Astronomie -

les différents stades de l'évolution d'une étoile

Introduction

L'univers est très vaste. Il renferme autant les plus infimes particules que des immenses galaxies et des amas d'étoiles. Il est alors difficile de s'en faire une idée exacte. Bien sûr, nous savons que ce dernier est constitué d'espace, de planètes, de poussières, de plusieurs gaz et… de milliers d'étoiles.

Qui n'a alors jamais rêvé devant le merveilleux spectacle que nous offrent chaque soir ces petits points lumineux que l'on appelle étoiles. De si loin elles nous semblent si magiques...

Mais d'où viennent-elles ? Pourquoi brillent-elles ? Comment se déroule la vie d'une étoile ?

La naissance des étoiles

Une étoile est un astre, formé de gaz, à l'intérieur duquel se produisent des réactions de fusion thermonucléaire. Ces réactions sont à l'origine du rayonnement électromagnétique. La détection des étoiles est facilité grâce à leur rayonnement. Ainsi plusieurs milliers d'étoiles sont visibles à l'œil nu. On estime à plusieurs centaines de milliards le nombre d'étoiles figurant dans notre galaxie uniquement. Une étoile est donc un astre très commun, mais qui paradoxalement, garde encore une partie de ses mystères…

Les étoiles prennent naissance dans une nébuleuse primordiale. Celle-ci est en fait un nuage interstellaire. Ce nuage est très vaste, environ plusieurs centaines de millions de kilomètres et d'une masse allant de 1 000 000 à plusieurs millions de masse solaire. Cette nébuleuse est constituée essentiellement d'hydrogène à 90%, d'hélium à 9% et les 1% restant sont des éléments rares et des poussières. Sa température est très basse puisqu'elle se situe au alentour de -260°C.

Deux modes de formation semblent prédominer dans notre galaxie: un mode "bien serré" et l'autre plus "dilué". Dans le premier cas, à partir du milieu interstellaire on assiste à la formation plus ou moins simultanée d'un groupe dense de nombreuses étoiles à partir d'agglomérations de nuages de gaz moléculaire et de poussière. Dans le second cas, on observe un système isolé (parfois double) se former à partir d'un nuage dense séparé de l'environnement et situé dans une enveloppe de matériaux plus rares contenant plusieurs nuages semblables distincts les uns des autres. Plusieurs astronomes pensent que les étoiles comme le soleil ont été formées par le second mécanisme dans des nuages notamment dans la région du Taureau.

Suite à des événements externes, comme par exemple l'onde de chocs que provoque l'explosion d'une supernova , ou alors l'onde de densité crée par la rotation d'un bras spiral de la galaxie, peuvent provoquer en certains points du nuage la condensation de ses particules. On dit que ce nuage se comprime ou s'effondre sur elle-même, sous l'effet de la gravitation. Ce qui provoque le réchauffement du gaz, jusqu'à atteindre un million de degrés en son cœur. Cette protoétoile brille déjà mais la masse de gaz et de poussières l'entourant masque sa lumière .

A ce stade, la force nucléaire entre en jeu. Deux protons se rencontrent, fusionnent et forme du Deutérium. Ce Deutérium fusionne ensuite avec un proton pour former de l'Hélium 3. Il faut ensuite 2 noyau d'hélium 3 pour fusionner en hélium 4. La fusion du deutérium en hélium libère une grande quantité d'énergie nucléaire sous la forme de photons, la masse des particules fusionnées est plus faible que leur masse séparée

La différence de masse est convertie en énergie (E=mc²). Les réactions thermonucléaire permettent de contrecarrer l'action de la force de gravitation. L'étoile n'a plus besoin de se contracter pour obtenir de l'énergie qui lui permet de briller .

Elle va donc garder son diamètre et sa couleur pendant tout le temps que durera la fusion de l'hydrogène en hélium. Plus la masse de l'étoile est grande plus elle a besoin d'énergie pour compenser la force de gravitation .Elle va donc user ses réserves plus vite que les étoiles de faible masse. Ainsi ce sont donc les étoiles qui ont le plus de réserves qui vont s'étendre le plus vite .

Résumé

Une étoile commence à se former quand une perturbation, comme une explosion d'une supernova proche, déclenche l'effondrement d'un nuage de gaz et de poussière.

Le gaz et la poussière s'accumulent au centre, entourés d'une enveloppe de matière et d'un disque. Les forces centrifuges propulsent des jets vers l'extérieur.

La matière continue à tomber en pluie sur le disque. Environ dix pour cent est évacué en un flot irrégulier, qui repousse le gaz ambiant.

La matière du disque s'agglomère pour former des planétisimaux. L'enveloppe et les jets se dissipent. A ce stade, un million d'années se sont écoulées.

La pression et la température au centre de l'étoile déclenchent la fusion nucléaire. Les planétisimaux s'unissent et forment des planètes.