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La masse d'une étoile est l'unique caractéristique qui détermine le destin de notre corps céleste. Son comportement en fin de vie dépend entièrement de sa masse. Pour les étoiles légères, la mort survient tranquillement, un géant rouge perd sa peau pour laisser derrière lui le nain blanc qui s'éteint. Mais la finale pour une étoile plus lourde peut être assez explosive!
Définition de la catégorie
••• Yuriy Mazur / iStock / Getty ImagesLes étoiles moyennes sont celles qui, trop grandes pour se transformer en naines blanches et trop petites pour devenir des trous noirs, passent leurs dernières années à devenir des étoiles à neutrons. Les scientifiques ont observé dans cette catégorie une limite inférieure légèrement supérieure à 1,4 masse solaire et une limite supérieure voisine de 3,2 masses solaires. (Une "masse solaire" est une unité de mesure correspondant à peu près à la même masse que notre Soleil.)
Protoétoile
La taille d'une étoile est déterminée par la quantité de matière disponible dans sa nébuleuse parentale. Ce nuage de poussière et de gaz commence à s’effondrer sur lui-même sous l’effet de la gravité, formant une masse de plus en plus chaude, brillante et dense en son centre: un protostar.
Séquence principale
••• Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty ImagesLorsque la protoétoile est suffisamment chaude et dense, le processus de fusion de l’hydrogène commence à se dérouler dans son noyau. La fusion produit suffisamment de pression de rayonnement pour contrer la force de gravité; ainsi l'effondrement gravitationnel cesse. La protostar est devenue une véritable étoile dans sa phase de séquence principale. L'étoile passera le plus clair de son temps dans cette période de stabilité, générant lumière et chaleur via la fusion de l'hydrogène en hélium pendant des millions d'années.
Géant rouge
Lorsque le cœur de l'étoile est à court d'hydrogène, la pesanteur retrouve son chemin, c'est-à-dire jusqu'à ce que les températures montent suffisamment haut pour permettre la fusion de l'hélium, ce qui produit la pression extérieure nécessaire pour stabiliser les choses. Lorsqu'il ne reste plus d'hélium, le cycle recommence. Le noyau oscille donc entre les états de compression et d'équilibre au fur et à mesure des réactions de fusion à haute température. Pendant ce temps, la chaleur extrême provoque la dilatation de la couche externe des étoiles, ou "coquille", dans un rayon comparable à celui de l'orbite terrestre. À une si grande distance du noyau, la coque refroidira suffisamment pour devenir rouge. L'étoile est maintenant un géant rouge.
Supernova
••• pixelparticle / iStock / Getty ImagesLes réactions nucléaires cessent pour toujours lorsque le noyau des étoiles est réduit en fer; cet élément ne fusionnera pas sans apport d'énergie supplémentaire. L'effondrement gravitationnel reprend de façon catastrophique avec une force suffisante pour détruire le noyau même des atomes qui constituent le noyau. Cela génère tellement d'énergie que l'explosion domine le ciel pendant des années-lumière dans toutes les directions. L'étoile est passée en supernova.
Neutron Star
Pendant ce temps, ce qui reste de l'étoile a rétréci à un diamètre ne dépassant pas quelques kilomètres - environ la taille d'une ville. À cette densité, la pression extérieure générée par les protons et les neutrons réagissant à la compression est finalement suffisante pour arrêter la pesanteur. L’étoile est si dense que, si vous pouviez emporter une cuillère à café de son matériau sur Terre, elle pèserait 1 000 milliards de tonnes. Il tourne jusqu'à 30 fois par seconde et présente un très grand champ magnétique. C'est une étoile à neutrons, dernière étape du cycle de vie d'une étoile de taille moyenne.