Cycle de vie complet d'une étoile

Le cycle de vie d'une étoile dépend de sa masse.

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

Naissance

Les √©toiles naissent dans de grandes ¬ęnurseries¬Ľ galactiques appel√©es n√©buleuses, un mot latin qui signifie nuage. Les n√©buleuses sont des nuages ‚Äč‚Äčdenses de poussi√®re et de gaz qui peuvent donner naissance √† des centaines d'√©toiles. Dans certaines r√©gions d'une n√©buleuse, le gaz et la poussi√®re se rassembleront sous la forme de touffes. Une nouvelle √©toile appara√ģt lorsque l'une de ces mottes accumule tant de masse qu'elle s'effondre sous la force de sa propre gravit√©. La densit√© accrue du nuage de condensation fait augmenter sa temp√©rature de mani√®re significative. Finalement, la temp√©rature devient si √©lev√©e que la fusion nucl√©aire se produit, formant une √©toile "infantile" appel√©e protostar.

Les étoiles de la séquence principale

Une fois qu'un protostar a rassembl√© suffisamment de masse des nuages ‚Äč‚Äčde gaz et de poussi√®re environnants, il devient une √©toile de s√©quence principale. Les √©toiles de la s√©quence principale fusionnent les atomes d'hydrog√®ne pour cr√©er de l'h√©lium dans un processus connu sous le nom de fusion nucl√©aire. Les √©toiles peuvent exister √† ce stade pendant des milliards d'ann√©es. Notre soleil est actuellement dans sa phase de s√©quence principale.

La luminosit√© d'une √©toile d√©pend fortement de sa masse. Plus une √©toile de s√©quence principale est massive, plus elle sera lumineuse. La couleur d'une √©toile de s√©quence principale est une indication de la temp√©rature de l'√©toile. Les √©toiles les plus chaudes appara√ģtront en bleu ou en blanc et les √©toiles plus froides appara√ģtront en rouge ou en orange. La masse d'une √©toile influencera √©galement sa dur√©e de vie. Plus la masse d'une √©toile est grande, plus sa dur√©e de vie sera courte.

Géants rouges

Apr√®s avoir br√Ľl√© pendant des milliards d'ann√©es, une √©toile de s√©quence principale finira par √©puiser son approvisionnement en combustible puisque la majeure partie de son hydrog√®ne est convertie en h√©lium par fusion nucl√©aire. L'exc√®s d'h√©lium fera alors augmenter la temp√©rature de l'√©toile. Lorsque cela se produit, l'√©toile va se d√©velopper pour devenir un g√©ant rouge.

Les géants rouges sont de couleur rouge vif. Ils sont également plus grands et beaucoup plus lumineux que les étoiles de la séquence principale. Comme le noyau du géant rouge continue de s'effondrer sous la force de la gravité, il deviendra suffisamment dense pour convertir son apport d'hélium restant 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 la manière de mourir d'une étoile.

Nains blancs

Les √©toiles de la s√©quence principale qui ont des masses inf√©rieures deviennent finalement des naines blanches. Une fois qu'un g√©ant rouge a br√Ľl√© √† travers son approvisionnement en h√©lium, l'√©toile perdra sa masse. Son noyau restant de carbone continuera √† se refroidir et √† diminuer en luminosit√© sur des milliards d'ann√©es jusqu'√† ce qu'il devienne une naine blanche. Finalement, l'√©toile naine blanche cessera compl√®tement de produire de l'√©nergie et s'assombrira pour devenir une naine noire. Les √©toiles naines blanches sont plus petites, plus denses et moins lumineuses que les √©toiles g√©antes rouges. La densit√© des √©toiles naines blanches est si grande qu'une simple cuill√®re de mat√©riau nain blanc p√®serait plusieurs tonnes.

Supernovas

Les √©toiles de s√©quence principale qui ont une masse plus √©lev√©e sont destin√©es √† mourir dans des explosions dramatiques et violentes appel√©es supernovas. Une fois que ces √©toiles ont br√Ľl√© √† travers leur approvisionnement en h√©lium, le noyau de carbone restant est finalement converti en fer. Ce noyau de fer s'√©croulera alors sous son propre poids jusqu'√† ce qu'il atteigne un point o√Ļ la mati√®re commence √† rebondir sur sa surface. Lorsque cela se produit, une explosion massive se produit qui va g√©n√©rer un brillant √©clair de lumi√®re qui √©quivaut √† la luminosit√© de toute une galaxie d'√©toiles. Au cours de certaines explosions de supernova, les protons et les √©lectrons se combinent pour former des neutrons. Cela conduit √† la formation d'√©toiles extr√™mement denses appel√©es √©toiles √† neutrons.

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