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Une étoile est une boule de gaz maintenus ensemble par sa propre gravité. L’Étoile la plus proche de la Terre est notre propre soleil, nous avons donc un exemple à proximitéque les astronomes peuvent étudier en détail. Les leçons que nous apprenons sur theSun peuvent être appliquées à d’autres étoiles.
Parlez-moi du Soleil
La vie d’une étoile est une lutte constante contre la force de gravité. La gravité travaille constamment pour essayer de provoquer l’effondrement de l’étoile., Le noyau de Thestar, cependant est très chaud qui crée la pression dans le gaz. Cette pression contrecarre la force de gravité, mettant l’étoile dans ce qu’on appelle l’équilibre hydrostatique. Une étoile est correcte tant que l’étoile a cet équilibre entre la gravité tirant l’étoile vers l’intérieur et la pression poussant l’étoile vers l’extérieur.
diagramme montrant les cycles de vie des étoiles massives de type solaire. Cliquez sur l’image pour une version plus grande., (Crédit: NASA andthe Night Sky Network)
pendant la majeure partie de la vie d’une étoile, la chaleur intérieure et le rayonnement sont fournis par des réactions nucléaires dans le noyau de l’étoile. Cette phase de l’étoile est appelée la séquence principale.
avant qu’une étoile atteigne la séquence principale, l’étoile se contracte et son noyau n’est pas encore assez chaud ou dense pour déclencher des réactions nucléaires. Ainsi, jusqu’à ce qu’il atteigne la séquence principale, le support hydrostatique est fourni par la chaleur générée par la contraction.
à un moment donné, l’étoile manquera de matière dans son noyau pour ces réactions nucléaires., Lorsque l’étoile est à court de combustible nucléaire, il arrive à la fin de son temps sur la séquence principale. Si l’étoile est assez grande, elle peut subir une série de réactions nucléaires moins efficaces pour produire de la chaleur interne. Cependant, ces réactions finiront par ne plus générer de chaleur suffisante pour soutenir l’étoile contre sa propre gravité et l’étoile s’effondrera.
évolution stellaire
Une étoile naît, vit et meurt, un peu comme tout le reste de la nature. En utilisant des observations d’étoiles dans toutes les phases de leur vie, les astronomes ont construit un cycle de vie que toutes les étoiles semblent traverser., Thefate et la vie d’une étoile dépend principalement de sa masse.
image de Hubble de la Nébuleuse de l’Aigle, astellar pépinière. (Crédit: NASA / ESA / Hubble Heritage Team)
toutes les étoiles commencent leur vie à partir de l’effondrement de matériel dans un nuage moléculaire géant. Ces nuages sont des nuages qui se forment entre les étoiles etse compose principalement de gaz moléculaire et de poussière. Turbulence dans le cloudcauses noeuds pour former qui peut alors s’effondrer sous sa propre attraction gravitationnelle. Au fur et à mesure que le nœud s’effondre, le matériau au centre commence à chauffer., Ce noyau chaud s’appelle un protostar et seravenir progressivement une étoile.
le nuage ne s’effondre pas en une seule grande étoile, mais différents nœuds de matériau deviendront chacun leur propre protostar. C’est pourquoi cesclouds de matériel sont souvent appelés nuseries stellaires ils sontendroits où de nombreuses étoiles se forment.
à mesure que le protostar prend de la masse, son noyau devient plus chaud et plus dense. À un certain moment, il sera assez chaud et assez dense pour que l’hydrogène commence à se transformer en hélium. Il doit y avoir 15 millions de Kelvins dans le noyau de forfusion pour commencer., Lorsque le protostar commence à fusionner de l’hydrogène, il entrela phase « séquence principale » de sa vie.
Les Étoiles de la séquence principale sont celles qui fusionnent de l’hydrogène en hélium dans leurs noyaux. Le rayonnement et la chaleur de cette réaction empêchent la force de gravité de s’effondrer pendant cette phase de la vie de l’étoile. C’est aussi la plus longue étape de l’étoile de vie. Notre soleil passera environ 10 milliards d’années sur la séquence principale. Cependant, une étoile plus massive utilise son carburant plus rapidement, et peut seulement être sur la séquence principalependant des millions d’années.
