> Cycle de vie d'une étoile
Description la vie et la mort des étoiles: stades de développement avec photos, nuages moléculaires, protoétoile, T Tauri, séquence principale, géante rouge, naine blanche.
Tout dans ce monde évolue. Tout cycle commence par la naissance, la croissance et se termine par la mort. Bien entendu, les étoiles vivent ces cycles d’une manière particulière. Rappelons au moins que leurs délais sont plus longs et se mesurent en millions et milliards d’années. De plus, leur mort entraîne certaines conséquences. À quoi cela ressemble-t-il cycle de vie des étoiles?
Le premier cycle de vie d’une étoile : les nuages moléculaires
Commençons par la naissance d'une star. Imaginez un énorme nuage de gaz moléculaire froid qui peut exister tranquillement dans l’Univers sans aucun changement. Mais soudain, une supernova explose non loin de là ou entre en collision avec un autre nuage. Grâce à une telle poussée, le processus de destruction est activé. Il est divisé en petites parties dont chacune est rétractée sur elle-même. Comme vous l’avez déjà compris, tous ces groupes se préparent à devenir des stars. La gravité réchauffe la température et l’élan stocké maintient le processus de rotation. Le diagramme du bas montre clairement le cycle des étoiles (vie, étapes de développement, options de transformation et mort d'un corps céleste avec une photo).
Deuxième cycle de vie d'une étoile : Protoétoile
Le matériau se condense plus densément, s’échauffe et est repoussé par l’effondrement gravitationnel. Un tel objet est appelé une protoétoile, autour de laquelle se forme un disque de matière. La pièce est attirée par l'objet, augmentant sa masse. Les débris restants se regrouperont et créeront un système planétaire. Le développement ultérieur de l’étoile dépend entièrement de sa masse.
Troisième cycle de vie d'une étoile : T Taureau
Lorsqu’un matériau heurte une étoile, une énorme quantité d’énergie est libérée. Le nouvel étage stellaire doit son nom au prototype - T Tauri. C'est une étoile variable située à 600 années-lumière (près).
Il peut atteindre une grande luminosité car le matériau se décompose et libère de l'énergie. Mais la partie centrale n’a pas assez de température pour supporter la fusion nucléaire. Cette phase dure 100 millions d'années.
Quatrième cycle de vie d'une étoile :Séquence principale
À un certain moment, la température du corps céleste atteint le niveau requis, activant la fusion nucléaire. Toutes les stars passent par là. L'hydrogène se transforme en hélium, libérant énormément de chaleur et d'énergie.
L'énergie est libérée sous forme de rayons gamma, mais en raison du mouvement lent de l'étoile, elle tombe avec la même longueur d'onde. La lumière est expulsée et entre en conflit avec la gravité. Nous pouvons supposer qu'un équilibre idéal est créé ici.
Combien de temps restera-t-elle dans la séquence principale ? Il faut partir de la masse de l'étoile. Les naines rouges (la moitié de la masse du Soleil) peuvent brûler leur réserve de carburant pendant des centaines de milliards (billions) d'années. Les étoiles moyennes (comme ) vivent entre 10 et 15 milliards. Mais les plus grands ont des milliards ou des millions d’années. Voyez à quoi ressemblent l'évolution et la mort des étoiles de différentes classes dans le diagramme.
Cinquième cycle de vie d'une étoile : géant rouge
Pendant le processus de fusion, l’hydrogène s’épuise et l’hélium s’accumule. Lorsqu’il ne reste plus d’hydrogène, toutes les réactions nucléaires s’arrêtent et l’étoile commence à rétrécir sous l’effet de la gravité. La coquille d'hydrogène autour du noyau s'échauffe et s'enflamme, provoquant une croissance de l'objet 1 000 à 10 000 fois plus grande. À un certain moment, notre Soleil répétera ce sort, s’élevant jusqu’à l’orbite terrestre.
La température et la pression atteignent leur maximum et l’hélium fusionne en carbone. À ce stade, l’étoile rétrécit et cesse d’être une géante rouge. Avec une plus grande massivité, l'objet brûlera d'autres éléments lourds.
Sixième cycle de vie d'une étoile : nain blanc
Une étoile de masse solaire n’a pas suffisamment de pression gravitationnelle pour fusionner le carbone. La mort survient donc avec la fin de l’hélium. Les couches externes sont éjectées et une naine blanche apparaît. Il fait chaud au début, mais après des centaines de milliards d’années, il se refroidit.
INTRODUCTION
CHAPITRE 1. Evolution des étoiles
CHAPITRE 2.Fusion thermonucléaire à l'intérieur des étoiles et naissance des étoiles
CHAPITRE 3. Milieu de vie d'une étoile
CHAPITRE 4. Les dernières années et la mort des étoiles
CONCLUSION
Littérature
INTRODUCTION
Les sources scientifiques modernes indiquent que l'univers est constitué à 98 % d'étoiles, qui « à leur tour » constituent l'élément principal de la galaxie. Les sources d'information donnent différentes définitions à ce concept, en voici quelques-unes :
Une étoile est un corps céleste dans lequel des réactions thermonucléaires se sont produites, se sont produites ou se produiront. Les étoiles sont d’énormes boules de gaz lumineuses (plasma). Formé à partir d’un environnement gazeux-poussières (hydrogène et hélium) suite à une compression gravitationnelle. La température de la matière à l'intérieur des étoiles se mesure en millions de kelvins et à leur surface en milliers de kelvins. L'énergie de la grande majorité des étoiles est libérée à la suite de réactions thermonucléaires convertissant l'hydrogène en hélium, se produisant à des températures élevées dans les régions internes. Les étoiles sont souvent appelées les corps principaux de l'Univers, car elles contiennent l'essentiel de la matière lumineuse dans la nature.
