Comment les étoiles changent tout au long de leur vie

Les étoiles sont quelques-uns des éléments constitutifs fondamentaux de l'univers. Ils constituent non seulement des galaxies, mais beaucoup hébergent également des systèmes planétaires. Donc, comprendre leur formation et leur évolution donne des indices importants pour comprendre les galaxies et les planètes.

Le Soleil affecte le système solaire de plusieurs façons. Il enseigne aux astronomes comment fonctionnent les étoiles. NASA / Goddard Space Flight Center

Le Soleil nous donne un exemple de première classe à étudier, ici même dans notre propre système solaire. Il n'est qu'à huit minutes-lumière, nous n'avons donc pas à attendre longtemps pour voir les caractéristiques à sa surface. Les astronomes possèdent un certain nombre de satellites qui étudient le Soleil et connaissent depuis longtemps les bases de sa vie. D'une part, il est d'âge moyen, et en plein milieu de la période de sa vie appelée la "séquence principale". Pendant ce temps, il fusionne l'hydrogène dans son noyau pour produire de l'hélium. 

Tout au long de son histoire, le Soleil est resté à peu près le même. Pour nous, il a toujours été cet objet blanc jaunâtre brillant dans le ciel. Cela ne semble pas changer, du moins pour nous. En effet, il vit à une échelle de temps très différente de celle des humains. Cependant, cela change, mais d'une manière très lente par rapport à la rapidité avec laquelle nous vivons notre vie courte et rapide. Si nous regardons la vie d'une étoile à l'échelle de l'âge de l'univers (environ 13,7 milliards d'années), le Soleil et les autres étoiles mènent tous une vie assez normale. Autrement dit, ils naissent, vivent, évoluent, puis meurent pendant des dizaines de millions ou des milliards d'années. 

Pour comprendre comment les étoiles évoluent, les astronomes doivent savoir quels types d'étoiles existent et pourquoi elles diffèrent les unes des autres de manière importante. Une étape consiste à «trier» les étoiles dans différents bacs, tout comme les gens peuvent trier des pièces ou des billes. C'est ce qu'on appelle la "classification stellaire" et elle joue un rôle énorme dans la compréhension du fonctionnement des étoiles. 

Classer les étoiles

Les astronomes trient les étoiles dans une série de «bacs» en utilisant ces caractéristiques: température, masse, composition chimique, etc. En fonction de sa température, de sa luminosité (luminosité), de sa masse et de sa chimie, le Soleil est classé comme une étoile d'âge moyen qui se trouve dans une période de sa vie appelée "séquence principale". 

Cette version du diagramme de Hertzprung-Russell trace les températures des étoiles en fonction de leurs luminosités. La position d'une étoile dans le diagramme fournit des informations sur son stade, ainsi que sa masse et sa luminosité. Observatoire européen austral

Pratiquement toutes les stars passent la majorité de leur vie sur cette séquence principale jusqu'à leur mort; parfois doucement, parfois violemment.

Tout tourne autour de la fusion

La définition de base de ce qui fait une étoile de la séquence principale est la suivante: c'est une étoile qui fusionne l'hydrogène à l'hélium dans son cœur. L'hydrogène est la pierre angulaire des étoiles. Ils l'utilisent ensuite pour créer d'autres éléments.

Lorsqu'une étoile se forme, elle le fait parce qu'un nuage d'hydrogène gazeux commence à se contracter (se rapprocher) sous la force de la gravité. Cela crée une protoétoile dense et chaude au centre du nuage. Cela devient le cœur de l'étoile.

L'équipe "Cores to Disks" Spitzer Legacy a utilisé deux caméras infrarouges sur le télescope spatial Spitzer de la NASA pour rechercher des régions denses de nuages ​​moléculaires interstellaires (appelés "noyaux") afin de détecter des signes de formation d'étoiles. NASA / JPL-Caltech / N. Evans (Université du Texas à Austin) / DSS

La densité dans le cœur atteint un point où la température est d'au moins 8 à 10 millions de degrés Celsius. Les couches externes de la protostar se pressent sur le noyau. Cette combinaison de température et de pression déclenche un processus appelé fusion nucléaire. C'est le moment où une étoile est née. L'étoile se stabilise et atteint un état appelé «équilibre hydrostatique», c'est-à-dire lorsque la pression de rayonnement vers l'extérieur du noyau est équilibrée par les immenses forces gravitationnelles de l'étoile essayant de s'effondrer sur elle-même. Lorsque toutes ces conditions sont remplies, l'étoile est "sur la séquence principale" et elle passe sa vie à produire de l'hydrogène en hélium dans son noyau..

Il s'agit de la messe

La masse joue un rôle important dans la détermination des caractéristiques physiques d'une étoile donnée. Il donne également des indices sur la durée de vie de l'étoile et sa mort. Plus la masse de l'étoile est grande, plus la pression gravitationnelle qui essaie de faire s'effondrer l'étoile est grande. Afin de lutter contre cette pression accrue, l'étoile a besoin d'un taux de fusion élevé. Plus la masse de l'étoile est grande, plus la pression dans le cœur est élevée, plus la température est élevée et donc plus le taux de fusion est élevé. Cela détermine la vitesse à laquelle une étoile utilisera son carburant.

Une étoile massive fusionnera ses réserves d'hydrogène plus rapidement. Cela la fait sortir de la séquence principale plus rapidement qu'une étoile de masse inférieure, qui utilise son carburant plus lentement.

Quitter la séquence principale

Lorsque les étoiles manquent d'hydrogène, elles commencent à fondre de l'hélium dans leurs noyaux. C'est alors qu'ils quittent la séquence principale. Les étoiles de grande masse deviennent des supergéantes rouges, puis évoluent pour devenir des supergéantes bleues. Il fusionne l'hélium en carbone et en oxygène. Ensuite, il commence à fusionner ceux-ci en néon et ainsi de suite. Fondamentalement, l'étoile devient une usine de création chimique, la fusion se produisant non seulement dans le noyau, mais dans les couches entourant le noyau. 

Finalement, une étoile de très grande masse essaie de fusionner le fer. C'est le baiser de la mort pour cette star. Pourquoi? Parce que la fusion du fer prend plus d'énergie que l'étoile ne dispose. Il arrête la fusion de l'usine de fusion sur ses traces. Lorsque cela se produit, les couches externes de l'étoile s'effondrent sur le noyau. Cela arrive assez rapidement. Les bords extérieurs du noyau tombent en premier, à la vitesse incroyable d'environ 70 000 mètres par seconde. Lorsque cela frappe le noyau de fer, tout commence à rebondir, ce qui crée une onde de choc qui déchire l'étoile en quelques heures. Dans le processus, de nouveaux éléments plus lourds sont créés lorsque le front de choc traverse le matériau de l'étoile.
C'est ce qu'on appelle une supernova "core-collapse". Finalement, les couches externes explosent dans l'espace, et ce qui reste est le noyau effondré, qui devient une étoile à neutrons ou un trou noir.