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Evolution des étoiles

Evolution des étoiles

Les étoiles évoluent sur des millions d'années. En réalité, ils ne cessent d'évoluer et de changer, de la naissance à la mort.

Ils naissent lorsqu'une grande quantité de matière s'accumule dans un endroit de l'espace. Le matériau est comprimé et chauffé jusqu'à ce qu'une réaction nucléaire commence, qui consomme de la matière et la convertit en énergie. Les petites étoiles passent lentement et durent plus longtemps que les grandes étoiles.

Les théories sur l'évolution des étoiles sont basées sur des preuves obtenues à partir d'études des spectres liés à la luminosité. Les observations montrent que de nombreuses étoiles peuvent être classées dans une séquence régulière dans laquelle les plus brillantes sont les plus chaudes et les plus petites, les plus froides.

Cette série d'étoiles forme une bande connue sous le nom de séquence principale du diagramme température-luminosité connue sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell. D'autres groupes d'étoiles qui apparaissent dans le diagramme incluent les étoiles géantes et naines mentionnées ci-dessus.

La vie d'une star

Le cycle de vie d'une étoile commence comme une grande masse de gaz relativement froid. La contraction du gaz élève la température jusqu'à ce que l'intérieur de l'étoile atteigne 1 000 000 ° C. À ce stade, des réactions nucléaires ont lieu, dont le résultat est que les noyaux des atomes d'hydrogène se combinent avec ceux du deutérium pour former des noyaux d'hélium. Cette réaction libère de grandes quantités d'énergie et la contraction de l'étoile s'arrête. Pendant un moment, il semble se stabiliser.

Mais lorsque la libération d'énergie se termine, la contraction recommence et la température de l'étoile augmente à nouveau. À un moment donné, une réaction commence entre l'hydrogène, le lithium et d'autres métaux légers présents dans le corps de l'étoile. L'énergie est à nouveau libérée et la contraction s'arrête.

Lorsque le lithium et d'autres matériaux légers sont consommés, la contraction reprend et l'étoile entre dans la phase finale de développement où l'hydrogène se transforme en hélium à très haute température grâce à l'action catalytique du carbone et de l'azote. Cette réaction thermonucléaire est caractéristique de la séquence principale des étoiles et se poursuit jusqu'à ce que tout l'hydrogène soit consommé.

L'étoile devient une géante rouge et atteint sa plus grande taille lorsque tout son hydrogène central est devenu de l'hélium. S'il continue de briller, la température centrale devrait augmenter suffisamment pour provoquer la fusion des noyaux d'hélium. Au cours de ce processus, il est probable que l'étoile deviendra beaucoup plus petite et donc plus dense.

Lorsqu'il a dépensé toutes les sources possibles d'énergie nucléaire, il se contracte à nouveau et devient un nain blanc. Cette dernière étape peut être marquée par des explosions appelées "novas". Lorsqu'une étoile est libérée de son enveloppe extérieure en explosant en nova ou en supernova, elle retourne dans le milieu interstellaire des éléments plus lourds que l'hydrogène qu'elle a synthétisé à l'intérieur.

Les générations futures d'étoiles formées à partir de ce matériau commenceront leur vie avec un assortiment d'éléments lourds plus riche que les générations précédentes. Les étoiles qui perdent leurs couches externes de manière non explosive deviennent des nébuleuses planétaires, de vieilles étoiles entourées de sphères de gaz qui rayonnent dans une gamme multiple de longueurs d'onde.

De l'étoile au trou noir

Les étoiles de masse bien supérieure à celle du Soleil subissent une évolution plus rapide, quelques millions d'années depuis la naissance jusqu'à l'explosion d'une supernova. Les restes de l'étoile peuvent être une étoile à neutrons.

Cependant, il y a une limite à la taille des étoiles à neutrons, au-delà de laquelle ces corps sont contraints de se contracter jusqu'à devenir un trou noir, d'où aucun rayonnement ne peut s'échapper.

Des étoiles typiques telles que le Soleil peuvent persister pendant plusieurs milliards d'années. La destination finale des naines de faible masse est inconnue, sauf qu'elles cessent de rayonner de façon appréciable. Ils deviennent très probablement des cendres ou des naines noires.

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Comment l'Univers s'est-il formé?Matériaux et rayonnement