Contenu
- La formation d'un protostar
- L'étincelle de vie thermonucléaire
- Cycle de vie des petites étoiles: séquence principale
- Séquence post-principale - Les années d'or
- Les étoiles de la taille du soleil se développent pour devenir des nébuleuses planétaires
- Ce qui reste est un nain blanc
- La masse affecte le cycle de vie
Les étoiles sont vraiment nées de la poussière d'étoile, et parce que les étoiles sont les usines qui produisent tous les éléments lourds, notre monde et tout ce qu'il contient provient également de la poussière d'étoile.
Ses nuages, constitués principalement de molécules d'hydrogène gazeux, flottent dans la froideur inimaginable de l'espace jusqu'à ce que la gravité les oblige à s'effondrer sur eux-mêmes et à former des étoiles.
Toutes les étoiles sont créées égales, mais comme les personnes, elles se présentent sous de nombreuses variantes. Le principal déterminant des caractéristiques d'une étoile est la quantité de poussière d'étoiles impliquée dans sa formation.
Certaines stars sont très grandes et ont une vie courte et spectaculaire, tandis que d'autres sont si petites qu'elles ont à peine assez de masse pour devenir une star, et leur vie est extrêmement longue. Le cycle de vie d'une étoile, comme l'expliquent la NASA et d'autres autorités spatiales, dépend fortement de la masse.
Les étoiles à peu près de la taille de notre soleil sont considérées comme de petites étoiles, mais elles ne sont pas aussi petites que des nains rouges, dont la masse est environ la moitié de celle du soleil et qui sont aussi éternelles qu'une étoile peut l'être.
Le cycle de vie d'une étoile de faible masse, comme le soleil, classé comme étoile de type G, étoile de séquence principale (ou naine jaune), dure environ 10 milliards d'années. Bien que les étoiles de cette taille ne deviennent pas des supernovae, elles mettent fin à leurs vies de façon dramatique.
La formation d'un protostar
La gravité, cette force mystérieuse qui maintient nos pieds collés au sol et les planètes qui tournent dans leurs orbites, est responsable de la formation des étoiles. Dans les nuages de gaz et de poussières interstellaires qui flottent autour de l'univers, la gravité fusionne les molécules en petites touffes qui se détachent de leurs nuages parents pour se transformer en protostars. Parfois, l'effondrement est précipité par un événement cosmique, tel qu'une supernova.
En raison de leur masse accrue, les protostars sont capables d'attirer davantage de poussière d'étoiles. La conservation de la quantité de mouvement provoque la formation d’un disque rotatif dans la matière qui s’effondre, et la température augmente en raison de l’augmentation de la pression et de l’énergie cinétique libérée par les molécules de gaz attirées vers le centre.
On pense que plusieurs protostars existent dans la nébuleuse d'Orion, entre autres. Les plus jeunes sont trop diffus pour être visibles, mais ils finissent par devenir opaques à mesure qu'ils se fusionnent. Lorsque cela se produit, l'accumulation de matières piège le rayonnement infrarouge dans le cœur, ce qui augmente encore la température et la pression, empêchant ainsi davantage de matières de tomber dans le cœur.
L'enveloppe de l'étoile continue à attirer la matière et à croître jusqu'à ce que quelque chose d'incroyable se produise.
L'étincelle de vie thermonucléaire
Il est difficile de croire que la gravité, qui est une force relativement faible, pourrait précipiter une chaîne d'événements conduisant à une réaction thermonucléaire, mais c'est ce qui se produit. Au fur et à mesure que la protostar accumule de la matière, la pression au cœur devient si intense que l'hydrogène commence à se fondre dans l'hélium et que la protostar devient une étoile.
L'avènement de l'activité thermonucléaire crée un vent intense qui souffle de l'étoile le long de l'axe de rotation. Les matériaux circulant autour du périmètre de l'étoile sont éjectés par ce vent. C’est la phase T-Tauri de la formation des étoiles, caractérisée par une activité de surface vigoureuse, notamment des éruptions et des éruptions. L'étoile peut perdre jusqu'à 50% de sa masse au cours de cette phase qui dure pour une étoile de la taille du soleil pendant quelques millions d'années.
