Toutes les étoiles que l'on voit dans le ciel ont une vie et une mort comme celles des êtres humains, ou presque. La naissance d'une étoile commence dans les nuages de poussière, riches en éléments comme l'hydrogène en grande partie. On les appelle des nébuleuses obscures ou des nuages moléculaires.

On peut les voir lorsqu'elles nous cachent la lumière des étoiles plus lointaines. On peut en voir un exemple dans Orion, la nébuleuse de la Tête de Cheval, qui est plus sombre et, en arrière-plan, la nébuleuse IC 434, qui est plus brillante.

Lorsque le nuage atteint une densité critique de 0,1 M (masse solaire), pour une seule étoile ou jusqu'à 50 000 M, pour plusieurs étoiles, le nuage de particules s'effondre sur lui-même, ce qui crée suffisamment de chaleur pour engendrer une réaction nucléaire. L'étoile s'allume alors et amorce sa longue vie d'adulte. Les protoétoiles vont rester cachées derrière un voile de particules encore quelque temps. Les Pléiades, dans le Taureau, en sont un bon exemple. Elles ont commencé leur vie il y a 100 millions d'années à peine.

L'étoile entre maintenant dans une période stable. Elle va brûler son hydrogène, qui se fusionnera en hélium. Cela peut durer 200 milliards d'années pour les plus petites étoiles. Notre Soleil, qui est une étoile moyenne, aura une durée de vie d'environ 10 milliards d'années et, pour les plus grosses (plus de 6 M), leur vie sera 20 fois moins longue, soit environ 0,5 milliards d'années. En effet, plus la masse de l'étoile est grande, plus elle brûlera son carburant rapidement. L'équilibre de l'étoile repose sur deux forces essentielles: d'une part, la gravitation, qui la pousse à se contracter et, d'autre part, l'énergie de la chaleur et de la lumière, qui repousse les couches vers l'extérieur.

À la fin de la série principale, une partie de l'hydrogène a fusionné en hélium. Plus l'hélium s'accumule au centre, dans le coeur, plus la chaleur augmente et plus la fusion est accélérée; elle monte en flèche. Cela va créer la déstabilisation de l'étoile et la transformera en géante rouge. Le coeur continuera à brûler de plus en plus son hydrogène et à se réchauffer, tandis que les couches extérieures s'éloigneront et se refroidiront graduellement. Antarès, dans le Scorpion, en est un exemple.

La mort des étoiles sera différente selon la grosseur de chaque étoile. Pour les étoiles peu massives ou moyennes, comme notre Soleil, elles sont destinées à devenir des nébuleuses planétaires. Après avoir perdu leurs couches extérieures, soufflées par les vents solaires, il ne reste plus que le coeur qui se contracte jusqu'à une dimension proche de celle de la Terre. Elles se refroidiront très lentement et deviendront des naines noires. Mais l'Univers n'est pas assez vieux pour contenir des naines noires.

Pour les étoiles de plus de 6 M, on assiste à une fin beaucoup plus spectaculaire. Après la fusion de l'hydrogène en hélium, le coeur se réchauffera encore plus. Il pourra engendrer d'autres fusions, comme l'hélium en carbone, puis en oxygène, en silicium et, pour finir, en un noyau de fer plus lourd. La matière, comprimée au maximum, explosera en supernova. Le coeur de fer sera transformé en matière neutronique. Cette matière est la plus dense que l'Univers peut contenir. La matière expulsée par les supernovae regorge de matières et permet ultimement la formation de nouvelles générations d'étoiles, de planètes et d'êtres vivants. Un exemple de supernova: la nébuleuse du Crabe, M1, dans le Taureau. Le noyau des étoiles à neutrons, observé au milieu des restes de supernovae, est très petit: environ 10 km de diamètre. Sa rotation peut varier de 0,01 à 4 secondes, ce qui est très rapide. La vitesse de libération à sa surface est proche de la vitesse de la lumière. D'ailleurs, si la masse de l'étoile à neutrons dépasse 3 M, la vitesse de libération à sa surface atteint ou dépasse la vitesse de la lumière. Alors, la gravitation est si intense que rien, pas même la lumière, ne peut s'en échapper. L'étoile à neutrons est devenue un trou noir. Il est impossible de voir un trou noir directement. On peut seulement observer les effets qu'il produit autour de lui. Les astrophysiciens n'ont pas fini de découvrir l'histoire de l'Univers, mais ils ont déjà fait bien du chemin.


Équivalences:
M☉= Masse solaire: 1,99 X 1033 kg ou 1,99 X 10 avec 33 zéros.
La vitesse de libération de la Terre est égale à 11 km/sec.



Références:
Marc Séguin et Benoit Villeneuve, Astronomie et Astrophysique.

 

Par Isabelle Picard

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