Cycle de vie d'une petite étoile

Les étoiles sont vraiment nées de la poussière d'étoiles, et parce que les étoiles sont les usines qui produisent tous les éléments lourds, notre monde et tout ce qu'il contient proviennent également de la poussière d'étoiles.

Des nuages, composés 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 gens, elles se présentent sous de nombreuses variantes. Le principal déterminant des caractéristiques d'une étoile est la quantité de poussière d'étoile impliquée dans sa formation.

Certaines étoiles sont très grandes et ont des vies courtes et spectaculaires, tandis que d'autres sont si petites qu'elles avaient à peine assez de masse pour devenir une étoile en premier lieu, et celles-ci ont des vies extrêmement longues. Le cycle de vie d'une étoile, comme l'expliquent la NASA et d'autres autorités spatiales, dépend fortement de la masse.

Les étoiles approximativement de la taille de notre soleil sont considérées comme de petites étoiles, mais elles ne sont pas aussi petites que le rouge nains, qui ont une masse d'environ la moitié de celle du soleil et sont aussi proches d'être éternels qu'une étoile peut obtenir.

Le cycle de vie d'une étoile de faible masse comme le soleil, qui est classée comme une étoile de séquence principale de type G (ou une naine jaune), dure environ 10 milliards d'années. Bien que les étoiles de cette taille ne deviennent pas des supernovae, elles finissent leur vie de manière dramatique.

La gravité, cette force mystérieuse qui maintient nos pieds collés au sol et les planètes tournant sur leurs orbites, est responsable de la formation des étoiles. Dans les nuages ​​de gaz et de poussière interstellaires qui flottent autour de l'univers, la gravité fusionne les molécules en petits amas, qui se libèrent de leurs nuages ​​parents pour devenir des protoétoiles. Parfois, l'effondrement est précipité par un événement cosmique, comme une supernova.

En raison de leur masse accrue, les protoétoiles sont capables d'attirer plus de poussière d'étoile. La conservation de la quantité de mouvement fait que la matière qui s'effondre forme un disque en rotation, et la température augmente en raison de l'augmentation de la pression et de l'énergie cinétique libérée par les molécules de gaz attirées par le centre.

On pense que plusieurs protoétoiles existent dans la nébuleuse d'Orion, entre autres. Les très jeunes sont trop diffuses pour être visibles, mais elles finissent par devenir opaques en fusionnant. Au fur et à mesure que cela se produit, l'accumulation de matière piège le rayonnement infrarouge dans le noyau, ce qui augmente encore la température et la pression, empêchant éventuellement plus de matière de tomber dans le noyau.

L'enveloppe de l'étoile continue d'attirer la matière et de croître, cependant, jusqu'à ce que quelque chose d'incroyable se produise.

Il est difficile de croire que la gravité, qui est une force relativement faible, puisse précipiter une chaîne d'événements menant à une réaction thermonucléaire, mais c'est ce qui se produit. Alors que la protoétoile continue d'accréter de la matière, la pression au cœur devient si intense que l'hydrogène commence à fusionner en hélium, et la protoétoile devient une étoile.

L'avènement de l'activité thermonucléaire crée un vent intense qui pulse de l'étoile le long de l'axe de rotation. La matière circulant autour du périmètre de l'étoile est éjectée par ce vent. C'est la phase T-Tauri de la formation de l'étoile, qui se caractérise par une activité de surface vigoureuse, y compris des éruptions et des éruptions. L'étoile peut perdre jusqu'à 50 % de sa masse au cours de cette phase qui, pour une étoile de la taille du soleil, dure quelques millions d'années.

Finalement, la matière autour du périmètre de l'étoile commence à se dissiper, et ce qui reste fusionne en planètes. Le vent solaire s'apaise et l'étoile s'installe dans une période de stabilité sur la séquence principale. Pendant cette période, la force vers l'extérieur générée par la réaction de fusion de l'hydrogène à l'hélium se produisant au niveau du noyau équilibre l'attraction de la gravité vers l'intérieur, et l'étoile ne perd ni ne gagne de matière.

La plupart des étoiles du ciel nocturne sont des étoiles de la séquence principale, car cette période est de loin la plus longue de la durée de vie de toutes les étoiles. Pendant la séquence principale, une étoile fusionne l'hydrogène en hélium, et elle continue de le faire jusqu'à ce que son carburant hydrogène s'épuise.

La réaction de fusion se produit plus rapidement dans les étoiles massives que dans les plus petites, donc les étoiles massives brûlent plus chaudement, avec une lumière blanche ou bleue, et elles brûlent moins longtemps. Alors qu'une étoile de la taille du soleil durera 10 milliards d'années, une géante bleue super massive pourrait ne durer 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 le noyau d'une étoile, ils voyagent assez vite pour surmonter la répulsion électrostatique et entrent en collision pour former des noyaux d'hélium-2, libérant un v-neutrino et un positron dans le processus. Lorsqu'un autre proton entre en collision avec un noyau d'hélium-2 nouvellement formé, ils fusionnent en 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 autres protons, qui continuent la réaction en chaîne, donc, au total, la réaction proton-proton consomme quatre protons.

Une sous-chaîne qui se produit au sein de la réaction principale produit du béryllium-7 et du lithium-7, mais ce sont des éléments de transition qui se combinent, après collision avec un positon, 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 pour cent de la production totale d'énergie.