Les étoiles sont d’énormes objets sphériques constitués d’hélium et d’hydrogène, ainsi que d’autres gaz. L'énergie d'une étoile est contenue dans son noyau, où l'hélium interagit avec l'hydrogène chaque seconde.
Comme tout ce qui est organique dans notre univers, les étoiles apparaissent, se développent, changent et disparaissent - ce processus prend des milliards d'années et est appelé le processus « d'évolution des étoiles ».
CHAPITRE 1. Evolution des étoiles
Evolution des étoiles- la séquence de changements qu'une étoile subit au cours de sa vie, c'est-à-dire sur des centaines de milliers, des millions ou des milliards d'années, pendant qu'elle émet de la lumière et de la chaleur.
Une étoile commence sa vie comme un nuage froid et raréfié de gaz interstellaire (un milieu gazeux raréfié qui remplit tout l'espace entre les étoiles), se comprimant sous sa propre gravité et prenant progressivement la forme d'une boule. Lorsqu'elle est comprimée, l'énergie gravitationnelle (l'interaction fondamentale universelle entre tous les corps matériels) se transforme en chaleur et la température de l'objet augmente. Lorsque la température au centre atteint 15-20 millions de K, les réactions thermonucléaires commencent et la compression s'arrête. L'objet devient une étoile à part entière. La première étape de la vie d'une étoile est similaire à celle du Soleil : elle est dominée par les réactions du cycle de l'hydrogène. Elle reste dans cet état pendant la majeure partie de sa vie, étant sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell (Fig. 1) (montrant la relation entre la magnitude absolue, la luminosité, la classe spectrale et la température de surface de l'étoile, 1910), jusqu'à ce que les réserves de carburant en son cœur. Lorsque tout l’hydrogène au centre de l’étoile est converti en hélium, un noyau d’hélium se forme et la combustion thermonucléaire de l’hydrogène se poursuit à sa périphérie. Durant cette période, la structure de l'étoile commence à changer. Sa luminosité augmente, ses couches externes se dilatent et sa température de surface diminue - l'étoile devient une géante rouge, qui forme une branche sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. La star passe nettement moins de temps sur cette branche que sur la séquence principale. Lorsque la masse accumulée du noyau d’hélium devient importante, il ne peut plus supporter son propre poids et commence à rétrécir ; si l'étoile est suffisamment massive, l'augmentation de la température peut provoquer une transformation thermonucléaire supplémentaire de l'hélium en éléments plus lourds (hélium en carbone, carbone en oxygène, oxygène en silicium et enfin silicium en fer).
Riz. 1. Diagramme de Hertzsprung-Russell
Evolution d'une étoile de classe G à l'exemple du Soleil
CHAPITRE 2. Fusion thermonucléaire à l'intérieur des étoiles
En 1939, il fut établi que la source d’énergie stellaire était la fusion thermonucléaire se produisant dans les entrailles des étoiles. La plupart des étoiles émettent des radiations parce que, dans leur noyau, quatre protons se combinent via une série d'étapes intermédiaires en une seule particule alpha. Cette transformation peut se produire de deux manières principales, appelées cycle proton-proton, ou p-p, et cycle carbone-azote, ou CN. Dans les étoiles de faible masse, la libération d'énergie est principalement assurée par le premier cycle, dans les étoiles lourdes - par le second. L'approvisionnement en combustible nucléaire d'une étoile est limité et est constamment dépensé en rayonnement. Le processus de fusion thermonucléaire, qui libère de l'énergie et modifie la composition de la matière de l'étoile, combiné à la gravité, qui tend à comprimer l'étoile et à libérer également de l'énergie, ainsi qu'au rayonnement de la surface, qui emporte l'énergie libérée, sont les principales forces motrices de l’évolution stellaire.
La naissance des étoiles
L’évolution d’une étoile commence dans un nuage moléculaire géant, également appelé berceau stellaire. La majeure partie de l’espace « vide » d’une galaxie contient en réalité entre 0,1 et 1 molécule par cm³. Le nuage moléculaire a une densité d'environ un million de molécules par cm³. La masse d'un tel nuage dépasse la masse du Soleil de 100 000 à 10 000 000 de fois en raison de sa taille : de 50 à 300 années-lumière de diamètre.
Pendant que le nuage tourne librement autour du centre de sa galaxie d’origine, rien ne se passe. Cependant, en raison de l'inhomogénéité du champ gravitationnel, des perturbations peuvent survenir dans celui-ci, conduisant à des concentrations locales de masse. De telles perturbations provoquent un effondrement gravitationnel du nuage. L’un des scénarios conduisant à cela est la collision de deux nuages. Un autre événement provoquant un effondrement pourrait être le passage d’un nuage à travers le bras dense d’une galaxie spirale. Un autre facteur critique pourrait être l'explosion d'une supernova proche, dont l'onde de choc entrerait en collision avec le nuage moléculaire à une vitesse énorme. Il est également possible que des galaxies entrent en collision, ce qui pourrait provoquer une explosion de formation d'étoiles lorsque les nuages de gaz de chaque galaxie sont comprimés par la collision. En général, toute inhomogénéité des forces agissant sur la masse du nuage peut initier le processus de formation d’étoiles.
