Les étapes du cycle de vie d'une étoile

Lorsque vous regardez le ciel nocturne et voyez les étoiles scintiller, vous pouvez penser qu'elles ne changent jamais et qu'elles ont peu à voir avec vous. En réalité, ils changent de manière significative, mais sur des millions voire des milliards d'années. Les étoiles se forment, elles vieillissent et elles changent par cycles. En étudiant le cycle de vie des étoiles, vous pouvez mieux vous familiariser avec la nature de la formation de la matière et le processus que traverse notre propre soleil.

Toutes les étoiles ont des stades de vie similaires jusqu'à ce que l'étoile atteigne le stade de la géante rouge. Lorsque le gaz d'une nébuleuse se condense, il forme une protoétoile. Finalement, la température atteint environ 15 millions de degrés et la fusion commence. L'étoile commence à briller intensément et se contracte. C'est maintenant une étoile qui brillera pendant des millions voire des milliards d'années. À mesure que l'étoile vieillit, elle convertit l'hydrogène en hélium dans son noyau par le processus de fusion. Lorsque l'approvisionnement en hydrogène s'épuise, le noyau de l'étoile devient instable et se contracte à mesure que l'enveloppe extérieure se dilate. En refroidissant et en se dilatant de cette manière, il commence à briller en rouge. À ce stade, l'étoile a atteint la phase de géante rouge.

Les étoiles qui font environ 10 fois la taille du soleil ou moins sont appelées étoiles de faible masse. Une fois l'hélium fusionné en carbone, le noyau de l'étoile s'effondre à nouveau. En se contractant, la partie extérieure de l'étoile est soufflée vers l'extérieur. Cela forme une nébuleuse planétaire. En se refroidissant, le noyau de l'étoile qui reste forme une naine blanche. En se refroidissant davantage, il peut former ce qu'on appelle une naine noire.

Au fur et à mesure que les étoiles plus grandes atteignent la phase de géante rouge, leur température augmente à mesure que l'hélium est fusionné en carbone. La température à cœur augmente, la fusion formant de l'oxygène, de l'azote et du fer. Lorsque le noyau étoilé se transforme en fer, la fusion cesse. Le fer est trop stable et il faut plus d'énergie pour faire fondre le fer qu'il n'en libère. Après l'arrêt de la fusion, l'étoile s'effondre. Les températures dépassent 100 milliards de degrés et les forces d'expansion surmontent celles qui se contractent. Le cœur de l'étoile explose vers l'extérieur pour former une explosion connue sous le nom de supernova. Alors que cette explosion déchire les coquilles externes de l'étoile, la fusion se produit une fois de plus. Grâce à cette libération d'énergie, la supernova crée des éléments lourds. Si le reste de l'explosion est supérieur à 1,4 à trois masses solaires, il deviendra une étoile à neutrons. S'il s'agit d'environ trois masses solaires, l'étoile finira sa vie comme un trou noir.

Le soleil est une étoile de faible masse. Il a été créé à partir de la condensation de gaz et de poussière dans une nébuleuse il y a environ 4,5 milliards d'années. Dans environ cinq milliards d'années, il se transformera en géante rouge et enveloppera toutes les planètes intérieures, y compris la Terre. Elle deviendra éventuellement une étoile naine blanche.