Les étoiles sont les objets astronomiques les plus largement reconnus et représentent les éléments constitutifs les plus fondamentaux des galaxies. L’âge, la distribution et la composition des étoiles dans une galaxie retracent l’histoire, la dynamique et l’évolution de cette galaxie. De plus, les étoiles sont responsables de la fabrication et de la distribution d’éléments lourds tels que le carbone, l’azote et l’oxygène, et leurs caractéristiques sont intimement liées aux caractéristiques des systèmes planétaires qui peuvent fusionner autour d’elles., Par conséquent, l’étude de la naissance, la vie et la mort des étoiles est centrale dans le domaine de l’astronomie.
formation D’étoiles
Les étoiles naissent dans les nuages de poussière et sont dispersées dans la plupart des galaxies. Un exemple familier d’un nuage de poussière est la nébuleuse D’Orion. La Turbulence au plus profond de ces nuages donne lieu à des nœuds avec une masse suffisante pour que le gaz et la poussière puissent commencer à s’effondrer sous sa propre attraction gravitationnelle. À mesure que le nuage s’effondre, le matériau au centre commence à chauffer., Connu sous le nom de protostar, c’est ce noyau chaud au cœur du nuage qui s’effondre qui deviendra un jour une étoile. Des modèles informatiques tridimensionnels de formation d’étoiles prédisent que les nuages tournoyants de gaz et de poussière qui s’effondrent peuvent se briser en deux ou trois taches; cela expliquerait pourquoi la majorité des étoiles de la Voie lactée sont appariées ou en groupes d’étoiles multiples.,
puissante éruption stellaire
Les observations de l’écho lumineux d’Eta Carinae fournissent un nouvel aperçu du comportement de puissantes étoiles massives au bord de la détonation.
crédit: NOAO, AURA, NSF et N. Smith (Université de L’Arizona)
alors que le nuage s’effondre, un noyau dense et chaud se forme et commence à recueillir de la poussière et du gaz. Tous ces matériaux ne finissent pas dans une étoile — la poussière restante peut devenir des planètes, des astéroïdes ou des comètes ou peut rester sous forme de poussière.,
Dans certains cas, le nuage peut ne pas s’effondrer à un rythme soutenu. En janvier 2004, un astronome amateur, James McNeil, a découvert une petite nébuleuse qui est apparue de façon inattendue près de la nébuleuse Messier 78, dans la constellation D’Orion. Lorsque les observateurs du monde entier ont pointé leurs instruments sur la nébuleuse de McNeil, ils ont trouvé quelque chose d’intéressant — sa luminosité semble varier. Les Observations avec L’Observatoire à rayons X Chandra de la NASA ont fourni une explication probable: l’interaction entre le champ magnétique de la jeune étoile et le gaz environnant provoque des augmentations épisodiques de la luminosité.,
étoiles de la séquence principale
Une étoile de la taille de notre Soleil a besoin d’environ 50 millions d’années pour mûrir du début de l’effondrement à l’âge adulte. Notre Soleil restera dans cette phase mature (sur la séquence principale comme le montre le diagramme de Hertzsprung-Russell) pendant environ 10 milliards d’années.
Les étoiles sont alimentées par la fusion nucléaire de l’hydrogène pour former de l’hélium profondément dans leurs intérieurs. La sortie d’énergie des régions centrales de l’étoile fournit la pression nécessaire pour empêcher l’étoile de s’effondrer sous son propre poids, et l’énergie par laquelle elle brille.,
comme le montre le diagramme de Hertzsprung-Russell, les étoiles de la séquence principale couvrent une large gamme de luminosités et de couleurs, et peuvent être classées en fonction de ces caractéristiques. Les plus petites étoiles, appelées naines rouges, peuvent contenir aussi peu que 10% de la masse du Soleil et n’émettent que 0,01% d’énergie, brillant faiblement à des températures comprises entre 3000 et 4000K. malgré leur nature réduite, les naines rouges sont de loin les étoiles les plus nombreuses de l’Univers et ont une durée de vie de plusieurs dizaines de milliards d’années.,
d’autre part, les étoiles les plus massives, connues sous le nom d’hypergéantes, peuvent être 100 fois plus massives que le soleil et avoir des températures de surface de plus de 30 000 K. Les Hypergéantes émettent des centaines de milliers de fois plus d’énergie que le soleil, mais ont une durée de vie de seulement quelques millions d’années. Bien que de telles étoiles extrêmes aient été courantes dans l’univers primitif, elles sont aujourd’hui extrêmement rares – toute la galaxie de la Voie lactée ne contient qu’une poignée d’hypergéantes.,
les étoiles et leur destin
en général, plus une étoile est grande, plus sa vie est courte, bien que toutes les étoiles sauf les plus massives vivent pendant des milliards d’années. Quand une étoile a fusionné tout l’hydrogène dans son noyau, les réactions nucléaires cessent. Privé de la production d’énergie nécessaire pour le soutenir, le noyau commence à s’effondrer sur lui-même et devient beaucoup plus chaud. L’hydrogène est toujours disponible à l’extérieur du noyau, de sorte que la fusion de l’hydrogène se poursuit dans une coquille entourant le noyau., Le noyau de plus en plus chaud pousse également les couches externes de l’étoile vers l’extérieur, les faisant se dilater et refroidir, transformant l’étoile en une géante rouge.