En raison des inhomogénéités apparues, la pression du gaz moléculaire ne peut plus empêcher une compression supplémentaire et le gaz commence à se rassembler autour du centre de la future étoile sous l'influence des forces d'attraction gravitationnelle. La moitié de l’énergie gravitationnelle libérée sert à chauffer le nuage et l’autre moitié au rayonnement lumineux. Dans les nuages, la pression et la densité augmentent vers le centre, et l'effondrement de la partie centrale se produit plus rapidement que celui de la périphérie. À mesure qu'il se contracte, le libre parcours moyen des photons diminue et le nuage devient de moins en moins transparent à son propre rayonnement. Cela entraîne une augmentation plus rapide de la température et une augmentation encore plus rapide de la pression. En conséquence, le gradient de pression équilibre la force gravitationnelle et un noyau hydrostatique se forme, avec une masse d'environ 1 % de la masse du nuage. Cet instant est invisible. L'évolution ultérieure de la protoétoile est l'accrétion de matière qui continue de tomber sur la « surface » du noyau, qui, de ce fait, grossit. La masse de matière en mouvement libre dans le nuage est épuisée et l'étoile devient visible dans le domaine optique. Ce moment est considéré comme la fin de la phase protostellaire et le début de la phase jeune étoile.
Bonjour chers lecteurs ! Je voudrais parler du magnifique ciel nocturne. Pourquoi la nuit ? Tu demandes. Parce que les étoiles y sont bien visibles, ces beaux petits points lumineux sur le fond noir-bleu de notre ciel. Mais en réalité, ils ne sont pas petits, mais simplement énormes, et à cause de la grande distance, ils semblent si petits..
L'un d'entre vous a-t-il imaginé comment naissent les stars, comment elles vivent leur vie, à quoi ressemble leur vie en général ? Je vous suggère de lire cet article maintenant et d'imaginer l'évolution des étoiles au fil du temps. J'ai préparé quelques vidéos pour un exemple visuel 😉
Le ciel est parsemé de nombreuses étoiles, parmi lesquelles se trouvent d'énormes nuages de poussière et de gaz, principalement de l'hydrogène. Les étoiles naissent précisément dans ces nébuleuses, ou régions interstellaires.
Une étoile vit si longtemps (jusqu'à des dizaines de milliards d'années) que les astronomes sont incapables de retracer la vie d'une seule d'entre elles, du début à la fin. Mais ils ont la possibilité d’observer différentes étapes du développement des étoiles.
Les scientifiques ont combiné les données obtenues et ont pu suivre les étapes de la vie d'étoiles typiques : le moment de la naissance d'une étoile dans un nuage interstellaire, sa jeunesse, son âge mûr, sa vieillesse et parfois une mort très spectaculaire.
La naissance d'une étoile.
La formation d’une étoile commence par le compactage de la matière à l’intérieur d’une nébuleuse. Progressivement, le compactage qui en résulte diminue en taille, se rétrécissant sous l'influence de la gravité. Durant cette compression, ou s'effondrer, de l'énergie est libérée qui chauffe la poussière et le gaz et les fait briller.
Il existe ce qu'on appelle Protoétoile. La température et la densité de la matière en son centre, ou noyau, sont maximales. Lorsque la température atteint environ 10 000 000°C, des réactions thermonucléaires commencent à se produire dans le gaz.
Les noyaux des atomes d’hydrogène commencent à se combiner et à se transformer en noyaux d’atomes d’hélium. Cette fusion libère une énorme quantité d’énergie. Cette énergie, par le processus de convection, est transférée à la couche superficielle, puis, sous forme de lumière et de chaleur, est émise dans l'espace. C'est ainsi qu'une protoétoile se transforme en une véritable étoile.
Le rayonnement provenant du noyau chauffe l’environnement gazeux, créant une pression dirigée vers l’extérieur et empêchant ainsi l’effondrement gravitationnel de l’étoile.
Le résultat est qu’il trouve l’équilibre, c’est-à-dire qu’il a des dimensions constantes, une température de surface constante et une quantité constante d’énergie libérée.
Les astronomes appellent une étoile à ce stade de développement étoile de la séquence principale, indiquant ainsi la place qu'il occupe sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Ce diagramme exprime la relation entre la température et la luminosité d'une étoile.
Les protoétoiles, qui ont une petite masse, ne se réchauffent jamais aux températures requises pour initier une réaction thermonucléaire. Ces étoiles, suite à la compression, deviennent sombres naines rouges , voire un variateur naines brunes . La première étoile naine brune n’a été découverte qu’en 1987.
Géants et nains.
Le diamètre du Soleil est d'environ 1 400 000 km, sa température de surface est d'environ 6 000°C et il émet une lumière jaunâtre. Elle fait partie de la séquence principale des étoiles depuis 5 milliards d'années.
Le « carburant » hydrogène d’une telle étoile sera épuisé dans environ 10 milliards d’années, et l’hélium restera principalement dans son noyau. Lorsqu’il n’y a plus rien à « brûler », l’intensité du rayonnement dirigé depuis le noyau n’est plus suffisante pour équilibrer l’effondrement gravitationnel du noyau.
Mais l'énergie libérée dans ce cas est suffisante pour réchauffer la matière environnante. Dans cette coquille, la synthèse des noyaux d’hydrogène commence et davantage d’énergie est libérée.
