PROTOÉTOILE

Ce sujet est traité dans les articles suivants :

1.  ÉTOILES

Écrit par : André BOISCHOT, Jean-Pierre CHIÈZE

Dans le chapitre " Formation des étoiles"  : … rayon est proche de celui du Soleil. Toute la matière contenue dans l'enveloppe peut tomber sur la *protoétoile. Cependant, si cette dernière est suffisamment massive, la pression de radiation ou le vent stellaire peuvent arrêter cette chute : on pourrait expliquer ainsi pourquoi l'on n'observe pas d'étoiles de masse supérieure à 100 M⊙.… Lire la suite

2.  GRAVITATION ET ASTROPHYSIQUE

Écrit par : Brandon CARTER

Dans le chapitre "Gravitation et évolution stellaire"  : … initialement diffus. Le raisonnement précédent montre pourquoi on peut s'attendre à ce qu'une *protoétoile, formée à partir d'un tel nuage, soit assez instable pour se fractionner en sous-unités de plus en plus petites, jusqu'à ce que sa masse atteigne l'ordre de grandeur défini par la relation (20) ; à ce stade, les sous-unités vont se… Lire la suite

3.  NAINES BRUNES

Écrit par : Isabelle BARAFFE

Dans le chapitre "Qu'est-ce qu'une naine brune ?"  : … de nuages de gaz et de poussière interstellaires, essentiellement composés d'hydrogène et d'hélium.* Lors de la contraction d'un nuage, la proto-étoile s'échauffe, permettant aux régions centrales d'atteindre éventuellement la température critique de 3 millions de degrés nécessaire à la fusion de l'hydrogène. L'énergie colossale qui est libérée par… Lire la suite

4.  STELLAIRES ASSOCIATIONS

Écrit par : Thierry MONTMERLE

Dans le chapitre " Origine et évolution des associations OB"  : … de masses possibles. En un temps relativement court, quelques centaines de milliers d'années, des *protoétoiles se forment ainsi dans l'interface. Les plus massives deviennent rapidement des étoiles O et B ; les moins massives passent par le stade T Tauri avant d'arriver sur la séquence principale. À leur tour, ces étoiles O et B de deuxième… Lire la suite