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. Ainsi, comprendre leur formation et leur évolution donne des indices importants pour comprendre les galaxies et les planètes.
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 cœur 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 parmi les personnes d'âge moyen étoile c'est-à-dire dans une période de sa vie appelée "séquence principale".
Pratiquement toutes les stars passent la majorité de leur vie sur cette séquence principale jusqu'à leur mort; tantôt doucement, tantôt 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.
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 le rayonnement extérieur la pression du noyau est équilibrée par les immenses forces gravitationnelles de l'étoile essayant de s'effondrer sur lui-même. Lorsque toutes ces conditions sont remplies, l'étoile est "sur la séquence principale" et elle passe sa vie à produire activement de l'hydrogène en hélium dans son cœur.
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 supergiants rouges, puis évoluer pour devenir supergiants bleus. 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 cœur, mais dans les couches entourant le cœur.
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. Au cours du 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 un étoile à neutrons ou trou noir.
Quand des étoiles moins massives quittent la séquence principale
Les étoiles dont la masse se situe entre la moitié d'une masse solaire (c'est-à-dire la moitié de la masse du Soleil) et environ huit masses solaires fusionneront l'hydrogène en hélium jusqu'à ce que le carburant soit consommé. À ce stade, l'étoile devient une géante rouge. L'étoile commence à fusionner l'hélium en carbone, et les couches externes se dilatent pour transformer l'étoile en un géant jaune pulsant.
Lorsque la majeure partie de l'hélium est fusionnée, l'étoile redevient une géante rouge, encore plus grande qu'auparavant. Les couches externes de l'étoile s'étendent vers l'espace, créant un nébuleuse planétaire. Le noyau de carbone et d'oxygène sera laissé sous la forme d'un nain blanc.
Les étoiles inférieures à 0,5 masse solaire formeront également des naines blanches, mais elles ne pourront pas fusionner d'hélium en raison du manque de pression dans le cœur de leur petite taille. Par conséquent, ces étoiles sont appelées naines blanches d'hélium. Comme les étoiles à neutrons, les trous noirs et les supergéantes, celles-ci n'appartiennent plus à la séquence principale.