus en plus lourds. L'hydrogène va fusionner avec un autre atome d'hydrogène pour créer du dihydrogène plus complexe de formation, plus lourd. De cette fusion est produit des petites particules appelées neutrinos (particule ayant une masse tellement faible qu'ils sont quasiment indétectables), des radiations de différentes longueurs d'ondes et des photons (particule de lumière qui va mettre des années pour sortir de l'étoile). Voici une image que j'ai crée qui vous expliquera la vie d'une étoile.

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On parle d'une étoile lorsqu'au centre de la protoétoile se déchaînent en continue des réactions nucléaires à cause de la chaleur du noyau qui tourne de plus en plus rapidement car très instable. C'est lors de cette naissance que la matière aux alentours de l'étoile, c'est-à-dire le disque protoplanétaire, va se rassembler, dû à la gravité, par petits groupes pour former les planètes et peut-être sur certaines, apparaitra la vie. Sur la vue d'artiste ci-dessus, on voit à l'avant-plan l'exemple d'une exoplanète en formation. Si ces réactions ne sont pas engendrées, la protoétoile refroidis (par rapport à la température d'une étoile) à seulement quelques milliers de degrés pour devenir une naine brune. C'est une sorte de Jupiter entouré de nuages bruns, marron. A cause de ces nuages sombres, leur observation est très difficile.

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Tout se passe dans une nébuleuse (nuage interstellaire de poussières et de gaz). La matière va se rassembler dû à la force gravitationnelle en un point qui va commmencer à chauffer à quelques milliers  de degrés. Elle va tourner et former alors une boule brûlante, la protoétoile.