Finalement, le matériau autour du périmètre des étoiles commence à se dissiper et ce qui reste se fond dans les planètes. Le vent solaire diminue et l'étoile s'installe dans une période de stabilité de la séquence principale. Pendant cette période, la force exercée par la réaction de fusion de l’hydrogène sur l’hélium survenant au cœur contrebalance l’attraction gravitationnelle vers l’intérieur et l’étoile ne perd ni ne gagne de matière.
Cycle de vie des petites étoiles: séquence principale
La plupart des étoiles du ciel nocturne sont des étoiles de la séquence principale, car cette période est de loin la plus longue de toute la durée de vie d'une étoile. Sur la séquence principale, une étoile fusionne l'hydrogène en hélium et continue de le faire jusqu'à épuisement de son combustible en hydrogène.
La réaction de fusion se produit plus rapidement dans les étoiles massives que dans les étoiles plus petites. Les étoiles massives brûlent alors plus chaudement, avec une lumière blanche ou bleue et durent moins longtemps. Alors qu’une étoile de la taille du soleil durera 10 milliards d’années, un géant bleu super massif ne durera que 20 millions.
En général, deux types de réactions thermonucléaires se produisent dans les étoiles de la séquence principale, mais dans les étoiles plus petites, comme le soleil, un seul type se produit: la chaîne proton-proton.
Les protons sont des noyaux d’hydrogène et, dans un noyau d’étoiles, ils se déplacent suffisamment rapidement pour surmonter la répulsion électrostatique et entrer en collision pour former des noyaux d’hélium-2, libérant une v-neutrino et un positron dans le processus. Lorsqu'un autre proton entre en collision avec un hélium-2 nouvellement formé noyau, ils se fondent dans l'hélium-3 et libèrent un photon gamma. Enfin, deux noyaux d'hélium-3 entrent en collision pour créer un noyau d'hélium-4 et deux protons supplémentaires, ce qui poursuit la réaction en chaîne. Ainsi, la réaction proton-proton consomme quatre protons.
Une sous-chaîne qui se produit dans la réaction principale produit du béryllium-7 et du lithium-7, mais il s’agit d’éléments de transition qui, après collision avec un positron, se combinent pour créer deux noyaux d’hélium-4. Une autre sous-chaîne produit du béryllium-8, qui est instable et se scinde spontanément en deux noyaux d'hélium-4. Ces sous-processus représentent environ 15% de la production totale d'énergie.
Séquence post-principale - Les années d'or
Les années d'or dans le cycle de vie d'un être humain sont celles au cours desquelles l'énergie commence à décroître, et il en va de même pour une étoile. Les années d'or pour une étoile de faible masse se produisent lorsque l'étoile a consommé la totalité du carburant d'hydrogène dans son noyau, et cette période est également connue sous le nom de séquence post-principale. La réaction de fusion dans le cœur cesse et la coque externe d'hélium s'effondre, créant de l'énergie thermique lorsque l'énergie potentielle de la coque en train de s'effondrer est convertie en énergie cinétique.
La chaleur supplémentaire provoque la fusion de l'hydrogène dans la coque, mais cette fois, la réaction produit plus de chaleur que lorsqu'elle ne s'était produite que dans le noyau.
La fusion de la couche d'enveloppe d'hydrogène repousse les bords de l'étoile et l'atmosphère extérieure se dilate et se refroidit, transformant l'étoile en une géante rouge. Dans environ 5 milliards d'années, lorsque le soleil se produira, il s'étendra de moitié par rapport à la Terre.
La dilatation s'accompagne d'une augmentation de la température au cœur, car de plus en plus d'hélium est rejeté par les réactions de fusion de l'hydrogène se produisant dans la coque. Il fait si chaud que la fusion de l'hélium commence dans le noyau, produisant du béryllium, du carbone et de l'oxygène. Une fois que cette réaction (appelée flash de l'hélium) commence, elle se répand rapidement.
Une fois que l'hélium de la coque est épuisé, le noyau d'une petite étoile ne peut pas générer suffisamment de chaleur pour fusionner les éléments les plus lourds qui ont été créés, et la coque entourant le noyau s'effondre à nouveau. Cet effondrement génère une quantité importante de chaleur - suffisante pour déclencher la fusion de l'hélium dans la coque - et la nouvelle réaction déclenche une nouvelle période d'expansion au cours de laquelle le rayon des étoiles augmente jusqu'à 100 fois son rayon d'origine.