Si l’étoile est suffisamment massive, le noyau qui s’effondre peut devenir assez chaud pour supporter des réactions nucléaires plus exotiques qui consomment de l’hélium et produisent une variété d’éléments plus lourds jusqu’au fer. Cependant, de telles réactions n’offrent qu’un sursis temporaire. Peu à peu, les feux nucléaires internes de l’étoile deviennent de plus en plus instables – brûlant parfois furieusement, d’autres fois s’éteignant., Ces variations font que l’étoile palpite et rejette ses couches extérieures, se cachant dans un cocon de gaz et de poussière. Ce qui se passe ensuite dépend de la taille du noyau.
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Moyenne des Étoiles Naines Blanches Pour la moyenne des étoiles comme le Soleil, le processus d’éjection de ses couches externes se poursuit jusqu’à ce que le noyau stellaire est exposée. Cette cendre stellaire morte, mais toujours férocement chaude, s’appelle une naine blanche., Les naines blanches, qui ont à peu près la taille de notre terre bien qu’elles contiennent la masse d’une étoile, ont une fois intrigué les astronomes – pourquoi ne se sont-elles pas effondrées davantage? Quelle force soutenait la masse du noyau? La mécanique quantique a fourni l’explication. La pression des électrons en mouvement rapide empêche ces étoiles de s’effondrer. Plus le noyau est massif, plus la naine blanche qui se forme est dense. Ainsi, plus une naine blanche est petite en diamètre, plus elle est grande en masse! Ces étoiles paradoxales sont très courantes-notre propre soleil sera une naine blanche dans des milliards d’années., Les naines blanches sont intrinsèquement très faibles parce qu’elles sont si petites et, faute de source de production d’énergie, elles tombent dans l’oubli à mesure qu’elles refroidissent progressivement. ce destin n’attend que les étoiles dont la masse atteint environ 1,4 fois la masse de notre Soleil. Au-dessus de cette masse, la pression électronique ne peut pas soutenir le noyau contre un nouvel effondrement. Ces étoiles subissent un sort différent comme décrit ci-dessous., |
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Naines Blanches Peuvent Devenir Novae Si une naine blanche se forme dans un fichier binaire ou système d’étoiles multiples, il peut afficher un plus mouvementée fin de nova. Nova signifie « nouveau » en Latin – on pensait autrefois que les novae étaient de nouvelles étoiles. Aujourd’hui, nous comprenons qu’il s’agit en fait de très vieilles étoiles – des naines blanches. Si une naine blanche est assez proche d’une étoile compagnon, sa gravité peut entraîner de la matière – principalement de l’hydrogène – des couches externes de cette étoile sur elle-même, construisant sa couche de surface., Lorsque suffisamment d’hydrogène s’est accumulé à la surface, une explosion de fusion nucléaire se produit, provoquant une éclaircie substantielle de la naine blanche et expulsant le matériau restant. Dans quelques jours, la lueur disparaît et le cycle recommence. Parfois, les naines blanches particulièrement massives (celles proches de la limite de masse solaire de 1,4 mentionnée ci-dessus) peuvent accréter tellement de masse qu’elles s’effondrent et explosent complètement, devenant ce qu’on appelle une supernova., |
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les Supernovae laissent derrière elles des étoiles à neutrons ou des trous noirs Les Étoiles de la séquence principale de plus de huit masses solaires sont destinées à mourir dans une explosion titanesque appelée Supernova. Une supernova n’est pas simplement une nova plus grande. Dans une nouvelle, seule la surface de l’étoile explose. Dans une supernova, le noyau de l’étoile s’effondre puis explose. Dans les étoiles massives, une série complexe de réactions nucléaires conduit à la production de fer dans le noyau., Ayant obtenu du fer, l’étoile a arraché toute l’énergie qu’elle peut de la fusion nucléaire – les réactions de fusion qui forment des éléments plus lourds que le fer