La naissance des étoiles
La grande aventure d'une étoile débute lorsqu'un immense nuage d'hydrogène, et parfois d'hélium, en forcé de se comprimer par un agent extérieur. Souvent, la force de compression peut venir d'une grande explosion proche du nuage, qui produit une onde de choc assez puissante pour écraser le nuage. Sous l'effet de la pression, le nuage s'effondre, c'est à dire que le gaz va se concentrer en un point précis.
La nébuleuse M16 de l'aigle. Les colonnes de gaz se compriment, faisant de cette région s'étalant sur plusieurs années lumières un berceau de nouvelles étoiles.
C'est alors que la plus grande partie de la masse se concentre au coeur de la région. La très forte pression s'appliquant au centre force les molécules de gaz à s'entrechoquer et à se regrouper. Certains atomes d'hydrogènes entre alors en contact, l'électron vient se coller au proton, formant un neutron, deux d'entre eux se colleront de nouveau, pour former un atome d'hélium. La fusion nucléaire est enclenchée. Le processus libèrera une telle énergie que la force de graviter qui pousse la matière vers le centre, sera compensé par la force de la pression lumineuse émise en son sein. 1 millions d'années plus tard, les premiers photons s'échappent enfin de la dernière couche de la gigantesque boule de gaz, et viennent éclairer le reste de la masse de gaz qui ne s'est pas regroupé. 99% de la masse se sera collé pour former un corps brillant, une étoile est née.
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Deux nébuleuses s'effondrant sur elles-mêmes. On voit au coeur de celles-ci une intense lumière. Une nouvelle étoile à déjà débuté le cycle de l'hélium, qui lui permettra de bruler pendant une certaines périodes de temps. Plus de détails dans la prochaine page.
La vie des étoiles
Nous avions dit à la page précédente qu'une étoile gobbait 99% de la matière autour de lui. Le petit 1% qui reste, est un nuage de gaz qui entre en rotation rapide autour de l'étoile du à la force gravitationnelle produite par l'étoile elle-même. La vitesse de rotation cause, tout comme pour l'étoile, des petites collisions entre des morceaux de matières, forcant ceux-ci à s'agglutiner ensemble. Certains corps prennent plus de matière que d'autres, ils grossissent. Leur rotation sur eux-mêmes les forces à adopter une forme sphérique, à cause de la force centripète. On vient d'assister à la formation d'un système solaire. Dépendamment de la matière en jeu, on peut avoir, une ou deux planètes, ou bien un système comme le nôtre, contenant 9 planètes, un nombre incalculable d'astéroïdes, et une famille d'objet 10 fois plus éloignés que la planète la plus éloignées Pluton), le nuage de Oort, un bassin de comètes potentiels.
Pour ce qui est de l'étoile elle-même, sa vie dépend d'une chose, la quantité de masse qu'elle a au départ. Contrairement à ce qu'on peut penser, une étoile n'est pas comme un être humain, c'est à dire que si elle a plus de nourriture, elle ne vivra pas plus longtemps. En vérité, la pression sera tout simplement plus forte, ce qui fera en sorte que le noyeau de l'étoile atteindra une température plus élevée, qui permettra aux molécules de fusionner plus violemment. Les molécules d'hélium fusionneront pour donner des molécules plus grosses, d'abord le carbone, puis, si la masse est plus forte, l'oxygène, et inalement, les étoiles hyper-massive commenceront à engendrer à la fin de leur vie, des métaux lourds. Le dernier métal à être former est le fer, nous verrons quel effet cela produit sur l'étoile dans la prochaine page.
Il existe différends types d'étoiles. Nous traiterons des cadavres stellaires dans la prochaine page. D'abord, les naines rouges. Ce sont de petites étoiles de faible masse, environ le tier de la masse de notre soleil. Comme elles sont petites, elles ont de la difficultés à engendrer la fusion nucléaire. Cette dernière se fait donc très lentement, ce qui a pour effet que ce type d'étoile brille très peu et à une durée de vie de près de 100 milliards d'années. L'âge théorique de l'univers étant à peu près de 15 milliards d'années, nous n'assisterons jamais à la mort d'une naine rouge. On puet dire que ce sont des étoiles froides.
Les étoiles jaunes, comme notre soleil, et blanches, un peu plus grosses, sont des étoiles relativement brillantes, qui ont une durée de vie d'une dizaine de milliards d'année lumières. Elles sont suffisamment massive pour déclencher la fusion du carbone, mais c'est bien la limite. En fait, notre soleil est plutôt petit dans sa catégorie et ce dernier n'arrivera pas à fusionner l'hélium en carbone. Une étoile comme Sirius, bien visible à l'horizon dans le ciel d'hiver, est une étoile 1,5 fois la taille de notre soleil. Un coup d'oeil vers Sirius, la plus brillante de tout notre ciel en raison de sa proximité relative (8,6 A.L), nous donne une idée de l'allure de notre soleil vue de l'espace. Les étoiles Véga et Déneb, visible au zénith en été, sont aussi un exemple d'étoile blanche. On ne peu pas encore observer de nova, ni de supernova dans cette famille d'étoile, car elles sont encore relativement jeune comparé à l'univers. Ces étoiles sont plutôt tièdes. Les étoiles bleus, où Géantes bleus, sont des étoiles qui ont accumulés beaucoup de matière durant leur naissance. Leur taille est plusieurs fois celle de notre soleil, et leur température de surface est des milliers de degrés plus chaud. La température du coeur est aussi beaucoup plus chaude, ce qui a pour conséquence que la mort de ces étoiles est des plus catastrophique même pour des étoiles éloignées de plusieurs années lumières. Elle explosent généralement en supernova (tel qu'expliqué en page suivante).