Lorsque notre soleil atteindra ce stade, il s'étendra au-delà de l'orbite de Mars.
Les étoiles de la taille du soleil se développent pour devenir des nébuleuses planétaires
Toute histoire du cycle de vie d'une étoile pour enfants devrait inclure une explication des nébuleuses planétaires, car elles font partie des phénomènes les plus frappants de l'univers. Le terme nébuleuse planétaire est un terme impropre, car il n'a rien à voir avec les planètes.
C’est le phénomène responsable des images dramatiques de l’Œil de Dieu (la nébuleuse de l’Hélice) et d’autres images semblables peuplées d’Internet. Loin d'être de nature planétaire, une nébuleuse planétaire est la signature d'un petit décès d'étoiles.
Lorsque l'étoile se développe dans sa deuxième phase géante rouge, le noyau s'effondre simultanément en un nain blanc extrêmement chaud, qui est un reste dense qui contient la majeure partie de la masse de l'étoile d'origine dans une sphère de la taille de la Terre. La naine blanche émet un rayonnement ultraviolet qui ionise le gaz dans la coque en expansion, produisant des couleurs et des formes spectaculaires.
Ce qui reste est un nain blanc
Les nébuleuses planétaires ne durent pas longtemps et se dissipent en 20 000 ans environ. L'étoile naine blanche qui reste après la dissipation d'une nébuleuse planétaire dure toutefois très longtemps. Il s’agit essentiellement d’une masse de carbone et d’oxygène mélangée à des électrons si serrés qu’on les dit dégénérés. Selon les lois de la mécanique quantique, ils ne peuvent pas être compressés plus loin. L'étoile est un million de fois plus dense que l'eau.
Aucune réaction de fusion ne se produit à l'intérieur d'une naine blanche, mais celle-ci reste chaude en raison de sa petite surface, qui limite la quantité d'énergie émise. Il finira par se refroidir pour devenir une masse noire et inerte de carbone et d'électrons dégénérés, mais cela prendra entre 10 et 100 milliards d'années. L'univers n'est pas assez vieux pour que cela se produise encore.
La masse affecte le cycle de vie
Une étoile de la taille du soleil deviendra une naine blanche lorsqu'elle consommera de l'hydrogène, mais une étoile dont la masse centrale aura 1,4 fois la taille du soleil connaîtra un destin différent.
Les étoiles avec cette masse, connue sous le nom de limite de Chandrasekhar, continuent de s’effondrer, car la force de gravitation suffit pour vaincre la résistance extérieure à la dégénérescence des électrons. Au lieu de devenir des nains blancs, ils deviennent des étoiles à neutrons.
Comme la limite de masse de Chandrasekhar s’applique au noyau après que l’étoile a rayonné une grande partie de sa masse, et comme la masse perdue est considérable, l’étoile doit avoir environ huit fois la masse du soleil avant d’entrer dans la phase de la géante rouge pour devenir un étoile à neutrons.
Les étoiles naines rouges sont celles dont la masse est comprise entre la moitié et les trois quarts de la masse solaire. Ils sont les plus cool de toutes les étoiles et n’accumulent pas autant d’hélium dans leurs noyaux. Par conséquent, ils ne se développent pas pour devenir des géantes rouges après avoir épuisé leur combustible nucléaire. Au lieu de cela, ils se contractent directement en naines blanches sans produire de nébuleuse planétaire. Parce que ces étoiles brûlent si lentement, il faudra longtemps, peut-être jusqu'à 100 milliards d'années, avant que l'une d'entre elles ne subisse ce processus.
Les étoiles dont la masse est inférieure à 0,5 masse solaire sont appelées naines brunes. Ils ne sont pas vraiment des stars du tout, car lorsqu’ils se sont formés, ils n’avaient pas assez de masse pour initier la fusion de l’hydrogène. Les forces de compression de la gravité génèrent suffisamment d'énergie pour que de telles étoiles puissent rayonner, mais avec une lumière à peine perceptible sur l'extrémité la plus rouge du spectre.
Parce qu’il n’ya pas de consommation de carburant, rien n’empêche une telle étoile de rester telle quelle pendant toute la vie de l’univers. Il pourrait y en avoir un ou plusieurs dans les environs immédiats du système solaire, et parce qu’ils brillent si faiblement, ils ne savent jamais qu’ils sont présents.