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Evolution des étoiles

Naissance d'une étoile

Une étoile nait dans ce que l'on appelle un nuage interstellaire ou nuage de gaz. Comme ce nuage est très étendu, la densité y est faible et il faudra alors qu'une force extérieur vienne un peu le perturber afin de créer quelques "remoues" plutôt appelés amas de matière. Cette matière va alors exercer une force de gravité sur les atomes d'hydrogène du nuage. S' il est assez grand pour ramasser suffisamment de matière interstellaire et de poussière, il deviendra une boule dont le centre sera très concentré, très chaud. On est ici au stade: proto-étoile. Lorsque la proto-étoile atteindra 10 millions de degrès, elle pourra alors actionner les réactions thermonuclaires lui permettant de ne pas s'effondrer sur elle même à cause de la gravitation. Une étoile est nait.
Une pouponnière d'étoiles:

Vie de l'étoile

Durant sa vie, l'étoile va devoir lutter contre sa propre force de gravitation qui s'exerce comme ceci.

En voyant ce schéma, on peut facilement imaginer que si elle ne fait rien, elle va s'écraser sur elle même se détruisant au risque de peut-être anéantir toute une population.
Cette force, comme on le sait, va compresser le gaz qui compose l'étoile et celui-ci va alors s'échauffer. En s'échauffant, il génère une énergie thermique, ce qui va l'aider à lutter contre son effondrement. Mais la force la plus importante a lieu dans le noyau sous forme de fusion thermonucléaire (qui est la réunion de deux atomes d'hydrogène qui "se transforment" en atome d'hélium en libérant de l'énergie) ce qui libère une grande quantité d'énergie permettant à l'étoile de ne pas s'effondrer.

Géante rouge

Ce paragraphe ne concerne que les étoiles les moins massives, c'est à dire environ de la taille de notre Soleil. Lorsque ces étoiles ont épuisé toutes leurs réserves en hydrogène, il ne reste qu'un noyau d'helium et elle ne dispose plus d'énergie nécessaire: elle va donc s'effondrer sur elle-même à cause de la gravitation. Cet effondrement va comprimer le noyau qui va voir sa température et sa pression augmentée. Cette chaleur va être évacuée sur l'enveloppe externe de l'étoile qui va se dilater jusqu'à devenir beaucoup plus grosse qu'une étoile normale. Nous avons donc ici une géante rouge.

Supergéante rouge

Nous allons maintenant voir le sort des étoiles plus massives (environ 8 fois plus grosses que le Soleil). Le fonctionnement est le même que pour les moins massives jusqu'à l'épuisement des réserves. A ce moment là, la gravitation va aussi prendre le dessus, mais étant beaucoup plus grosse, le noyau va augmenter très très vite en peu de temps ce qui va entrainer la fusion des éléments lourds qui ne peuvent résister à cette chaleur. Ces fusions vont entrainer une grande quantité d'énergie sous forme de chaleur. Ce qui va permettre la fusion d'éléments toujours plus lourd jusqu'au fer qui lui, ne peut fusionner. Le noyau, très compact, n'est composé que de fer et les couches extérieures se sont dilatées énormément. C'est une supergéante rouge.
Lorsque le noyau fer (l'élément le plus lourd) a atteint une masse limite (1,44 masses solaires), l'étoile va alors s'effondrer sous son propre poids.

Mort d'une étoile

Ici encore, le sort d'une étoile dépend de sa masse:
- si elle est inférieure 1,4 masses solaires, elle deviendra une naine blanche. Elle est le reste du coeur d'une géante rouge, il lui reste un peu de chaleur pour briller mais finira avec le temps par s'éteindre ce qui la rend difficile à détecter.
- si elle est comprise entre 1,4 et 3,2 masses solaires, elle se transformera en une étoile à neutron. Elle est le reste des supergéantes rouges, c'est une petite étoile très compacte qui tourne très rapidement sur elle même.
- si elle est supérieure à 3,2 masses solaires, elle donnera ces mystérieux astres que sont les trous noirs. Ceux ci résultent de l'effondrement total de l'étoile, ils sont invisibles et extrèmement massifs, souvent comparés à un animal affamé.

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