Finalement, on peut souvent observer dans le ciel des étoiles qui apparaissent rouge comme du sang. Il s'agit de géantes rouges. Ces étoiles très froides sont sur le point de mourrir. Pourquoi une étoile devient-elle si grosse à la fin de sa vie, nous le verrons dans la page qui suit, mais pour l'instant, mettons quelque chose au clair. Pourquoi une étoile rouge est-elle plus froide qu'une étoile bleue? Est-ce une simple coïncidence que les étoiles bleus soient toutes géantes et les rouges si petites? Et que faire des géantes rouges? Pourquoi leur taille gigantesque (par exemple, si le soleil avait la taille d'une bille, Bételgeuse aurait la taille d'un ballon de basket) ne leur donnent pas une couleur bleue?
Jetons un coup d'oeil au dessin suivant.
En physique, on a découvert que l'énergie infrarouge est peu énergétique. Elle permet de chauffer nos aliments, pensons à un rond de poêle. Plus on le chauffe, plus il rougie. Maintenant, pensons aux rayons ultraviolet.
Ces derniers brulent notre peau sans même qu'on ne les sentent, et les rayons gamma, plus à gauche que l'ultraviolet, nous donnerait un cancer instantannée. Pour en revenir à notre rond de poêle, supposons que nous le branchions à une tour de l'hydro, et qu'il atteingnaint une température incroyable. Observez l'image plus haute, et glissez votre regard vers la gauche. C'est exactement ce qui se produirait. Donc, le bleu est beaucoup plus chaud que le rouge. La raison pour laquelle une géante rouge est si froide, malgré sa taille, est que la pression en son coeur est si énorme qu'elle a repoussé les couches extérieurs, forçant l'étoile à augmenter de taille. La chaleur restant la même et l'aire plus grande, la surface de l'étoile refroidie. C'est comme si on voulait réchauffer une grange avec une chandelle. Sa couleur devient de plus en plus rouge. Voilà qui introduit un peu la façon qu'une étoile à de mourrir.
La mort de l'étoile
Lorsque l'étoile à brulé un pourcentage critique de sa masse en hydrogène (30% pour notre soleil), elle subira une série de changements dramatique. Ces changements sont visible dès le début, puisque l'étoile augmente en diamètre, et sa couleur tourne au rouge. Elle entre en phase géante rouge. Mais la séquence est un peu plus compliqué que ça. D'abord, l'étoile se contracte, la température augmente, la pression augmente au centre,
enclenchant la fusion de l'hélium au coeur. À ce moment, le coeur se contracte et repousse les couches extérieurs. L'étoile grossit, et se refroidie peu à peu en surface.
Il lui reste alors un million d'année à vivre.
C'est alors qu'on peut assister à plusieurs scénarion différend. Pour une petite étoile comme notre soleil, la centrale nucléaire tentera de fusionner l'hélium en carbone. Malheureusement pour elle, sa masse est trop
faible, donc la pression et la température aussi. Après 100 000 ans, la force gravitationnelle n'étant plus assez intense pour retenir les couches éloignés de l'étoile, ces dernières sont éjectées et le coeur se contract en une naine blanche, petite étoile qui se refroidie peu à peu, et qui deviendra pratiquement qu'une boule de gaz inerte et ultra compacte.
On remarque les couches extérieurs et le petit point au centre, la naine blanche.
Pour une étoile plus massive, la fusion du carbone s'enclenchera. Le coeur deviendra beaucoup plus dense. Au lieu d'éjecter les couches, ces dernières seront fortement attirée vers le centre. La pression augmentant considérablement, la fusion de l'oxygène s'enclenche, à ce moment les couches extérieur sont fortement éjectée. On assiste à une nova. Le coeur se contracte et devient une étoile à neutron. Elle à un diamètre d'environ 50 kilomètre et elle fait 50 tour et plus sur elle même par secondes.
Pour une étoile beaucoup plus massive, la fusion du fer s'enclenchera au coeur de l'étoile. C'est alors que débute la catastrophe. Le fer ne pouvant plus se fusionner, il s'accumule au coeur et la densité augmente
de façon incroyable. Les couches extérieurs entre en chute libre vers le centre de l'étoile. C'est alors qu'elles entre en contact avec le coeur de l'étoile. Elles ont accumulées tellement d'énergie durant leur longue chute qu'elles rebondissent. On assite alors à une supernova. L'énergie libérée est incroyable, et les rayons gammas se dispersent sur plusieurs années lumières. Les neutrinos éjectés se rendent à des distances s'échelonnant sur des millions d'années lumières. Le coeur se contracte tellement que la vitesse de libération à sa surface est de 3X10^8 m/s. Son rayon est d'une dizaine de kilomètre. Le cadavre stellaire devient un
trou noir.
Pour mieux comprendre ce que représente la vitesse de libération, pensons à la terre. Sur terre, elle est de 9,8 m/s. Tout corps dépassant cette vitesse s'échappe de l'atmosphère et se sauve dans le cosmos. Autour du trou noir, la vitesse est la même que celle de la lumière. Par conséquent rien ne peut s'échapper de sa surface. On peut se représenter la courbure de l'espace déformé par une telle densité.
Quelques images de restes de supernova.
Source : Astrophysique 
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