La vie et la mort d’une étoile

Les étoiles durent longtemps, mais elles finissent par mourir. L’énergie qui compose les étoiles, certains des objets les plus grands que nous ayons jamais étudiés, provient de l’interaction des atomes individuels. Ainsi, pour comprendre les objets les plus grands et les plus puissants de l’univers, nous devons comprendre les plus fondamentaux. Puis, lorsque la vie de l’étoile se termine, ces principes de base entrent à nouveau en jeu pour décrire ce qui arrivera ensuite à l’étoile. Les astronomes étudient divers aspects des étoiles pour déterminer leur âge ainsi que leurs autres caractéristiques. Cela les aide également à comprendre les processus de vie et de mort qu’ils connaissent.

La naissance d’une étoile

Les étoiles ont mis beaucoup de temps à se former, car les gaz qui dérivent dans l’univers sont attirés par la force de gravité. Ce gaz est principalement de l’hydrogène, car c’est l’élément le plus fondamental et le plus abondant de l’univers, bien qu’une partie du gaz puisse être constituée d’autres éléments. Une quantité suffisante de ce gaz commence à se rassembler sous l’effet de la gravité et chaque atome tire sur tous les autres atomes.

Cette force gravitationnelle est suffisante pour forcer les atomes à entrer en collision les uns avec les autres, ce qui génère de la chaleur. En fait, lorsque les atomes entrent en collision, ils vibrent et se déplacent plus rapidement (c’est, après tout, ce qu’est réellement l’énergie thermique : le mouvement atomique). Au final, ils deviennent si chauds et les atomes individuels ont tellement d’énergie cinétique que lorsqu’ils entrent en collision avec un autre atome (qui a également beaucoup d’énergie cinétique), ils ne se contentent pas de rebondir les uns sur les autres.

Avec suffisamment d’énergie, les deux atomes entrent en collision et le noyau de ces atomes fusionne. N’oubliez pas qu’il s’agit principalement d’hydrogène, ce qui signifie que chaque atome contient un noyau avec un seul proton. Lorsque ces noyaux fusionnent (un processus connu, comme il se doit, sous le nom de fusion nucléaire), le noyau qui en résulte possède deux protons, ce qui signifie que le nouvel atome créé est de l’hélium. Les étoiles peuvent également fusionner des atomes plus lourds, comme l’hélium, pour former des noyaux atomiques encore plus grands. (Ce processus, appelé nucléosynthèse, est censé être le nombre d’éléments de notre univers qui ont été formés).

Le brûlage d’une étoile

Ainsi, les atomes (souvent l’élément hydrogène) à l’intérieur de l’étoile entrent en collision, passant par un processus de fusion nucléaire, qui génère de la chaleur, des radiations électromagnétiques (y compris de la lumière visible) et de l’énergie sous d’autres formes, telles que des particules à haute énergie. Cette période de combustion atomique est ce que la plupart d’entre nous considèrent comme la vie d’une étoile, et c’est dans cette phase que nous voyons le plus d’étoiles dans le ciel.

Cette chaleur génère une pression – un peu comme le chauffage de l’air à l’intérieur d’un ballon crée une pression sur la surface du ballon (analogie grossière) – qui pousse les atomes à l’écart. Mais n’oubliez pas que la gravité essaie de les rassembler. Finalement, l’étoile atteint un équilibre où l’attraction de la gravité et la pression répulsive s’équilibrent, et pendant cette période, l’étoile brûle de façon relativement stable.

Jusqu’à ce qu’il soit à court de carburant, c’est-à-dire.

Le refroidissement d’une étoile

Lorsque le combustible hydrogène d’une étoile se transforme en hélium et en certains éléments plus lourds, il faut de plus en plus de chaleur pour provoquer la fusion nucléaire. La masse d’une étoile joue un rôle dans le temps qu’il faut pour « brûler » le combustible. Les étoiles plus massives utilisent leur combustible plus rapidement car il faut plus d’énergie pour contrecarrer la force gravitationnelle plus importante. (Ou, en d’autres termes, la force gravitationnelle plus importante fait que les atomes entrent en collision plus rapidement). Alors que notre soleil durera probablement pendant environ 5 milliards d’années, les étoiles plus massives pourraient ne durer que cent millions d’années avant d’épuiser leur combustible.

Lorsque le carburant de l’étoile commence à s’épuiser, l’étoile commence à produire moins de chaleur. Sans la chaleur nécessaire pour contrer la force gravitationnelle, l’étoile commence à se contracter.

Mais tout n’est pas perdu ! N’oubliez pas que ces atomes sont constitués de protons, de neutrons et d’électrons, qui sont des fermions. L’une des règles régissant les fermions s’appelle le principe d’exclusion de Pauli, qui stipule que deux fermions ne peuvent pas occuper le même « état », ce qui est une façon fantaisiste de dire qu’il ne peut pas y avoir plus d’un fermion identique au même endroit faisant la même chose. (Les fermions, par contre, ne rencontrent pas ce problème, qui est en partie la raison pour laquelle les lasers à photons fonctionnent).

Il en résulte que le principe d’exclusion de Pauli crée une autre légère force répulsive entre les électrons, qui peut aider à contrer l’effondrement d’une étoile, la transformant en naine blanche. C’est le physicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar qui l’a découvert en 1928.

Un autre type d’étoile, l’étoile à neutrons, naît lorsqu’une étoile s’effondre et que la répulsion neutronique contrecarre l’effondrement gravitationnel.

Cependant, toutes les étoiles ne deviennent pas des naines blanches ou même des étoiles à neutrons. Chandrasekhar a réalisé que certaines étoiles auraient des destins très différents.

La mort d’une étoile

Chandrasekhar a déterminé qu’une étoile plus massive qu’environ 1,4 fois notre soleil (une masse appelée la limite de Chandrasekhar) ne pourrait pas se soutenir contre sa propre gravité et s’effondrerait en une naine blanche. Les étoiles dont la masse est jusqu’à trois fois celle de notre soleil deviendraient des étoiles à neutrons.

Au-delà, cependant, il y a tout simplement trop de masse pour que l’étoile puisse contrecarrer l’attraction gravitationnelle par le principe d’exclusion. Il est possible que lorsque l’étoile meurt, elle passe par une supernova, expulsant suffisamment de masse dans l’univers pour qu’elle tombe en dessous de ces limites et devienne un de ces types d’étoiles… mais si ce n’est pas le cas, que se passe-t-il alors ?

Dans ce cas, la masse continue à s’effondrer sous l’effet des forces gravitationnelles jusqu’à ce qu’un trou noir se forme.

Et c’est ce que vous appelez la mort d’une étoile.