L'étoile commence à briller plus fort, mais maintenant avec une lumière rougeâtre, et en même temps elle se dilate également, augmentant sa taille des dizaines de fois. Maintenant une telle star appelé une géante rouge.
Le noyau de la géante rouge se contracte et la température monte jusqu'à 100 000 000°C ou plus. Ici se produit la réaction de fusion des noyaux d'hélium, le transformant en carbone. Grâce à l’énergie libérée, l’étoile brille encore pendant environ 100 millions d’années.
Une fois l’hélium épuisé et les réactions éteintes, l’étoile entière se rétrécit progressivement, sous l’influence de la gravité, jusqu’à atteindre presque la taille de . L'énergie libérée dans ce cas est suffisante pour que l'étoile (maintenant une naine blanche) a continué à briller pendant un certain temps.
Le degré de compression de la matière dans une naine blanche est très élevé et, par conséquent, sa densité est très élevée - le poids d'une cuillère à soupe peut atteindre mille tonnes. C’est ainsi que se déroule l’évolution des étoiles de la taille de notre Soleil.
Vidéo montrant l'évolution de notre Soleil en naine blanche
Une étoile ayant une masse cinq fois supérieure à celle du Soleil a un cycle de vie beaucoup plus court et évolue quelque peu différemment. Une telle étoile est beaucoup plus brillante et sa température de surface est de 25 000 °C ou plus ; la période de séjour dans la séquence principale d'étoiles n'est que d'environ 100 millions d'années.
Quand une telle star entre en scène géant rouge , la température en son cœur dépasse 600 000 000°C. Il subit des réactions de fusion de noyaux de carbone, qui sont convertis en éléments plus lourds, dont le fer.
L'étoile, sous l'influence de l'énergie libérée, s'étend jusqu'à atteindre des tailles des centaines de fois supérieures à sa taille d'origine. Une star à ce stade appelé une supergéante .
Le processus de production d’énergie dans le noyau s’arrête soudainement et diminue en quelques secondes. Avec tout cela, une énorme quantité d’énergie est libérée et une onde de choc catastrophique se forme.
Cette énergie traverse toute l'étoile et en expulse une partie importante avec une force explosive dans l'espace, provoquant un phénomène connu sous le nom de explosion de supernova .
Pour mieux visualiser tout ce qui a été écrit, regardons le schéma du cycle évolutif des étoiles
En février 1987, une éruption similaire a été observée dans une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. Cette supernova a brièvement brillé plus fort qu'un billion de soleils.
Le noyau de la supergéante se comprime et forme un corps céleste d'un diamètre de seulement 10 à 20 km, et sa densité est si élevée qu'une cuillère à café de sa substance peut peser 100 millions de tonnes !!! Un tel corps céleste est constitué de neutrons etappelée étoile à neutrons .
Une étoile à neutrons qui vient de se former possède une vitesse de rotation élevée et un magnétisme très puissant.
Cela crée un puissant champ électromagnétique qui émet des ondes radio et d’autres types de rayonnement. Ils s'étendent depuis les pôles magnétiques de l'étoile sous forme de rayons.
Ces rayons, dus à la rotation de l’étoile autour de son axe, semblent balayer l’espace. Lorsqu’ils passent devant nos radiotélescopes, nous les percevons comme de courts éclairs ou impulsions. C'est pourquoi ces étoiles sont appelées pulsars.
Les pulsars ont été découverts grâce aux ondes radio qu'ils émettent. On sait désormais que nombre d’entre eux émettent de la lumière et des impulsions de rayons X.
Le premier pulsar lumineux a été découvert dans la nébuleuse du Crabe. Ses impulsions se répètent 30 fois par seconde.
Les impulsions des autres pulsars se répètent beaucoup plus souvent : PIR (source radio pulsée) 1937+21 clignote 642 fois par seconde. C'est même difficile d'imaginer cela !
Les étoiles qui ont la plus grande masse, des dizaines de fois celle du Soleil, éclatent également comme des supernovae. Mais en raison de leur masse énorme, leur effondrement est bien plus catastrophique.
La compression destructrice ne s'arrête pas même au stade de la formation d'une étoile à neutrons, créant une région dans laquelle la matière ordinaire cesse d'exister.
Il ne reste qu’une seule gravité, si forte que rien, pas même la lumière, ne peut échapper à son influence. Cette zone est appelée trou noir.Oui, l’évolution des grandes étoiles est effrayante et très dangereuse.
Dans cette vidéo, nous parlerons de la façon dont une supernova se transforme en pulsar et en trou noir.
Je ne sais pas pour vous, chers lecteurs, mais personnellement, j’aime beaucoup et je m’intéresse beaucoup à l’espace et à tout ce qui s’y rapporte, c’est tellement mystérieux et beau, c’est époustouflant ! L'évolution des étoiles nous a beaucoup appris sur l'avenir de notre planète. et tout.
Fusion thermonucléaire à l'intérieur des étoiles
À ce moment-là, pour les étoiles dont la masse est supérieure à 0,8 masse solaire, le noyau devient transparent au rayonnement et le transfert d'énergie radiative dans le noyau prévaut, tandis que la coquille au sommet reste convective. Personne ne sait avec certitude comment les étoiles de masse inférieure arrivent sur la séquence principale, puisque le temps que ces étoiles passent dans la catégorie jeune dépasse l'âge de l'Univers. Toutes nos idées sur l’évolution de ces étoiles sont basées sur des calculs numériques.
