La vie et la mort d'une étoile

Les étoiles durent longtemps, mais finalement elles mourront. L'énergie qui compose les étoiles, certains des plus grands objets que nous ayons jamais étudiés, provient de l'interaction des atomes individuels. Donc, pour comprendre les objets les plus grands et les plus puissants de l'univers, nous devons comprendre les plus élémentaires. Puis, à la fin de la vie de l'étoile, ces principes de base entrent à nouveau en jeu pour décrire ce qui va arriver à l'étoile ensuite. Les astronomes étudient divers aspects des étoiles pour déterminer quel âge ont-ils ainsi que leurs autres caractéristiques. Cela les aide également à comprendre les processus de vie et de mort qu'ils vivent.

Les étoiles ont mis du temps à se former, car le gaz qui dérivait dans l'univers était attiré par la force de gravité. Ce gaz est principalement hydrogène, car c'est l'élément le plus élémentaire et le plus abondant de l'univers, bien qu'une partie du gaz puisse être constituée d'autres éléments. Assez de ce gaz commence à se rassembler par gravité et chaque atome tire sur tous les autres atomes.

Cette attraction gravitationnelle est suffisante pour forcer les atomes à entrer en collision les uns avec les autres, ce qui génère à son tour de la chaleur. En fait, comme les atomes entrent en collision les uns avec les autres, ils vibrent et se déplacent plus rapidement (c'est, après tout, ce qui énergie thermique est vraiment: le mouvement atomique). Finalement, ils deviennent si chauds, et les atomes individuels ont tellement énergie cinétique, que lorsqu'ils entrent en collision avec un autre atome (qui a également beaucoup d'énergie cinétique), ils ne se rebondissent pas simplement les uns sur les autres.

Avec suffisamment d'énergie, les deux atomes entrent en collision et le noyau de ces atomes fusionne. Rappelez-vous, c'est principalement de l'hydrogène, ce qui signifie que chaque atome contient un noyau avec un seul proton. Lorsque ces noyaux fusionnent ensemble (un processus connu, assez adéquatement, comme la fusion nucléaire) les noyau résultant a deux protons, ce qui signifie que le nouvel atome créé est hélium. Les étoiles peuvent également fusionner des atomes plus lourds, tels que l'hélium, pour former des noyaux atomiques encore plus gros. (Ce processus, appelé nucléosynthèse, est censé être le nombre d'éléments de notre univers qui se sont formés.)

Ainsi, les atomes (souvent élément hydrogène) à l'intérieur de l'étoile entrent en collision, passant par un processus de fusion nucléaire, qui génère de la chaleur, un rayonnement électromagnétique (comprenant lumière visible) et l'énergie sous d'autres formes, telles que les particules de haute énergie. Cette période de combustion atomique est ce que la plupart d'entre nous considèrent comme la vie d'une étoile, et c'est dans cette phase que nous voyons la plupart des étoiles dans les cieux.

Cette chaleur génère une pression - un peu comme le fait de chauffer de l'air à l'intérieur d'un ballon crée une pression à la surface du ballon (analogie grossière) - qui écarte les atomes. Mais rappelez-vous que la gravité essaie de les rapprocher. Finalement, l'étoile atteint un équilibre où l'attraction de la gravité et la pression répulsive sont équilibrées, et pendant cette période, l'étoile brûle de manière relativement stable.

Jusqu'à ce qu'il manque de carburant, bien sûr.

Au fur et à mesure que l'hydrogène dans une étoile est converti en hélium et en certains éléments plus lourds, il faut de plus en plus de chaleur pour provoquer la fusion nucléaire. La masse d'une étoile joue un rôle dans le temps qu'il faut pour "brûler" à travers le carburant. Les étoiles plus massives utilisent leur carburant plus rapidement car il faut plus d'énergie pour contrer la plus grande force gravitationnelle. (Ou, autrement dit, la force gravitationnelle plus grande fait que les atomes entrent en collision plus rapidement.) Alors que notre soleil durera probablement pendant environ 5 milliards de millions d'années, plus étoiles massives peut durer aussi peu que cent millions d'années avant d'utiliser leur carburant.

Alors que le carburant de l'étoile commence à s'épuiser, l'étoile commence à générer moins de chaleur. Sans chaleur pour contrer l'attraction gravitationnelle, l'étoile commence à se contracter.

Cependant, tout n'est pas perdu! N'oubliez pas que ces atomes sont constitués de protons, de neutrons et d'électrons, qui sont des fermions. L'une des règles régissant fermions est appelé le Principe d'exclusion de Pauli, qui stipule que deux fermions ne peuvent pas occuper le même "état", ce qui est une façon élégante de dire qu'il ne peut y avoir plus d'un identique au même endroit faisant la même chose. (Les bosons, d'autre part, ne rencontrent pas ce problème, qui fait partie de la raison pour laquelle les lasers à base de photons fonctionnent.)

Le résultat de cela est que le principe d'exclusion de Pauli crée encore une autre légère force répulsive entre les électrons, qui peut aider à contrer l'effondrement d'une étoile, la transformant en un nain blanc. Cela a été découvert par le physicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar en 1928.

Un autre type d'étoile, le étoile à neutrons, voient le jour lorsqu'une étoile s'effondre et que la répulsion neutron-neutron contrecarre l'effondrement gravitationnel.

Cependant, toutes les étoiles ne deviennent pas des étoiles naines blanches ou même des étoiles à neutrons. Chandrasekhar s'est rendu compte que certaines étoiles auraient des destins très différents.

Chandrasekhar a déterminé toute étoile plus massive qu’environ 1,4 fois notre soleil (une masse appelée Limite de Chandrasekhar) ne serait pas en mesure de se soutenir contre sa propre gravité et s'effondrerait dans un nain blanc. Des étoiles allant jusqu'à environ 3 fois notre soleil deviendraient étoiles à neutrons.

Au-delà de cela, cependant, il y a juste trop de masse pour que l'étoile contrecarre l'attraction gravitationnelle à travers le principe d'exclusion. Il est possible que lorsque l'étoile meurt, elle passe par un supernova, expulsant suffisamment de masse dans l'univers pour qu'elle tombe en dessous de ces limites et devienne l'un de ces types d'étoiles... mais sinon, que se passe-t-il?

Eh bien, dans ce cas, la masse continue de s'effondrer sous les forces gravitationnelles jusqu'à ce qu'un trou noir est formé.

Et c'est ce que vous appelez la mort d'une étoile.