Classification des étoiles

Pensez à la façon dont la couleur d’un morceau de métal change avec la température. Une bobine de cuisinière électrique commencera en noir, mais avec la chaleur ajoutée commencera à rougeoyer. Avec plus de chaleur, la bobine devient rouge, puis orange. À des températures extrêmement élevées, le serpentin devient blanc-jaune, voire bleu-blanc (il est difficile d’imaginer un serpentin de cuisinière chauffant aussi chaud). La couleur d’une étoile est également déterminée par la température de la surface de l’étoile. Les étoiles relativement fraîches sont les étoiles rouges, les étoiles les plus chaudes sont oranges ou jaunes et les étoiles extrêmement chaudes, les couleurs bleu ou bleu-blanc. La couleur est le moyen le plus courant de classer les étoiles. Pour la plupart des étoiles, la température de surface est également liée à la taille. Les grandes étoiles produisent plus d’énergie, donc leurs surfaces sont plus chaudes. Ces étoiles tendent vers le blanc bleuâtre. Les petites étoiles produisent moins d’énergie. Leurs surfaces sont moins chaudes et ont donc tendance à être jaunâtres.

Les étoiles ont un cycle de vie qui s’exprime de la même manière que le cycle de vie d’un être vivant: elles naissent, grandissent, changent avec le temps et finissent par mourir. La plupart des étoiles changent de taille, de couleur et de classe au moins une fois dans leur vie. Ce que les astronomes savent sur le cycle de vie des étoiles, c’est grâce aux données recueillies par les télescopes visuels, radiophoniques et à rayons X.

La séquence principale

Pendant la majeure partie de la vie d’une étoile, la fusion nucléaire dans le noyau produit de l’hélium à partir d’hydrogène. Une étoile à ce stade est une étoile de séquence principale . Ce terme vient du diagramme de Hertzsprung-Russell montré ici.

Pour les étoiles de la séquence principale, la température est directement liée à la luminosité. Une étoile est sur la séquence principale tant qu’elle est capable d’équilibrer la force de gravité intérieure avec la force extérieure de la fusion nucléaire dans son noyau. Plus une étoile est massive, plus elle doit brûler de l’hydrogène pour éviter l’effondrement gravitationnel. Parce qu’elles consomment plus de carburant, les étoiles plus massives ont des températures plus élevées. Les étoiles massives manquent également d’hydrogène plus tôt que les étoiles plus petites. Notre Soleil est une étoile de la séquence principale depuis environ 5 milliards d’années et continuera sur la séquence principale pendant environ 5 milliards d’années. De très grosses étoiles peuvent figurer sur la séquence principale pendant seulement 10 millions d’années. De très petites étoiles peuvent durer des dizaines, voire des centaines de milliards d’années.

Géantes rouges et naines blanches

Lorsqu’une étoile commence à utiliser son hydrogène, elle fusionne des atomes d’hélium en atomes plus lourds tels que le carbone. Une étoile géante bleue a épuisé son combustible d’hydrogène et constitue une phase de transition. Lorsque les éléments légers sont en grande partie épuisés, l’étoile ne peut plus résister à la gravité et commence à s’effondrer vers l’intérieur. Les couches extérieures de l’étoile se développent et refroidissent. L’étoile plus grande et plus froide vire au rouge et s’appelle donc une géante rouge. Éventuellement, une géante rouge brûle tout l’hélium dans son noyau. Qu’est-ce qui se passe ensuite dépend de la taille de l’étoile. Une étoile typique, telle que le Soleil, arrête complètement la fusion. L’effondrement gravitationnel rétrécit le noyau de l’étoile en un objet blanc et brillant de la taille de la Terre, appelé naine blanche . Une naine blanche disparaîtra finalement.

Supergéantes et Supernovas

Une étoile à court d’hélium finira sa vie de façon beaucoup plus dramatique. Lorsque des étoiles très massives quittent la séquence principale, elles deviennent des super-géantes rouges. Contrairement à une géante rouge, lorsque la totalité de l’hélium d’une supergéante rouge a disparu, la fusion se poursuit. Des atomes plus légers fusionnent pour former des atomes plus lourds, voire des atomes de fer. La création d’éléments plus lourds que le fer par le biais de la fusion consomme plus d’énergie qu’elle n’en produit, de sorte que les étoiles ne forment généralement pas d’éléments plus lourds. Lorsqu’il ne reste plus aucun élément à fusionner pour l’étoile, le noyau succombe à la gravité et s’effondre, créant une explosion violente appelée supernova. Une explosion de supernova contient tellement d’énergie que les atomes peuvent fusionner pour produire des éléments plus lourds tels que l’or, l’argent et l’uranium. Une supernova peut briller aussi rapidement que toute une galaxie. Tous les éléments ayant un numéro atomique supérieur à celui du lithium ont été créés par fusion nucléaire dans les étoiles.

Etoiles à neutrons et trous noirs

.Après une explosion de supernova, le matériau restant dans le noyau est extrêmement dense. Si le noyau est inférieur à environ quatre fois la masse du Soleil, l’étoile devient une étoile à neutrons. Une étoile à neutrons est presque entièrement composée de neutrons, de particules relativement grosses sans charge électrique. Si le noyau qui reste après une supernova a une masse supérieure à environ cinq fois la masse du Soleil, il s’effondre en un trou noir. Les trous noirs sont si denses que même la lumière ne peut échapper à leur gravité. Sans lumière, un trou noir ne peut pas être observé directement. Mais un trou noir peut être identifié par l’effet qu’il a sur les objets qui l’entourent et par le rayonnement qui s’échappe par ses bords.


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