Étoiles

Étoiles

Les étoiles sont les objets astronomiques les plus largement reconnus et représentent les blocs de construction les plus fondamentaux des galaxies. L’âge, la distribution et la composition des étoiles dans une galaxie retracent l’histoire, la dynamique et l’évolution de cette galaxie. De plus, les étoiles sont responsables de la fabrication et de la distribution d’éléments lourds tels que le carbone, l’azote et l’oxygène, et leurs caractéristiques sont intimement liées aux caractéristiques des systèmes planétaires qui peuvent fusionner à leur sujet. Par conséquent, l’étude de la naissance, de la vie et de la mort des étoiles est au cœur du domaine de l’astronomie.

Formation d’étoiles

Les étoiles naissent dans les nuages de poussière et sont dispersées dans la plupart des galaxies. Un exemple familier comme un nuage de poussière est la nébuleuse d’Orion. La turbulence au fond de ces nuages donne naissance à des nœuds de masse suffisante pour que le gaz et la poussière puissent commencer à s’effondrer sous sa propre attraction gravitationnelle. Lorsque le nuage s’effondre, le matériau au centre commence à chauffer. Connue sous le nom de protostar, c’est ce noyau chaud au cœur du nuage qui s’effondre qui deviendra un jour une star. Des modèles informatiques tridimensionnels de formation d’étoiles prédisent que les nuages en rotation de gaz et de poussière qui s’effondrent peuvent se diviser en deux ou trois taches; cela expliquerait pourquoi la majorité des étoiles de la Voie lactée sont appariées ou en groupes de plusieurs étoiles.

Powerful Stellar Eruption
Éruption stellaire puissante
Les observations de l’écho de lumière d’Eta Carinae fournissent un nouvel aperçu du comportement des étoiles massives puissantes au bord de la détonation.
Crédit: NOAO, AURA, NSF et N. Smith (Université d’Arizona)

À mesure que le nuage s’effondre, un noyau dense et chaud se forme et commence à recueillir la poussière et le gaz. Tous ces matériaux ne finissent pas par faire partie d’une étoile – la poussière restante peut devenir des planètes, des astéroïdes ou des comètes ou peut rester sous forme de poussière.

Dans certains cas, le nuage peut ne pas s’effondrer à un rythme régulier. En janvier 2004, un astronome amateur, James McNeil, a découvert une petite nébuleuse qui est apparue de façon inattendue près de la nébuleuse Messier 78, dans la constellation d’Orion. Lorsque des observateurs du monde entier ont pointé leurs instruments sur la nébuleuse de McNeil, ils ont trouvé quelque chose d’intéressant – sa luminosité semble varier. Les observations avec l’Observatoire de rayons X Chandra de la NASA ont fourni une explication probable: l’interaction entre le champ magnétique de la jeune étoile et le gaz environnant provoque des augmentations épisodiques de la luminosité.

Étoiles de la séquence principale

Une étoile de la taille de notre Soleil a besoin d’environ 50 millions d’années pour mûrir du début de l’effondrement à l’âge adulte. Notre Soleil restera dans cette phase mature (sur la séquence principale comme le montre le diagramme de Hertzsprung-Russell) pendant environ 10 milliards d’années.

Les étoiles sont alimentées par la fusion nucléaire de l’hydrogène pour former de l’hélium au plus profond de leur intérieur. La sortie d’énergie des régions centrales de l’étoile fournit la pression nécessaire pour empêcher l’étoile de s’effondrer sous son propre poids et l’énergie par laquelle elle brille.

Comme le montre le diagramme de Hertzsprung-Russell, les étoiles de la séquence principale couvrent une large gamme de luminosités et de couleurs et peuvent être classées en fonction de ces caractéristiques. Les plus petites étoiles, connues sous le nom de naines rouges, peuvent contenir aussi peu que 10% de la masse du Soleil et émettre seulement 0,01% autant d’énergie, brillant faiblement à des températures comprises entre 3000 et 4000K. Malgré leur nature diminutive, les naines rouges sont de loin les étoiles les plus nombreuses de l’Univers et ont une durée de vie de plusieurs dizaines de milliards d’années.

D’un autre côté, les étoiles les plus massives, connues sous le nom d’hypergiantes, peuvent être 100 fois plus massives que le Soleil et avoir des températures de surface de plus de 30 000 K. Les hypergiantes émettent des centaines de milliers de fois plus d’énergie que le Soleil, mais ont des durées de vie de seulement quelques millions d’années. Bien que l’on pense que des étoiles extrêmes comme celles-ci étaient courantes dans l’Univers primitif, elles sont aujourd’hui extrêmement rares – toute la galaxie de la Voie lactée ne contient qu’une poignée d’hypergiantes

Les étoiles et leur destin

En général, plus une étoile est grande, plus sa durée de vie est courte, bien que toutes les étoiles sauf les plus massives vivent pendant des milliards d’années. Lorsqu’une étoile a fusionné tout l’hydrogène de son cœur, les réactions nucléaires cessent. Privé de la production d’énergie nécessaire pour le soutenir, le noyau commence à s’effondrer en lui-même et devient beaucoup plus chaud. L’hydrogène étant toujours disponible à l’extérieur du cœur, la fusion de l’hydrogène se poursuit dans une coquille entourant le cœur. Le noyau de plus en plus chaud pousse également les couches externes de l’étoile vers l’extérieur, les faisant se dilater et se refroidir, transformant l’étoile en une géante rouge.

Si l’étoile est suffisamment massive, le noyau qui s’effondre peut devenir suffisamment chaud pour supporter des réactions nucléaires plus exotiques qui consomment de l’hélium et produisent une variété d’éléments plus lourds jusqu’au fer. Cependant, de telles réactions n’offrent qu’un sursis temporaire. Progressivement, les incendies nucléaires internes de l’étoile deviennent de plus en plus instables – brûlant parfois furieusement, d’autres fois s’éteignant. Ces variations provoquent la pulsation de l’étoile et la projection de ses couches externes, s’enveloppant dans un cocon de gaz et de poussière. Ce qui se passe ensuite dépend de la taille du noyau.