Quel est le cycle de vie d'une étoile?
Lorsque vous observez le ciel nocturne, il est facile d'oublier que chaque point de la lumière scintillante est une étoile à un moment donné de son cycle de vie. Entre la naissance violente d'une star et la mort encore plus violente, il reste stable pour jusqu'à des dizaines de milliards d'années. Regardons ces phases plus en détail.
Sommaire
La phase nébuleuse
Les étoiles commencent leur vie dans de vastes nuages de gaz et de poussière appelés nébuleuses ou nuages moléculaires, allant de 1 000 à 10 millions de fois la masse du soleil. Plus les nuages moléculaires froids, plus ils sont responsables de réagir aux perturbations gravitationnelles, comme les ondes de choc d'une supernova voisine, les faisant agrandir pour provoquer des nœuds de gaz denses.
Alors que ces nœuds continuent de croître, ils entrent en collision avec d'autres nœuds denses ou collectent plus de matière dans la zone de formation, et leur force gravitationnelle se développe.
Situé dans la constellation Orion, la nébuleuse d'Orion est la seule nébuleuse que nous pouvons voir à l'œil nu. Regardez sous les trois étoiles qui forment la ceinture d'Orion pour voir une tache floue. Lorsque vous le trouvez, prenez un moment pour apprécier que vous regardez une région dans le ciel où les étoiles se forment activement! C'est encore plus spectaculaire lorsqu'il est vu à travers des jumelles ou un télescope.
Lorsque les forces gravitationnelles atteignent un point de basculement, les énormes touffes de matière accumulées s'effondrent et la friction résultante s'est accumulée pendant cette phase se traduit par une accumulation intense de chaleur. À ce stade, la formation d'une protostar a commencé.
La phase protostar
L'énergie générée lors de l'effondrement du matériau pendant la phase nébuleuse alimente le protostar nouvellement formé, mais il n'est pas encore suffisamment chaud pour que la fusion nucléaire ait lieu. La protostar continue de croître en tirant de plus en plus de matière de la nébuleuse à partir de laquelle elle s'est formée – un processus appelé accrétion – entraînant un disque protoplanétaire pour se former autour du noyau du protostar. Cette soupe restante de poussière, de glace et de gaz se regroupement pour former des planètes planètes, qui entrent et fusionnent pour devenir des planètes à part entière.
Si une étoile a une masse de plus de 0,08 masses solaires (une masse solaire équivaut à la masse de notre soleil), les réactions nucléaires commencent et les réactions nucléaires ciment le statut du corps en tant qu'étoile. Les planètes se forment autour de lui et l'étoile entre dans la séquence principale.
La séquence principale
Après des millions d'années de construction de pression et de températures qui ont augmenté pendant la phase protostar, le corps de formation fait face à un ultimatum. S'il n'atteint jamais 0,08 masses solaires, il ne générera pas une température suffisante (10 millions de Kelvin) pour initier la phase de fusion nucléaire, ce qui a entraîné une étoile échouée appelée naine brune qui passe l'éternité à se refroidir et à disparaître.
D'un autre côté, si le protostar fait Atteignez 0,08 masses solaires, le cœur de l'étoile serre ensemble les noyaux d'atome d'hydrogène pour former l'hélium, un processus extrêmement puissant qui empêche l'étoile de s'effondrer sous sa propre gravité. Cette phase est comme une étincelle qui allume un feu – une fois qu'il est allumé, il restera allumé jusqu'à ce que son énergie s'épuise.
Les étoiles passent environ 90% de leur vie dans la phase de séquence principale, et la plupart des étoiles que nous voyons lorsque nous passons les étoiles de nuit sont des étoiles de séquence principales. Notre soleil (photo ci-dessus) est estimé à peu près à mi-chemin à travers cette étape.
Les phases de la mort
La masse d'une étoile est cruciale car elle s'éloigne de sa phase de séquence principale, car elle détermine comment elle se comporte à l'approche de sa fin de vie. Quelle que soit sa masse, cependant, ce qui déclenche le début de la fin de la vie d'une étoile est son noyau à court d'hydrogène, ce qui signifie que moins de fusion nucléaire peut avoir lieu.
