Que sont les étoiles ? Un guide
Lorsque nous regardons le ciel nocturne, nous voyons un tapis scintillant d’étoiles. Ces pics de lumière scintillants sont en fait des boules massives de plasma – de l’hélium et de l’hydrogène gazeux surchauffés.
Elles sont alimentées par la fusion nucléaire, se présentent sous de nombreuses formes différentes et ont une trajectoire évolutive fascinante.
Une étoile est née
Les étoiles se forment au sein de nuages amorphes de gaz et de poussière appelés nébuleuses. Les masses de gaz – principalement de l’hélium et de l’hydrogène – présentes dans ces pouponnières stellaires s’effondrent sous l’effet de leur propre gravité et commencent à se réchauffer, formant une protoétoile. Les températures augmentent au cœur de ces proto-étoiles tourbillonnantes à mesure qu’elles rassemblent le gaz et la poussière à proximité.
Une protoétoile passera environ 100 millions d’années dans sa phase T Tauri. Ces grandes étoiles volatiles ne peuvent pas encore générer de fusion nucléaire, mais elles peuvent donner du punch avec les vents stellaires qu’elles émettent. Finalement, lorsque le cœur de l’étoile atteint des températures d’environ 27 millions de degrés Fahrenheit, la fusion nucléaire se produit. Les atomes d’hydrogène et d’hélium se lient les uns aux autres, et voilà : une étoile est née.
Cette explosion d’énergie ralentit l’effondrement gravitationnel. La matière qui n’est pas engloutie par l’étoile naissante peut former des planètes, des astéroïdes et d’autres objets célestes. Ce processus peut prendre environ 100 000 ans, selon Universe Today.
Une fois que la fusion nucléaire commence, l’étoile glisse vers sa phase suivante, la phase de séquence principale. La plupart des étoiles que nous voyons dans le ciel nocturne (et diurne) sont des étoiles de la séquence principale, selon National Geographic. Les étoiles passent la majorité de leur vie dans la phase de séquence principale.
C’est classé
Il existe plusieurs types d’étoiles de séquence principale. Les astronomes utilisent la signature spectrale d’une étoile pour déchiffrer sa composition, sa luminosité, sa couleur et sa température. À partir de ces observations, ils peuvent déterminer l’âge et la taille d’une étoile. Les sept classes spectrales, ordonnées du plus chaud au plus froid, sont O, B, A, F, G, K et M.
La température d’une étoile est mesurée dans l’unité kelvin. La température de surface des étoiles peut varier d’environ 2 500 K dans les étoiles les plus froides à environ 30 000 K dans les étoiles les plus chaudes. (La lave en éruption du volcan Kilauea à Hawaï atteint des températures d’environ 1 444 kelvins). La couleur d’une étoile est directement liée à sa température. Les étoiles les plus chaudes sont blanches ou bleues. Les étoiles plus froides ont des teintes plus chaudes et apparaissent souvent jaunes, orange et rouges.
Les astronomes caractérisent l’éclat d’une étoile en mesurant à la fois sa magnitude et sa luminosité, ou la quantité totale d’énergie qu’une étoile baratte en une seconde, ainsi que sa distance. Les étoiles peuvent être classées en fonction de leur luminosité. Les six classes, de la plus brillante à la plus faible, sont Ia, Ib, II, III, IV et V.
La masse d’une étoile peut définir comment elle va vivre et mourir. Les étoiles plus massives brûlent leur hydrogène plus rapidement et meurent en premier. Les astronomes mesurent la masse des autres étoiles en « masses solaires » par rapport à notre soleil.
À l’aide de toutes ces variables, les astronomes tracent la phase d’évolution d’une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell.
Les plus petites étoiles sont appelées étoiles naines rouges. Ces étoiles à longue durée de vie sont abondantes dans l’univers et très faibles, émettant 0,01 % de l’énergie de notre soleil. Les hypergéantes à courte durée de vie, quant à elles, peuvent atteindre jusqu’à 100 masses solaires. Elles brûlent plus brillamment, atteignent des températures de 30 000 kelvins et sont extrêmement rares dans l’univers.
Notre soleil est une naine jaune de type G. Notre voisin stellaire le plus proche, Proxima du Centaure, est une naine rouge de type M. Véga, dans la constellation de la Lyre, est une étoile naine de type A, de couleur blanc bleuté.
Etoile de la mort
L’hydrogène est la principale source de carburant d’une étoile. Une étoile finira par épuiser tout l’hydrogène de son noyau, après l’avoir converti en hélium. Les forces de gravité feront s’effondrer le noyau, ce qui le fera chauffer à nouveau. L’augmentation des températures stimulera les réactions de fusion dans les couches externes de l’étoile, ce qui entraînera son expansion et sa transformation en géante rouge.
Notre soleil est la seule étoile de ce système. Ce n’est pas le cas partout dans l’univers. De nombreux systèmes stellaires sont ce que l’on appelle un « système binaire », c’est-à-dire qu’ils sont constitués de deux étoiles qui s’entourent l’une l’autre. (Pensez à Tatooine.) Il y a aussi des « systèmes multiples », qui ont un certain nombre d’étoiles différentes.
Les naines blanches dans un système stellaire binaire sont prises dans un cycle délicat. Elles absorbent de l’hydrogène gazeux et d’autres matières de leur étoile compagnon jusqu’à ce qu’elles gonflent et explosent dans une explosion de fusion nucléaire. Une fois que la naine blanche est devenue une nova, elle s’affaiblit et le cycle recommence. Dans certains cas, selon la NASA, une naine blanche peut accréter suffisamment de matière de son étoile compagnon pour exploser complètement et devenir supernova.
Au lieu de se transformer en naine blanche, les supergéantes rouges, des étoiles de plus de huit fois la masse de notre soleil, déversent violemment gaz et poussières dans le milieu cosmique. (Au début de l’année, il a été question que Bételgeuse puisse devenir une supernova complète.) Les restes de ces violentes explosions sont appelés étoiles à neutrons.
Les étoiles de plus grande masse – celles dont la masse est supérieure à 25 fois celle de notre soleil – deviennent supernova et laissent des trous noirs tourbillonnant dans leur sillage. Après l’explosion, toute la matière de l’étoile s’effondre en un seul point, donnant naissance à un trou noir de masse stellaire.
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