consomment en fait de l’énergie plutôt que de la produire. L’étoile n’a plus aucun moyen de supporter sa propre masse et le noyau de fer s’effondre. En quelques secondes, le noyau se rétrécit d’environ 5000 miles à seulement une douzaine, et la température atteint 100 milliards de degrés ou plus. Les couches externes de l’étoile commencent initialement à s’effondrer avec le noyau, mais rebondissent avec l’énorme libération d’énergie et sont violemment projetées vers l’extérieur., Les Supernovae libèrent une quantité d’énergie presque inimaginable. Pour une période de quelques jours à quelques semaines, une supernova peut surpasser une galaxie entière. De même, tous les éléments naturels et une riche gamme de particules subatomiques sont produits dans ces explosions. En moyenne, une explosion de supernova se produit environ une fois tous les Cent ans dans la galaxie typique. Environ 25 à 50 supernovae sont découvertes chaque année dans d’autres galaxies, mais la plupart sont trop loin pour être vu sans télescope., |
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étoiles à neutrons Si le noyau stellaire qui s’effondre au centre d’une supernova contient environ 1,4 et 3 masses solaires, l’effondrement continue jusqu’à ce que les électrons et les protons se combinent pour former des neutrons, produisant une étoile à neutrons. Les étoiles à neutrons sont incroyablement denses-similaires à la densité d’un noyau atomique. Parce qu’elle contient tant de masse emballée dans un si petit volume, la gravitation à la surface d’une étoile à neutrons est immense., Comme les étoiles naines blanches ci-dessus, si une étoile à neutrons se forme dans un système d’étoiles multiples, elle peut accréter du gaz en l’enlevant de tous les compagnons à proximité. Le Rossi X-Ray Timing Explorer a capturé des émissions de rayons X révélatrices de gaz tourbillonnant à quelques kilomètres de la surface d’une étoile à neutrons. Les étoiles à neutrons ont également de puissants champs magnétiques qui peuvent accélérer les particules atomiques autour de leurs pôles magnétiques produisant de puissants faisceaux de rayonnement. Ces faisceaux balaient comme des faisceaux de projecteurs massifs lorsque l’étoile tourne., Si un tel faisceau est orienté de sorte qu’il pointe périodiquement vers la Terre, nous l’observons comme des impulsions régulières de rayonnement qui se produisent chaque fois que le pôle magnétique dépasse la ligne de visée. Dans ce cas, l’étoile à neutrons est connue sous le nom de pulsar., |
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trous noirs Si le noyau stellaire effondré est plus grand que trois masses solaires, il s’effondre complètement pour former trou noir: un objet infiniment dense dont la gravité est si forte que rien ne peut échapper à sa proximité immédiate, pas même la lumière. Puisque les photons sont ce que nos instruments sont conçus pour voir, les trous noirs ne peuvent être détectés qu’indirectement., Des observations indirectes sont possibles parce que le champ gravitationnel d’un trou noir est si puissant que tout matériau proche – souvent les couches externes d’une étoile compagnon – est rattrapé et entraîné. Lorsque la matière s’enroule dans un trou noir, elle forme un disque chauffé à des températures énormes, émettant de grandes quantités de rayons X et de rayons Gamma qui indiquent la présence du compagnon caché sous-jacent., |
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des restes, de nouvelles étoiles surgissent la poussière et les débris laissés par novae et supernovae finissent par se fondre avec le gaz et la poussière interstellaires environnants, l’enrichissant avec les éléments lourds et les composés chimiques produits lors de la mort stellaire. Finalement, ces matériaux sont recyclés, fournissant les blocs de construction pour une nouvelle génération d’étoiles et les systèmes planétaires qui l’accompagnent., |
A Cosmic Amethyst in a Dying Star (IC4593) |
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