La fusion nucléaire est cruciale dans une étoile, car elle équilibre les forces gravitationnelles qui rassemblent la matière. Étant donné que la fusion nucléaire qui se déroule diminue pendant la mort d'une étoile, la gravité commence à gagner et commence à serrer le cœur de l'étoile.
Étoiles à faible masse
Les étoiles à faible masse semblables au soleil utilisent les dernières parties de leur alimentation en hydrogène relativement lentement, ce qui signifie que le processus de mort peut prendre des milliards d'années. Cette phase les implique de devenir des géants rouges, car la fusion convertit l'hélium en carbone.
Commencez à la grande dipper et suivez la « poignée » loin de Ursa Major jusqu'à ce que vous arriviez dans une étoile de couleur orange. C'est Arcturus, l'un des géants rouges les plus connus du ciel nocturne.
Après que le géant rouge ait perdu ses couches extérieures, les nébuleuses planétaires – des meubles de poussière et de gaz qui ressemblaient à des planètes lorsqu'ils sont observés pour la première fois à travers un télescope – de formes et de couleurs inhabituelles se forment autour de l'extérieur de l'étoile mourante. Finalement, le géant rouge devient un nain blanc, une étoile qui a cessé la fusion nucléaire mais qui émet toujours la lumière de l'énergie thermique qu'elle a stockée au fil du temps. Les nains blancs sont à peu près de la même taille que la Terre mais sont comparables au soleil en termes de masse.
Lorsqu'un nain blanc cesse de produire de la lumière, il devient un nain noir. Cependant, aucune étoile n'a encore atteint cette phase, car l'univers n'est pas assez vieux. Cela signifie que les nains noirs restent une étape conceptuelle dans la mort d'une étoile.
Étoiles de masse haute
Le processus pour les étoiles de masse élevée (huit masses solaires ou plus) est beaucoup plus rapide, car ils convertissent leur carburant d'hydrogène beaucoup plus rapidement – un processus qui prend seulement quelques millions d'années. Lorsque l'étoile massive manque d'hydrogène dans son noyau, il se dilate et se refroidit pour former un supergiant rouge.
Trouvez la constellation d'Orion, mieux connue pour la ceinture d'Orion et la nébuleuse d'Orion. Une fois que vous avez localisé la ceinture d'Orion, jetez votre regard vers le haut pour trouver le Red Supergiant, Betelgeuse. On pense que cela représente jusqu'à 1 000 fois la taille de notre Soleil.
À ce stade, le noyau de l'étoile ne s'est pas encore effondré, grâce aux processus de conversion de carburant en cours qui convertissent le carbone en éléments plus lourds, comme l'oxygène, le magnésium et le néon, et des réactions en chaîne en cours fusionnant le silicium en fer. Cependant, chaque fois qu'un nouveau matériau plus lourd est créé, le moment où le noyau de la supergiant rouge est considérablement réduit de manière significative.
Finalement, le noyau de fer s'effondre – alors que la fusion de fer absorbe l'énergie plutôt que de la libérer – et rebondit violemment sur lui-même, projetant ses couches extérieures dans l'espace comme une énorme explosion spectaculaire appelée supernova. Le matériel violemment jeté dans l'espace forme de nouvelles nébuleuses, et le processus de formation d'étoiles recommence à terminer le cycle de vie stellaire.
Enfin, des étoiles restantes avec une masse inférieure à 2,2 à 2,9 masses solaires – connues comme la limite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff – forment des étoiles à neutrons denses (illustré ci-dessous).
Si leur masse dépasse la limite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff, rien ne peut générer les forces nécessaires pour s'opposer à l'immense traction gravitationnelle. Cet effondrement gravitationnel indéfini se traduit par la formation d'un trou noir, un objet cosmique peu compris dont la gravité est si forte que même la lumière ne peut pas s'échapper.
Si vous passez du temps dehors à profiter des étoiles, assurez-vous de vérifier si une douche de météores est due en même temps. Ils sont vraiment faciles à voir et ils se produisent toute l'année.
