Le cycle de vie d'une étoile

Naissance de l'étoile

Le cycle de «vie» d'une étoile débute, et se termine, dans un nuage de gaz, ou nuage interstellaire. Une des caractéristiques d'un tel nuage est sa très grande étendue. Comme il est réparti sur une très grande surface, la densité d'un nuage interstellaire est très faible, de beaucoup inférieure à celle requise pour la formation d'une étoile. Le nuage a donc besoin d'une aide extérieure, i.e. il doit être perturbé par une force gravitationnelle externe, créant ainsi des «amas» de matière susceptibles d'attirer, en vertu de leur gravité, la matière environnante. Si l'amas en question est assez gros, et si la densité de matière environnante est suffisamment grande, il pourra «ramasser la poussière» en une boule, et cette boule de gaz deviendra alors une proto-étoile, soit un astre qui rayonne de l'énergie à mesure que le gaz du nuage est contracté, attiré par la gravité croissante de l'étoile naissante. Le centre de la proto-étoile est la région la plus concentrée, et la plus chaude. Une fois que ce noyau aura atteint la température critique d'environ 10 millions de degrés Kelvin, les réactions de fusion thermonucléaire débuteront, fusionnant l'hydrogène en hélium. L'astre peut alors générer sa propre énergie, qui servira à lutter contre la gravité, l'empêchant de s'effondrer sur lui-même: une étoile est née.

Séquence Principale

Pour le restant de sa «vie», l'étoile devra lutter un combat constant contre sa propre masse. Ainsi, la gravité de l'étoile tend à approcher le gaz de la périphérie vers le centre, ce qui génère une pression qui tend à comprimer l'astre vers son centre. Ce faisant, le gaz qui consiste l'étoile est comprimé, et conséquemment, s'échauffe. L'énergie (thermique) ainsi générée sert à lutter contre la gravité. Cependant, cette augmentation de chaleur n'est pas suffisante pour équilibrer la force gravitationnelle. Pour éviter de s'effondrer, l'étoile doit alors générer une pression opposée, soit vers l'extérieur. Elle y parvient par le biais de la fusion thermonucléaire, qui a lieu dans son noyau. Ce processus génère une grande quantité d'énergie, qui est alors irradiée vers l'extérieur, luttant ainsi contre la gravité. Cet équilibre fragile doit être maintenu pendant toute la vie de l'astre, il est ce qui assure sa survie en tant qu'étoile «normale» (que l'on nomme la Séquence Principale).

Effondrement gravitationnel

Si la masse du noyau d'une étoile est inférieure à 1,4 fois la masse du Soleil (noté 1,4 M¤), celle-ci se transformera en une naine blanche. Sinon, si la masse du noyau est inférieure à 3,2 M¤, elle est vouée au sort d'étoile à neutrons. Si, au contraire, la masse du noyau est supérieure à 3,2 M¤, alors le processus d'effondrement gravitationnel suivra son cours jusqu'au bout, et l'étoile se transformera en trou noir.

Essentiellement, le phénomène qui détermine les limites citées plus haut est connu sous le nom de pression de dégénérescence. Il s'agit d'un phénomène purement quantique, qui vient du principe d'exclusion de Pauli. En voici une description brève: les atomes possèdent plusieurs niveaux énergétiques finis où peuvent se situer des électrons. Ceux-ci sont limités à ces niveaux d'énergie seulement. De plus, chaque niveau a un nombre limité d'électrons pouvant s'y trouver. Donc, imaginons un gaz où il y a une quantité très importante d'électrons libres, et que ce gaz est comprimé à l'extrême. Les électrons sont forcés dans les niveaux les plus bas des atomes, et ce jusqu'à ce qu'ils en occupent tous les niveaux. À ce stade, la matière est dite dégénérée ; elle résiste alors à la force qui tente de la comprimer et, dans le cas d'une étoile, cette pression peut être suffisante pour stopper l'effondrement gravitationnel. Cependant, cette force a ses limites, et lorsque la gravité atteint un certain seuil, donc lorsque la masse de l'étoile est supérieure à ce que la pression de dégénérescence peut supporter, elle s'effondre.

Voici le cycle de vie de deux branche distincte d'etoile ! A droite le cycle de vie d'une étoile comme notre soleil let a gauche le cycle de vie d'une etoile beaucoup plus massive. Mais toute les deux partent d'une même origine ! La nébuleuse ! Mais elles non pas toutes les mêmes fin.



Le diagramme

Hertzsprung-Russel

Pour visualiser le stade évolutif d'une étoile ou d'un amas d'étoiles les astronomes utilise le diagramme H-R. En abscisse on représente le type spectral, en ordonnée la luminosité en progression logarithmique. Durant leur maturité les étoiles évoluent sur la Séquence principale sur laquelle leur luminosité est proportionnelle à leur masse à un facteur près, puis s'en écartent lors du stade d'étoile géante pour mourir au bas du diagramme parmi les étoiles naines si elles ont une masse relativement faible.