Cycle de vie complet d'une étoile

Les étoiles sont principalement composées d'hydrogène et d'hélium. Ils varient considérablement en taille, en luminosité et en température, et vivent pendant des milliards d'années, passant par plusieurs étapes. Notre propre soleil est une étoile typique, l'une des centaines de milliards qui jonchent la Voie lactée.

Le cycle de vie d'une étoile se compose d'un certain nombre d'étapes bien définies.

Les étoiles naissent dans de grandes « pépinières » galactiques appelées nébuleuses, un mot latin qui signifie nuage. Les nébuleuses sont des nuages ​​denses de poussière et de gaz qui peuvent donner naissance à des centaines d'étoiles. Dans certaines régions d'une nébuleuse, le gaz et la poussière se rassemblent en amas.

Une nouvelle étoile apparaît lorsqu'un de ces amas accumule tellement de masse qu'il s'effondre sous la force de sa propre gravité. L'augmentation de la densité du nuage de condensation provoque une augmentation significative de sa température. Finalement, la température devient si élevée que la fusion nucléaire se produit, formant une étoile « enfant » appelée protoétoile.

Une fois qu'une protoétoile a accumulé suffisamment de masse dans les nuages ​​de gaz et de poussière environnants, elle devient une étoile de la séquence principale. Les étoiles de la séquence principale fusionnent des atomes d'hydrogène pour créer de l'hélium dans un processus connu sous le nom de fusion nucléaire. Les étoiles peuvent exister à ce stade pendant des milliards d'années. Notre soleil est actuellement dans sa phase de séquence principale.

La luminosité d'une étoile dépend fortement de sa masse. Plus une étoile de la séquence principale est massive, plus elle présentera de luminosité. La couleur d'une étoile de séquence principale est une indication de la température de l'étoile. Les étoiles plus chaudes apparaîtront bleues ou blanches et les étoiles plus froides apparaîtront rouges ou oranges. La masse d'une étoile influencera également sa durée de vie. Plus une étoile a de masse, plus sa durée de vie sera courte.

Après avoir brûlé pendant des milliards d'années, une étoile de la séquence principale finira par épuiser son approvisionnement en combustible car la majorité de son hydrogène est convertie en hélium par fusion nucléaire. À ce stade du cycle de vie d'une étoile, l'excès d'hélium fait augmenter la température de l'étoile. Lorsque cela se produit, l'étoile s'étendra pour devenir une géante rouge.

Les géantes rouges sont de couleur rouge vif. Elles sont également plus grosses et beaucoup plus lumineuses que les étoiles de la séquence principale. Alors que le noyau de la géante rouge continue de s'effondrer sous la force de gravité, il deviendra suffisamment dense pour convertir son approvisionnement restant d'hélium en carbone. Cela se produit sur une période d'environ 100 millions d'années, jusqu'à ce qu'il soit temps pour l'étoile de mourir. Tout comme la masse dictera la luminosité d'une étoile, elle déterminera également le mode de mort d'une étoile.

Les étoiles de la séquence principale qui ont des masses plus faibles deviennent finalement des naines blanches. Une fois qu'une géante rouge aura épuisé son approvisionnement en hélium, l'étoile perdra de la masse. Son noyau de carbone restant continuera à se refroidir et à diminuer en luminosité sur des milliards d'années jusqu'à ce qu'il devienne une naine blanche.

Finalement, l'étoile naine blanche cessera complètement de produire de l'énergie et s'assombrira pour devenir une naine noire. Les étoiles naines blanches sont plus petites, plus denses et moins lumineuses que les étoiles géantes rouges. La densité des étoiles naines blanches est si grande qu'une simple cuillère de matière naine blanche pèserait plusieurs tonnes.

Les étoiles de la séquence principale qui ont des masses plus élevées sont destinées à mourir dans des explosions dramatiques et violentes appelées supernovas. Une fois que ces étoiles ont épuisé leur réserve d'hélium, le noyau de carbone restant est finalement converti en fer. Ce noyau de fer s'effondrera ensuite sous son propre poids jusqu'à ce qu'il atteigne un point où la matière commence à rebondir sur sa surface.

Lorsque cela se produit, une explosion massive se produit qui générera un éclair de lumière brillant pouvant parfois égaler la luminosité de toute une galaxie d'étoiles. Lors de certaines explosions de supernova, les protons et les électrons se combinent pour former des neutrons. Cela conduit à son tour à la formation d'étoiles extrêmement denses appelées étoiles à neutrons.