Le cycle de vie d'une étoile

Faits concernant le cycle de vie d'une étoile

Le cycle de vie d'une étoile est la séquence d'événements qui se déroulent dans la vie d'une étoile depuis sa formation jusqu'à sa fin. Le cycle de vie des étoiles dépend de leur masse. Toutes les étoiles, quelle que soit leur masse, se forment et se comportent de manière similaire jusqu'à ce qu'elles atteignent le stade de la séquence principale. Les trois étapes initiales qui se produisent pour qu'une étoile entre dans sa séquence principale sont décrites ci-dessous.

Le cycle de vie d'une étoile, étape par étape

Nous allons maintenant décrire en détail les étapes de la formation d'une étoile.

Étape 1 : Formation d'une étoile

Une étoile se forme à partir d'une nébuleuse , qui est un énorme nuage de poussière interstellaire et un mélange de gaz, comprenant principalement de l'hydrogène (l'élément le plus abondant dans l'univers). La nébuleuse est si vaste que le poids de la poussière et des gaz commence à la faire se contracter sous l'effet de sa propre gravité.

Étape 2 : la protoétoile

La gravité attire les particules de poussière et de gaz pour former des amas dans la nébuleuse, ce qui fait que les particules gagnent en énergie cinétique et entrent en collision les unes avec les autres. Ce processus est connu sous le nom d'accrétion. L'énergie cinétique des particules de gaz et de poussière augmente la température de la matière dans les amas de la nébuleuse jusqu'à des millions de degrés Celsius. Cela forme une protoétoile, une étoile naissante.

Fig. 2 : Cette image montre la formation d'une protoétoile, située dans la constellation méridionale du Chamaléon.

Étape 3 : Séquence principale d'une étoile

Une fois qu'une proto-étoile a atteint une température suffisamment élevée par accrétion, la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium commence dans son noyau. Cette séquence principale commence lorsque la température du noyau de la protoétoile atteint environ 15 millions de degrés Celsius. Les réactions de fusion nucléaire libèrent de l'énergie, qui produit de la chaleur et de la lumière, ce qui maintient la température du noyau de façon à ce que la réaction de fusion s'auto-entretienne.

Au cours de la séquence principale, un équilibre est atteint dans l'étoile. La force extérieure créée par l'expansion de la pression due aux réactions nucléaires est équilibrée par la force gravitationnelle intérieure qui tente de faire s'effondrer l'étoile sous sa propre masse. C'est le stade le plus stable du cycle de vie d'une étoile, car l'étoile atteint une taille constante où la pression extérieure équilibre la contraction gravitationnelle.

Si la masse de la protoétoile n'est pas assez importante, elle ne devient jamais assez chaude pour que la fusion nucléaire se produise - par conséquent, l'étoile n'émet ni lumière ni chaleur et forme ce que nous appelons une naine brune, c'est-à-dire un objet substellaire .

Une étoile passe la majeure partie de sa durée de vie dans la séquence principale, allant de millions à des milliards d'années selon la masse de l'étoile.

Résumé du cycle de vie d'une étoile massive

Toutes les étoiles suivent un cycle de vie initial similaire, cependant, le comportement d'une étoile après la séquence principale dépend fortement de sa masse. Au niveau du GCSE, nous considérons deux catégories générales de masse d'étoiles : les étoiles semblables au soleil et les étoiles massives. Pour classer les masses des étoiles, on les mesure souvent en fonction de la masse de notre soleil.

• Si la masse d'une étoile est au moins 8 à 10 fois supérieure à celle du Soleil, on considère qu'il s'agit d'une étoile massive.

• Si la masse d'une étoile est plus proche de la taille du soleil, on considère qu'il s'agit d'une étoile semblable au soleil.

Les étoiles de grande masse sont beaucoup plus chaudes et apparaissent plus brillantes dans le ciel. Cependant, elles consomment leur hydrogène beaucoup plus rapidement, ce qui signifie que leur durée de vie est beaucoup plus courte que celle des étoiles moyennes. C'est pourquoi les grandes étoiles chaudes sont aussi les plus rares.

Le cycle de vie d'une étoile de faible masse

Après plusieurs milliards d'années de comportement sur la séquence principale, les étoiles de faible masse, semblables au soleil, utilisent la majeure partie de l'hydrogène contenu dans leur cœur et la fusion nucléaire en hélium s'arrête. Cependant, l'étoile contient encore beaucoup d'hydrogène dans ses couches extérieures, et la fusion commence à s'y produire, ce qui réchauffe l'étoile et la fait croître de manière significative. Au fur et à mesure de son expansion, l'étoile devient une géante rouge. À ce stade, d'autres réactions de fusion nucléaire commencent à se produire dans le noyau, ce qui permet de fusionner l'hélium en éléments plus lourds tels que le carbone et l'oxygène - cependant, ces réactions produisent moins d'énergie et l'étoile commence à se refroidir.

Lorsque le taux de réaction de fusion finit par s'arrêter et que la température diminue, la gravité redevient la force dominante et la géante rouge peut s'effondrer sur elle-même pour former une naine blanche. La température d'une naine blanche est nettement plus basse, de l'ordre de centaines de milliers de degrés. À ce stade, la vie de l'étoile est terminée et la naine blanche continue à se refroidir jusqu'à ce qu'elle n'émette plus de chaleur ou de lumière et soit connue sous le nom de naine noire. L'organigramme ci-dessous illustre le cycle de vie d'une étoile semblable au soleil sur le côté gauche.

Étoiles massives

Les grandes étoiles se développent également lorsque la réserve d'hydrogène dans leur noyau s'épuise et que des réactions de fusion se produisent dans les couches extérieures de l'étoile. L'élément le plus lourd pouvant être produit au stade de la séquence principale d'une étoile est le fer, car les réactions de fusion combinant une énergie plus lourde que le fer ne libèrent plus d'énergie. Une étoile massive se transformera en supergéante rouge, le plus grand type d'étoile que nous connaissions. Comme les étoiles massives brûlent leur hydrogène beaucoup plus rapidement, la supergéante rouge s'effondrera rapidement lorsqu'elle finira par manquer de carburant.

Les températures et pressions extrêmes créées par l'effondrement rapide provoquent une explosion massive des couches extérieures de l'étoile. Cette explosion réunit les conditions nécessaires pour que les réactions de fusion produisent des éléments encore plus lourds que le fer, comme l'or. Cette explosion cosmique est connue sous le nom de supernova.

La supernova éjecte ses couches extérieures, dispersant les éléments produits dans l'espace et formant un nouveau nuage de gaz qui finira par s'effondrer et former de nouvelles étoiles et planètes. Le noyau dense de l'étoile demeure et peut former différents objets en fonction de sa masse. Si le noyau survivant de l'étoile a une masse d'environ 3 masses solaires, il se contractera sous l'effet de la gravité et formera un noyau incroyablement dense composé de neutrons, connu sous le nom d'étoile à neutrons.

Fig. 3 : Illustration artistique d'une étoile à neutrons.

Si le noyau survivant est supérieur à trois masses solaires, il s'effondrera également sous l'effet de la gravité en un tout petit point de densité infinie formant un trou noir. L'attraction gravitationnelle d'un trou noir est si puissante que même la lumière ne peut y échapper.

Fig. 4 : Aspect prévu d'un trou noir avec un anneau toroïdal de matière ionisée.

Diagramme du cycle de vie des étoiles

Fig. 5 : Organigramme montrant le cycle de vie des étoiles. [Gauche] Séquence soleil-étoiles. [À droite] Séquence des étoiles massives.