Les années dorées du cycle de vie d'un être humain sont celles où l'énergie commence à décliner, et il en va de même pour une étoile. L'âge d'or pour une étoile de faible masse se produit lorsque l'étoile a consommé tout l'hydrogène de son noyau, et cette période est également connue sous le nom de séquence post-principale. La réaction de fusion dans le noyau cesse et la coque externe d'hélium s'effondre, créant de l'énergie thermique car l'énergie potentielle dans la coque qui s'effondre est convertie en énergie cinétique.

La chaleur supplémentaire provoque la reprise de la fusion de l'hydrogène dans la coque, mais cette fois, la réaction produit plus de chaleur que lorsqu'elle se produisait uniquement dans le noyau.

La fusion de la couche de coquille d'hydrogène pousse les bords de l'étoile vers l'extérieur, et l'atmosphère extérieure se dilate et se refroidit, transformant l'étoile en une géante rouge. Lorsque cela arrivera au soleil dans environ 5 milliards d'années, il s'étendra sur la moitié de la distance à la Terre.

L'expansion s'accompagne d'une augmentation des températures au cœur à mesure que davantage d'hélium est déversé par les réactions de fusion d'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, et une fois que cette réaction (appelée flash d'hélium) commence, elle se propage rapidement.

Une fois que l'hélium dans la coquille est épuisé, le noyau d'une petite étoile ne peut pas générer suffisamment de chaleur pour fusionner les éléments plus lourds qui ont été créés, et la coquille entourant le noyau s'effondre à nouveau. Cet effondrement génère une quantité importante de chaleur - assez pour commencer la fusion de l'hélium dans la coque - et le nouveau la réaction commence une nouvelle période d'expansion au cours de laquelle le rayon de l'étoile augmente jusqu'à 100 fois son rayon d'origine rayon.

Lorsque notre soleil atteindra ce stade, il s'étendra au-delà de l'orbite de Mars.

Toute histoire du cycle de vie d'une étoile pour les 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' Eyeil de Dieu (la nébuleuse de l'hélice) et d'autres images similaires qui peuplent Internet. Loin d'être de nature planétaire, une nébuleuse planétaire est la signature de la disparition d'une petite étoile.

Alors que l'étoile se développe dans sa deuxième phase de géante rouge, le noyau s'effondre simultanément en un blanc super chaud naine, qui est un vestige dense qui a la majeure partie de la masse de l'étoile d'origine emballée dans un sphère. La naine blanche émet un rayonnement ultraviolet qui ionise le gaz dans la coquille en expansion, produisant des couleurs et des formes spectaculaires.

Les nébuleuses planétaires ne durent pas longtemps, se dissipant en 20 000 ans environ. L'étoile naine blanche qui reste après la dissipation d'une nébuleuse planétaire est cependant très durable. Il s'agit essentiellement d'un morceau de carbone et d'oxygène mélangé à des électrons qui sont si étroitement emballés qu'on dit qu'ils sont dégénérés. Selon les lois de la mécanique quantique, ils ne peuvent pas être compressés davantage. 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 elle reste chaude en raison de sa faible surface, ce qui limite la quantité d'énergie qu'elle rayonne. Il finira par se refroidir pour devenir un morceau de carbone noir et inerte et des électrons dégénérés, mais cela prendra 10 à 100 milliards d'années. L'univers n'est pas assez vieux pour que cela se soit encore produit.

Une étoile de la taille du soleil deviendra une naine blanche lorsqu'elle consommera son carburant hydrogène, mais une étoile avec une masse dans son noyau de 1,4 fois la taille du soleil connaît un sort différent.

Les étoiles avec cette masse, connue sous le nom de limite de Chandrasekhar, continuent de s'effondrer, car la force de gravitation est suffisante pour surmonter la résistance extérieure de la dégénérescence des électrons. Au lieu de devenir des naines blanches, elles deviennent des étoiles à neutrons.

Étant donné que la limite de masse de Chandrasekhar s'applique au noyau après que l'étoile a rayonné une grande partie de sa masse, et puisque la masse perdue est considérable, l'étoile doit avoir environ huit fois la masse du soleil avant d'entrer dans la phase de géante rouge pour devenir une étoile à neutrons.

Les étoiles naines rouges sont celles dont la masse se situe entre la moitié et les trois quarts de la masse solaire. Elles sont les plus froides de toutes les étoiles et n'accumulent pas autant d'hélium dans leur noyau. Par conséquent, elles ne s'étendent pas pour devenir des géantes rouges lorsqu'elles ont épuisé leur combustible nucléaire. Au lieu de cela, ils se contractent directement en naines blanches sans la production d'une nébuleuse planétaire. Cependant, parce que ces étoiles brûlent si lentement, il faudra beaucoup de temps - 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. Ce ne sont pas vraiment des étoiles, car lorsqu'elles se sont formées, elles 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 rayonnent, mais c'est avec une lumière à peine perceptible à l'extrémité rouge du spectre.

Parce qu'il n'y a pas de consommation de carburant, rien n'empêche une telle étoile de rester exactement telle qu'elle est aussi longtemps que dure l'univers. Il pourrait y en avoir un ou plusieurs dans le voisinage immédiat du système solaire, et parce qu'ils brillent si faiblement, nous ne saurions jamais qu'ils étaient là.