Au fur et à mesure que l'étoile se contracte, la pression du gaz électronique dégénéré commence à augmenter, et dans un certain rayon de l'étoile, cette pression arrête l'augmentation de la température centrale, puis commence à la baisser. Et pour les étoiles inférieures à 0,08, cela s'avère fatal : l'énergie libérée lors des réactions nucléaires ne suffira jamais à couvrir les coûts des radiations. Ces sous-étoiles sont appelées naines brunes et leur destin est une compression constante jusqu'à ce que la pression du gaz dégénéré l'arrête, puis un refroidissement progressif avec l'arrêt de toutes les réactions nucléaires.
Jeunes étoiles de masse intermédiaire
Les jeunes étoiles de masse intermédiaire (de 2 à 8 fois la masse du Soleil) évoluent qualitativement exactement de la même façon que leurs petites sœurs, sauf qu'elles ne présentent pas de zones convectives jusqu'à la séquence principale.
Les objets de ce type sont associés à ce qu'on appelle. Étoiles Ae\Be Herbit à variables irrégulières de type spectral B-F5. Ils possèdent également des disques à réaction bipolaires. La vitesse d'écoulement, la luminosité et la température effective sont nettement plus élevées que pour τ Taureau, ils chauffent et dispersent donc efficacement les restes du nuage protostellaire.
Jeunes étoiles d'une masse supérieure à 8 masses solaires
En fait, ce sont déjà des étoiles normales. Pendant que la masse du noyau hydrostatique s'accumulait, l'étoile a réussi à franchir tous les étages intermédiaires et à échauffer les réactions nucléaires à tel point qu'elles ont compensé les pertes dues aux radiations. Pour ces étoiles, la fuite de masse et de luminosité est si importante qu'elle non seulement arrête l'effondrement des régions extérieures restantes, mais les repousse. Ainsi, la masse de l’étoile résultante est sensiblement inférieure à la masse du nuage protostellaire. Très probablement, cela explique l'absence dans notre galaxie d'étoiles supérieures à 100-200 masses solaires.
Cycle de vie d'une étoile
Parmi les étoiles formées, il existe une grande variété de couleurs et de tailles. Leur type spectral va du bleu chaud au rouge froid, et leur masse varie de 0,08 à plus de 200 masses solaires. La luminosité et la couleur d’une étoile dépendent de la température de sa surface, elle-même déterminée par sa masse. Toutes les nouvelles étoiles « prennent leur place » sur la séquence principale en fonction de leur composition chimique et de leur masse. Nous ne parlons pas du mouvement physique de l'étoile - seulement de sa position sur le diagramme indiqué, en fonction des paramètres de l'étoile. Autrement dit, nous parlons en fait uniquement de la modification des paramètres de l'étoile.
Ce qui se passe ensuite dépend encore une fois de la masse de l’étoile.
Années ultérieures et mort des étoiles
Vieilles étoiles de faible masse
À ce jour, on ne sait pas avec certitude ce qui arrive aux étoiles lumineuses une fois que leur réserve d’hydrogène est épuisée. Étant donné que l'âge de l'univers est de 13,7 milliards d'années, ce qui n'est pas suffisant pour épuiser les réserves d'hydrogène, les théories modernes sont basées sur des simulations informatiques des processus qui se produisent dans ces étoiles.
Certaines étoiles ne peuvent fusionner l'hélium que dans certaines régions actives, provoquant une instabilité et de forts vents solaires. Dans ce cas, la formation d'une nébuleuse planétaire ne se produit pas et l'étoile ne fait que s'évaporer, devenant encore plus petite qu'une naine brune.
Mais une étoile d’une masse inférieure à 0,5 solaire ne sera jamais capable de synthétiser de l’hélium même après la fin des réactions impliquant l’hydrogène dans le noyau. Leur enveloppe stellaire n’est pas assez massive pour vaincre la pression générée par le noyau. Ces étoiles comprennent des naines rouges (telles que Proxima Centauri), qui figurent sur la séquence principale depuis des centaines de milliards d'années. Après l'arrêt des réactions thermonucléaires dans leur noyau, ils, en se refroidissant progressivement, continueront à émettre faiblement dans les domaines infrarouge et micro-onde du spectre électromagnétique.
Étoiles de taille moyenne
Lorsqu'une étoile de taille moyenne (de 0,4 à 3,4 masses solaires) atteint la phase géante rouge, ses couches externes continuent de s'étendre, le noyau se contracte et des réactions commencent pour synthétiser du carbone à partir de l'hélium. La fusion libère beaucoup d’énergie, donnant un répit temporaire à l’étoile. Pour une étoile de taille similaire au Soleil, ce processus peut prendre environ un milliard d’années.
Les changements dans la quantité d'énergie émise entraînent l'étoile à traverser des périodes d'instabilité, notamment des changements de taille, de température de surface et de production d'énergie. La production d’énergie se déplace vers un rayonnement basse fréquence. Tout cela s’accompagne d’une perte de masse croissante due aux forts vents solaires et aux pulsations intenses. Les étoiles de cette phase sont appelées étoiles de type tardif, Étoiles OH-IR ou des étoiles de type Mira, selon leurs caractéristiques exactes. Le gaz éjecté est relativement riche en éléments lourds produits à l'intérieur de l'étoile, comme l'oxygène et le carbone. Le gaz forme une coquille en expansion et se refroidit à mesure qu’il s’éloigne de l’étoile, permettant la formation de particules et de molécules de poussière. Avec le fort rayonnement infrarouge de l'étoile centrale, des conditions idéales pour l'activation des masers se forment dans ces coquilles.
