Cycle de vie complet d'une Ă©toile

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 étoiles naissent dans de grandes «nurseries» 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 rassembleront sous la forme de touffes. Une nouvelle étoile apparaît lorsque l'une de ces mottes accumule tant de masse qu'elle s'effondre sous la force de sa propre gravité. La densité accrue du nuage de condensation fait augmenter sa température de manière significative. Finalement, la température devient si élevée que la fusion nucléaire se produit, formant une étoile "infantile" appelée protostar.

Les étoiles de la séquence principale

Une fois qu'un protostar a rassemblé suffisamment de masse des nuages ​​de gaz et de poussière environnants, il devient une étoile de séquence principale. Les étoiles de la séquence principale fusionnent les 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 séquence principale est massive, plus elle sera lumineuse. La couleur d'une étoile de séquence principale est une indication de la température de l'étoile. Les étoiles les plus chaudes apparaîtront en bleu ou en blanc et les étoiles plus froides apparaîtront en rouge ou en orange. La masse d'une étoile influencera également sa durée de vie. Plus la masse d'une étoile est grande, plus sa durée de vie sera courte.

GĂ©ants rouges

Après avoir brûlé pendant des milliards d'années, une étoile de séquence principale finira par épuiser son approvisionnement en combustible puisque la majeure partie de son hydrogène est convertie en hélium par fusion nucléaire. L'excès d'hélium fera alors augmenter la température de l'étoile. Lorsque cela se produit, l'étoile va se développer pour devenir un géant 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 étoiles de la séquence principale qui ont des masses inférieures deviennent finalement des naines blanches. Une fois qu'un géant rouge a brûlé à travers son approvisionnement en hélium, l'étoile perdra sa masse. Son noyau restant de carbone 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 matériau nain blanc pèserait plusieurs tonnes.

Supernovas

Les étoiles de séquence principale qui ont une masse plus élevée sont destinées à mourir dans des explosions dramatiques et violentes appelées supernovas. Une fois que ces étoiles ont brûlé à travers leur approvisionnement en hélium, le noyau de carbone restant est finalement converti en fer. Ce noyau de fer s'écroulera alors 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 va générer un brillant éclair de lumière qui équivaut à la luminosité de toute une galaxie d'étoiles. Au cours de certaines explosions de supernova, les protons et les électrons se combinent pour former des neutrons. Cela conduit à la formation d'étoiles extrêmement denses appelées étoiles à neutrons.

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