Finalement, le cœur de l’étoile est à court d’hydrogène., Quand thathappens, l’étoile ne peut plus résister à la gravité. Ses couches internes commencent à s’effondrer, ce qui écrase le noyau, augmentant la pression et la température dans le noyau de l’étoile. Alors que le corecollapses, les couches externes de matériau dans l’étoile pour se développer vers l’extérieur.L’étoile devient plus grande qu’elle ne l’a jamais été quelques centaines de fois plus grande! À ce stade, l’étoile est une géante rouge.
Ce qui se passe ensuite dépend de la masse de l’étoile.,
Le Sort des Moyennes Étoiles
image de Hubble de la nébuleuse planétaire IC 418,également connu sous le Spirographe Nébuleuse. (Crédit: NASA / Hubble HeritageTeam)
Lorsqu’une étoile de taille moyenne (jusqu’à environ 7 fois la masse du Soleil) atteint la phase géante rouge de sa vie, le noyau aura suffisamment de chaleur et de pression pour provoquer la fusion de l’hélium en carbone, donnant au noyau un répit de son effondrement.
Une fois l’hélium dans le noyau disparu, l’étoile perdra la majeure partie de sa masse, formant un nuage de matière appelé nébuleuse planétaire., Le noyau de l’étoile va refroidir et rétrécir, laissant derrière lui une petite boule chaude appelée awhite dwarf. Une naine blanche ne s’effondre pas contre la gravité à cause de la pression des électrons qui se repoussent dans son noyau.
le destin des étoiles massives
Chandra X-ray image of supernova remnantCassiopeia A. Les couleurs montrent différentes longueurs d’onde de rayons X beingemitted par la matière qui a été éjectée de la centrale star.In le centre est une étoile à neutrons., (Crédit: NASA / CSC/SAO)
Une étoile géante rouge avec plus de 7 fois la masse du Soleil est mortepour une fin plus spectaculaire.
ces étoiles de masse élevée passent par certaines des mêmes étapes que les étoiles de masse moyenne. Tout d’abord,les couches externes gonflent en une étoile géante, mais encore plus grande, formant une supergéante rouge. Ensuite, le noyau commence àbrink, devenant très chaud et dense. Ensuite, la fusion de l’hélium en carbonecommence dans le noyau. Lorsque l’approvisionnement en hélium sera épuisé, le noyau se contractera à nouveau, mais comme le noyau a plus de masse, il deviendra assez chaud et dense pour fusionner le carbone en néon., En fait, lorsque l’approvisionnement en carbone est épuisé, d’autres réactions de fusion se produisent, jusqu’à ce que le noyau soit rempli d’atomes de fer.
Jusqu’à présent, les réactions de fusion émettaient de l’énergie, permettant à thestar de lutter contre la gravité. Cependant, la fusion du fer nécessite un apport d’énergie, plutôt que de produire un excès d’énergie. Avec un noyau plein de fer, l’étoile perdra le combat contre la gravité.
la température centrale s’élève à plus de 100 milliards de degrés lorsque les ironatoms sont écrasés ensemble., La force répulsive entre lesles noyaux chargés positivement surmontent la force de gravité, et le corerécoule du cœur de l’étoile dans une onde de choc explosive. Dansl’un des événements les plus spectaculaires de l’univers, le choc propulsele matériau loin de l’étoile dans une énorme explosion appelée asupernova. Le matériau crache dans l’espace interstellaire.
Environ 75% de la masse de l’étoile est éjecté dans l’espace en thesupernova. Le sort du noyau restant dépend de sa masse. Si le noyau défoncé est d’environ 1,4 à 5 fois la masse de notre soleil, il se transformera en une étoile à neutrons., Si le noyau est plus grand, il s’effondrerà un trou noir. Pour se transformer en étoile à neutrons, une étoile doit commencer parenviron 7 à 20 fois la masse du soleil avant la supernova. Seules les étoilesavec plus de 20 fois la masse du Soleil deviendra des trous noirs.
Mise à jour: février 2014