Les réactions de combustion de l'hélium sont très sensibles à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. De violentes pulsations se produisent, qui finissent par transmettre suffisamment d'énergie cinétique aux couches externes pour être éjectées et devenir une nébuleuse planétaire. Au centre de la nébuleuse reste le noyau de l'étoile qui, en refroidissant, se transforme en une naine blanche à l'hélium, ayant généralement une masse allant jusqu'à 0,5-0,6 solaire et un diamètre de l'ordre du diamètre de la Terre. .
Naines blanches
La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, terminent leur évolution en se contractant jusqu'à ce que la pression des électrons dégénérés équilibre la gravité. Dans cet état, lorsque la taille de l'étoile diminue de cent fois et que la densité devient un million de fois supérieure à la densité de l'eau, l'étoile est appelée naine blanche. Il est privé de sources d'énergie et, en se refroidissant progressivement, devient sombre et invisible.
Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas contenir la compression du noyau, et elle continue jusqu'à ce que la plupart des particules soient converties en neutrons, si étroitement compactés que la taille de l'étoile se mesure en kilomètres et est de 100. une eau un million de fois plus dense. Un tel objet s’appelle une étoile à neutrons ; son équilibre est maintenu par la pression de la matière neutronique dégénérée.
Étoiles supermassives
Une fois que les couches externes d’une étoile d’une masse supérieure à cinq masses solaires se sont dispersées pour former une supergéante rouge, le noyau commence à se comprimer en raison des forces gravitationnelles. À mesure que la compression augmente, la température et la densité augmentent et une nouvelle séquence de réactions thermonucléaires commence. Dans de telles réactions, des éléments lourds sont synthétisés, ce qui limite temporairement l'effondrement du noyau.
En fin de compte, à mesure que des éléments de plus en plus lourds du tableau périodique se forment, le fer 56 est synthétisé à partir du silicium. Jusqu'à présent, la synthèse des éléments libérait une grande quantité d'énergie, mais c'est le noyau de fer -56 qui présente le défaut de masse maximum et la formation de noyaux plus lourds est défavorable. Par conséquent, lorsque le noyau de fer d'une étoile atteint une certaine valeur, la pression qui y règne n'est plus capable de résister à la force colossale de la gravité, et l'effondrement immédiat du noyau se produit avec la neutronisation de sa matière.
Ce qui se passera ensuite n’est pas tout à fait clair. Mais quoi qu’il en soit, cela provoque une explosion de supernova d’une puissance incroyable en quelques secondes.
L'explosion de neutrinos qui l'accompagne provoque une onde de choc. De puissants jets de neutrinos et un champ magnétique rotatif repoussent une grande partie de la matière accumulée par l'étoile - les éléments dits germes, notamment le fer et les éléments plus légers. La matière qui explose est bombardée par des neutrons émis par le noyau, les capturant et créant ainsi un ensemble d'éléments plus lourds que le fer, y compris des éléments radioactifs, jusqu'à l'uranium (et peut-être même le californium). Ainsi, les explosions de supernova expliquent la présence d'éléments plus lourds que le fer dans la matière interstellaire.
L'onde de choc et les jets de neutrinos transportent la matière de l'étoile mourante vers l'espace interstellaire. Par la suite, en se déplaçant dans l'espace, ce matériau de supernova pourrait entrer en collision avec d'autres débris spatiaux, et éventuellement participer à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites.
Les processus se produisant lors de la formation d'une supernova sont encore à l'étude et jusqu'à présent, cette question n'est pas claire. On peut également se demander ce qu’il reste réellement de l’étoile d’origine. Toutefois, deux options sont envisagées :
Étoiles à neutrons
On sait que dans certaines supernovae, la forte gravité dans les profondeurs de la supergéante fait tomber les électrons dans le noyau atomique, où ils fusionnent avec les protons pour former des neutrons. Les forces électromagnétiques séparant les noyaux voisins disparaissent. Le noyau de l'étoile est désormais une boule dense de noyaux atomiques et de neutrons individuels.
Ces étoiles, connues sous le nom d’étoiles à neutrons, sont extrêmement petites – pas plus que la taille d’une grande ville – et ont une densité incroyablement élevée. Leur période orbitale devient extrêmement courte à mesure que la taille de l'étoile diminue (en raison de la conservation du moment cinétique). Certains font 600 tours par seconde. Lorsque l'axe reliant les pôles magnétiques nord et sud de cette étoile en rotation rapide pointe vers la Terre, une impulsion de rayonnement peut être détectée se répétant à des intervalles égaux à la période orbitale de l'étoile. Ces étoiles à neutrons furent appelées « pulsars » et furent les premières étoiles à neutrons découvertes.
Trous noirs
Toutes les supernovae ne deviennent pas des étoiles à neutrons. Si l'étoile a une masse suffisamment grande, alors l'effondrement de l'étoile se poursuivra et les neutrons eux-mêmes commenceront à tomber vers l'intérieur jusqu'à ce que son rayon devienne inférieur au rayon de Schwarzschild. L’étoile devient alors un trou noir.
L’existence des trous noirs a été prédite par la théorie de la relativité générale. Selon la relativité générale, la matière et l’information ne peuvent en aucun cas quitter un trou noir. Cependant, la mécanique quantique permet des exceptions à cette règle.
