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Tout ce que vous vouliez savoir sur les étoiles

Chanter doucement Twinkle, twinkle, little star peut endormir un bébé, mais au-delà des limites de l'atmosphère terrestre, les mots ne sont pas tout à fait exacts. Une interprétation correcte, bien que moins apaisante, pourrait être : Emit, emet, gigantesque boule de gaz.

Les étoiles sont d'énormes corps célestes constitués principalement d'hydrogène et d'hélium qui produisent de la lumière et de la chaleur à partir des forges nucléaires à l'intérieur de leur noyau. Mis à part notre soleil, les points de lumière que nous voyons dans le ciel sont tous à des années-lumière de la Terre. Ce sont les éléments constitutifs des galaxies, qui se comptent par milliards dans l'univers. Il est impossible de savoir combien d'étoiles existent, mais les astronomes estiment que dans notre seule galaxie, la Voie lactée, il y en a environ 300 milliards.


Une star est née

Le cycle de vie d'une étoile s'étend sur des milliards d'années. En règle générale, plus l'étoile est massive, plus sa durée de vie est courte.


La naissance a lieu à l'intérieur de nuages ​​de poussière à base d'hydrogène appelés nébuleuses. Au cours de milliers d'années, la gravité provoque l'effondrement de poches de matière dense à l'intérieur de la nébuleuse sous leur propre poids. L'une de ces masses de gaz en contraction, connue sous le nom de protoétoile, représente la phase naissante d'une étoile. Parce que la poussière dans les nébuleuses les obscurcit, les protoétoiles peuvent être difficiles à détecter pour les astronomes.

À mesure qu'une protoétoile devient plus petite, elle tourne plus vite en raison de la conservation du moment cinétique - le même principe qui fait accélérer un patineur en rotation lorsqu'il tire dans ses bras. L'augmentation de la pression crée une augmentation des températures, et pendant ce temps, une étoile entre dans ce que l'on appelle la phase T Tauri relativement brève.

Des millions d'années plus tard, lorsque la température du cœur grimpe à environ 27 millions de degrés Fahrenheit (15 millions de degrés Celsius), la fusion nucléaire commence, enflammant le cœur et déclenchant la prochaine - et la plus longue - étape de la vie d'une étoile, connue sous le nom de séquence principale. .

La plupart des étoiles de notre galaxie, y compris le soleil, sont classées dans la catégorie des étoiles de la séquence principale. Ils existent dans un état stable de fusion nucléaire, convertissant l'hydrogène en hélium et émettant des rayons X. Ce processus émet une énorme quantité d'énergie, gardant l'étoile chaude et brillante.


Tout ce qui brille

Certaines étoiles brillent plus que d'autres. Leur luminosité est un facteur de la quantité d'énergie qu'ils émettent - connue sous le nom de luminosité - et de leur distance par rapport à la Terre. La couleur peut aussi varier d'une étoile à l'autre car leurs températures ne sont pas toutes les mêmes. Les étoiles chaudes apparaissent blanches ou bleues, tandis que les étoiles plus froides semblent avoir des teintes orange ou rouges.

En traçant ces variables et d'autres sur un graphique appelé diagramme de Hertzsprung-Russell, les astronomes peuvent classer les étoiles en groupes. Outre la séquence principale et les étoiles naines blanches, d'autres groupes comprennent les naines, les géantes et les supergéantes. Les supergéantes peuvent avoir des rayons mille fois plus grands que celui de notre propre soleil.

Les stars passent 90% de leur vie dans leur phase de séquence principale. Aujourd'hui âgé d'environ 4,6 milliards d'années, le soleil de la Terre est considéré comme une naine jaune de taille moyenne, et les astronomes prédisent qu'il restera dans sa séquence principale pendant plusieurs milliards d'années.

Au fur et à mesure que les étoiles approchent de la fin de leur vie, une grande partie de leur hydrogène a été convertie en hélium. L'hélium coule au cœur de l'étoile et élève la température de l'étoile, provoquant l'expansion de sa coquille extérieure de gaz chauds. Ces grandes étoiles gonflantes sont connues sous le nom de géantes rouges. Mais la vie d'une étoile peut se terminer de différentes manières, et son sort dépend de sa masse.

La phase de géante rouge est en fait un prélude à une étoile perdant ses couches externes et devenant un petit corps dense appelé naine blanche. Les naines blanches se refroidissent pendant des milliards d'années. Certaines, si elles existent dans le cadre d'un système d'étoiles binaires, peuvent recueillir l'excès de matière de leurs étoiles compagnes jusqu'à ce que leurs surfaces explosent, déclenchant une nova brillante. Finalement, toutes les naines blanches deviennent sombres et cessent de produire de l'énergie. À ce stade, que les scientifiques n'ont pas encore observé, elles sont connues sous le nom de naines noires.

Big Bang

Les étoiles massives évitent cette voie évolutive et s'éteignent à la place en explosant en supernovae. Bien qu'elles puissent sembler être des géantes rouges gonflantes à l'extérieur, leurs noyaux se contractent en fait, devenant finalement si denses qu'ils s'effondrent, provoquant l'explosion de l'étoile. Ces sursauts catastrophiques laissent derrière eux un petit noyau qui peut devenir une étoile à neutrons ou même, si le reste est suffisamment massif, un trou noir.

Étant donné que certaines supernovae ont un schéma prévisible de destruction et de luminosité résultante, les astronomes peuvent les utiliser comme "bougies standard", ou outils de mesure astronomique, pour les aider à mesurer les distances dans l'univers et à calculer son taux d'expansion.


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