Un certain nombre de questions restent ouvertes. Le principal d’entre eux : « Y a-t-il des trous noirs ? » Après tout, pour affirmer avec certitude qu'un objet donné est un trou noir, il est nécessaire d'observer son horizon des événements. Toutes les tentatives en ce sens se sont soldées par un échec. Mais il y a encore de l'espoir, puisque certains objets ne peuvent être expliqués sans impliquer une accrétion, et une accrétion sur un objet sans surface solide, mais cela ne prouve pas l'existence même des trous noirs.
Des questions sont également ouvertes : est-il possible qu’une étoile s’effondre directement dans un trou noir, en contournant une supernova ? Existe-t-il des supernovae qui deviendront plus tard des trous noirs ? Quelle est l'influence exacte de la masse initiale d'une étoile sur la formation des objets à la fin de son cycle de vie ?
Les étoiles, comme les humains, peuvent être nouveau-nés, jeunes ou vieux. À chaque instant, certaines étoiles meurent et d’autres se forment. Habituellement, les plus jeunes d’entre eux ressemblent au Soleil. Elles sont au stade de formation et sont en réalité des protoétoiles. Les astronomes les appellent étoiles T-Taurus, du nom de leur prototype. En termes de propriétés - par exemple la luminosité - les protoétoiles sont variables, puisque leur existence n'est pas encore entrée dans une phase stable. Beaucoup d’entre eux sont entourés de grandes quantités de matière. De puissants courants de vent émanent des étoiles de type T.
Protostars : le début de leur cycle de vie
Si de la matière tombe à la surface d’une protoétoile, elle brûle rapidement et se transforme en chaleur. En conséquence, la température des protoétoiles augmente constamment. Lorsqu'elle s'élève si haut que des réactions nucléaires se déclenchent au centre de l'étoile, la protoétoile acquiert le statut d'étoile ordinaire. Avec le début des réactions nucléaires, l’étoile dispose d’une source d’énergie constante qui lui permet de vivre pendant longtemps. La durée du cycle de vie d'une étoile dans l'univers dépendra de sa taille d'origine. Cependant, on pense que les étoiles du diamètre du Soleil possèdent suffisamment d’énergie pour exister confortablement pendant environ 10 milliards d’années. Malgré cela, il arrive aussi que des étoiles encore plus massives ne vivent que quelques millions d’années. Cela est dû au fait qu’ils brûlent leur carburant beaucoup plus rapidement.
Étoiles de taille normale
Chacune des étoiles est un amas de gaz chaud. Dans leurs profondeurs, le processus de génération d'énergie nucléaire se produit constamment. Cependant, toutes les étoiles ne sont pas comme le Soleil. L'une des principales différences est la couleur. Les étoiles ne sont pas seulement jaunes, mais aussi bleuâtres et rougeâtres.
Luminosité et luminosité
Ils diffèrent également par des caractéristiques telles que la brillance et la luminosité. La luminosité d'une étoile observée depuis la surface de la Terre dépend non seulement de sa luminosité, mais aussi de sa distance à notre planète. Compte tenu de leur distance à la Terre, les étoiles peuvent avoir des luminosités complètement différentes. Cet indicateur va d'un dix millième de l'éclat du Soleil à une luminosité comparable à plus d'un million de Soleils.
La plupart des étoiles se situent à l’extrémité inférieure de ce spectre, étant sombres. À bien des égards, le Soleil est une étoile moyenne et typique. Cependant, par rapport aux autres, sa luminosité est bien plus grande. Un grand nombre d’étoiles sombres peuvent être observées même à l’œil nu. La raison pour laquelle la luminosité des étoiles varie est due à leur masse. La couleur, la brillance et le changement de luminosité au fil du temps sont déterminés par la quantité de substance.
Tentatives d'expliquer le cycle de vie des étoiles
Les gens tentent depuis longtemps de retracer la vie des étoiles, mais les premières tentatives des scientifiques étaient plutôt timides. La première avancée fut l'application de la loi de Lane à l'hypothèse de Helmholtz-Kelvin sur la contraction gravitationnelle. Cela a apporté une nouvelle compréhension de l'astronomie : théoriquement, la température d'une étoile devrait augmenter (son indicateur est inversement proportionnel au rayon de l'étoile) jusqu'à ce qu'une augmentation de la densité ralentisse les processus de compression. La consommation d’énergie sera alors supérieure à son revenu. À ce moment-là, l’étoile commencera à se refroidir rapidement.
Hypothèses sur la vie des étoiles
L'une des hypothèses originales sur le cycle de vie d'une étoile a été proposée par l'astronome Norman Lockyer. Il croyait que les étoiles naissaient de la matière météorique. De plus, les dispositions de son hypothèse reposaient non seulement sur les conclusions théoriques disponibles en astronomie, mais également sur les données de l'analyse spectrale des étoiles. Lockyer était convaincu que les éléments chimiques qui participent à l'évolution des corps célestes sont constitués de particules élémentaires - « protoéléments ». Contrairement aux neutrons, protons et électrons modernes, ils n’ont pas un caractère général mais individuel. Par exemple, selon Lockyer, l’hydrogène se désintègre en ce qu’on appelle le « protohydrogène » ; le fer devient « proto-fer ». D'autres astronomes ont également tenté de décrire le cycle de vie d'une étoile, par exemple James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.
Étoiles géantes et étoiles naines
Les étoiles les plus grosses sont les plus chaudes et les plus brillantes. Ils sont généralement d’apparence blanche ou bleuâtre. Malgré leur taille gigantesque, le combustible qu’ils contiennent brûle si rapidement qu’ils en sont privés en quelques millions d’années seulement.
Les petites étoiles, contrairement aux géantes, ne sont généralement pas aussi brillantes. Ils sont de couleur rouge et vivent assez longtemps – des milliards d’années. Mais parmi les étoiles brillantes du ciel, il y en a aussi des rouges et des oranges. Un exemple est l'étoile Aldébaran - ce qu'on appelle « l'œil du taureau », située dans la constellation du Taureau ; et aussi dans la constellation du Scorpion. Pourquoi ces étoiles cool sont-elles capables de rivaliser en luminosité avec des étoiles chaudes comme Sirius ?
Cela est dû au fait qu'ils se sont autrefois beaucoup développés et que leur diamètre a commencé à dépasser d'énormes étoiles rouges (supergéantes). L'immense superficie permet à ces étoiles d'émettre un ordre de grandeur supérieur à celui du Soleil. Ceci malgré le fait que leur température est beaucoup plus basse. Par exemple, le diamètre de Bételgeuse, située dans la constellation d’Orion, est plusieurs centaines de fois supérieur au diamètre du Soleil. Et le diamètre des étoiles rouges ordinaires n'est généralement pas un dixième de la taille du Soleil. Ces étoiles sont appelées naines. Chaque corps céleste peut passer par ces types de cycles de vie d'étoile - la même étoile à différentes étapes de sa vie peut être à la fois une géante rouge et une naine.
En règle générale, les luminaires comme le Soleil soutiennent leur existence grâce à l’hydrogène trouvé à l’intérieur. Il se transforme en hélium à l'intérieur du noyau nucléaire de l'étoile. Le soleil possède une énorme quantité de combustible, mais même celle-ci n'est pas infinie : au cours des cinq derniers milliards d'années, la moitié de l'approvisionnement a été épuisée.
La vie des étoiles. Cycle de vie des étoiles
Une fois que l’approvisionnement en hydrogène à l’intérieur d’une étoile est épuisé, des changements majeurs se produisent. L'hydrogène restant commence à brûler non pas à l'intérieur de son noyau, mais à la surface. Dans le même temps, la durée de vie d’une étoile est de plus en plus réduite. Pendant cette période, le cycle des étoiles, du moins la plupart d’entre elles, entre dans le stade des géantes rouges. La taille de l'étoile devient plus grande et sa température, au contraire, diminue. C’est ainsi qu’apparaissent la plupart des géantes rouges et des supergéantes. Ce processus fait partie de la séquence globale de changements se produisant dans les étoiles, que les scientifiques appellent évolution stellaire. Le cycle de vie d'une étoile comprend toutes ses étapes : en fin de compte, toutes les étoiles vieillissent et meurent, et la durée de leur existence est directement déterminée par la quantité de carburant. Les grandes stars terminent leur vie dans une explosion énorme et spectaculaire. Les plus modestes, au contraire, meurent, rétrécissant progressivement jusqu'à atteindre la taille des naines blanches. Ensuite, ils disparaissent.
Combien de temps vit une étoile moyenne ? Le cycle de vie d'une étoile peut durer de moins de 1,5 million d'années à 1 milliard d'années ou plus. Tout cela, comme nous l’avons dit, dépend de sa composition et de sa taille. Les étoiles comme le Soleil vivent entre 10 et 16 milliards d'années. Les étoiles très brillantes, comme Sirius, ont une vie relativement courte : seulement quelques centaines de millions d’années. Le diagramme du cycle de vie des étoiles comprend les étapes suivantes. Il s'agit d'un nuage moléculaire - effondrement gravitationnel du nuage - naissance d'une supernova - évolution d'une protoétoile - fin de la phase protostellaire. S'en suivent ensuite les étapes : début du stade jeune étoile - quarantaine - maturité - stade géante rouge - nébuleuse planétaire - stade naine blanche. Les deux dernières phases sont caractéristiques des petites étoiles.
La nature des nébuleuses planétaires
Nous avons donc brièvement examiné le cycle de vie d'une étoile. Mais en passant d'une énorme géante rouge à une naine blanche, les étoiles perdent parfois leurs couches externes, puis le noyau de l'étoile est exposé. La coquille de gaz commence à briller sous l'influence de l'énergie émise par l'étoile. Cette étape tire son nom du fait que les bulles de gaz lumineux dans cette coquille ressemblent souvent à des disques autour des planètes. Mais en réalité, ils n’ont rien à voir avec les planètes. Le cycle de vie des étoiles destiné aux enfants n’inclut peut-être pas tous les détails scientifiques. On ne peut décrire que les principales phases de l'évolution des corps célestes.
Amas d'étoiles
Les astronomes adorent explorer. Il existe une hypothèse selon laquelle tous les luminaires naissent en groupe et non individuellement. Puisque les étoiles appartenant au même amas ont des propriétés similaires, les différences entre elles sont vraies et ne sont pas dues à la distance à la Terre. Quels que soient les changements qui surviennent dans ces étoiles, ils surviennent au même moment et dans des conditions égales. De nombreuses connaissances peuvent être obtenues en étudiant la dépendance de leurs propriétés à la masse. Après tout, l'âge des étoiles dans les amas et leur distance par rapport à la Terre sont à peu près égaux, ils ne diffèrent donc que par cet indicateur. Les amas n'intéresseront pas seulement les astronomes professionnels : chaque amateur sera heureux de prendre une belle photo et d'admirer leur vue exceptionnellement belle dans le planétarium.
