Domaine de l’astronomie

Les étoiles sont les objets astronomiques les plus reconnus, et représentent les éléments constitutifs les plus fondamentaux des galaxies. L’âge, la distribution et la composition des étoiles d’une galaxie retracent l’histoire, la dynamique et l’évolution de cette dernière. De plus, les étoiles sont responsables de la fabrication et de la distribution d’éléments lourds tels que le carbone, l’azote et l’oxygène, et leurs caractéristiques sont intimement liées aux caractéristiques des systèmes planétaires qui peuvent se regrouper autour d’elles. Par conséquent, l’étude de la naissance, de la vie et de la mort des étoiles est au cœur du domaine de l’astronomie.

Formation des étoiles
Les étoiles naissent dans les nuages de poussière et sont dispersées dans la plupart des galaxies. La nébuleuse d’Orion est un exemple familier de nuage de poussière. La turbulence au sein de ces nuages donne naissance à des nœuds dont la masse est suffisante pour que le gaz et la poussière puissent commencer à s’effondrer sous l’effet de leur propre attraction gravitationnelle. Lorsque le nuage s’effondre, la matière au centre commence à se réchauffer. Connue sous le nom de proto-étoile, c’est ce noyau chaud au cœur du nuage en effondrement qui deviendra un jour une étoile. Les modèles informatiques tridimensionnels de la formation des étoiles prédisent que les nuages de gaz et de poussières qui s’effondrent peuvent se briser en deux ou trois morceaux, ce qui expliquerait pourquoi la majorité des étoiles de la Voie lactée sont appariées ou en groupes d’étoiles multiples.

Lorsque le nuage s’effondre, un noyau dense et chaud se forme et commence à accumuler des poussières et du gaz. Toute cette matière ne finit pas par faire partie d’une étoile – la poussière restante peut devenir des planètes, des astéroïdes ou des comètes ou rester sous forme de poussière.

Dans certains cas, le nuage peut ne pas s’effondrer à un rythme régulier. En janvier 2004, un astronome amateur, James McNeil, a découvert une petite nébuleuse qui est apparue de façon inattendue près de la nébuleuse Messier 78, dans la constellation d’Orion. Lorsque des observateurs du monde entier ont pointé leurs instruments vers la nébuleuse de McNeil, ils ont trouvé quelque chose d’intéressant : sa luminosité semble varier. Les observations effectuées par l’observatoire à rayons X Chandra de la NASA ont fourni une explication probable : l’interaction entre le champ magnétique de la jeune étoile et le gaz environnant provoque des augmentations épisodiques de la luminosité.

Étoiles de la séquence principale
Une étoile de la taille de notre Soleil nécessite environ 50 millions d’années pour arriver à maturité, du début de l’effondrement à l’âge adulte. Notre Soleil restera dans cette phase de maturité (sur la séquence principale comme le montre le diagramme Hertzsprung-Russell) pendant environ 10 milliards d’années.

Les étoiles sont alimentées par la fusion nucléaire de l’hydrogène pour former de l’hélium dans leur intérieur. Le flux d’énergie provenant des régions centrales de l’étoile fournit la pression nécessaire pour empêcher l’étoile de s’effondrer sous son propre poids, et l’énergie par laquelle elle brille.

Comme le montre le diagramme de Hertzsprung-Russell, les étoiles de la séquence principale couvrent une large gamme de luminosités et de couleurs, et peuvent être classées selon ces caractéristiques. Les plus petites étoiles, appelées naines rouges, peuvent contenir aussi peu que 10 % de la masse du Soleil et n’émettre que 0,01 % d’énergie, brillant faiblement à des températures comprises entre 3000 et 4000K. Malgré leur taille réduite, les naines rouges sont de loin les étoiles les plus nombreuses de l’Univers et ont une durée de vie de plusieurs dizaines de milliards d’années.

D’autre part, les étoiles les plus massives, appelées hypergéantes, peuvent être 100 fois ou plus massives que le Soleil, et ont des températures de surface de plus de 30 000 K. Les hypergéantes émettent des centaines de milliers de fois plus d’énergie que le Soleil, mais ont des durées de vie de quelques millions d’années seulement. Bien que l’on pense que les étoiles extrêmes comme celles-ci étaient courantes au début de l’Univers, elles sont aujourd’hui extrêmement rares – l’ensemble de la galaxie de la Voie lactée ne contient qu’une poignée d’hypergéantes.

Les étoiles et leur destin
En général, plus une étoile est grande, plus sa durée de vie est courte, bien que toutes les étoiles, sauf les plus massives, vivent des milliards d’années. Lorsqu’une étoile a fait fondre tout l’hydrogène de son noyau, les réactions nucléaires cessent. Privé de la production d’énergie nécessaire pour le soutenir, le noyau commence à s’effondrer sur lui-même et devient beaucoup plus chaud. L’hydrogène est toujours disponible à l’extérieur du noyau, de sorte que la fusion de l’hydrogène se poursuit dans une enveloppe entourant le noyau. Le noyau de plus en plus chaud pousse également les couches extérieures de l’étoile vers l’extérieur, ce qui les fait se dilater et se refroidir, transformant l’étoile en une géante rouge.

Si l’étoile est suffisamment massive, le noyau qui s’effondre peut devenir assez chaud pour supporter des réactions nucléaires plus exotiques qui consomment de l’hélium et produisent divers éléments plus lourds jusqu’au fer. Cependant, de telles réactions n’offrent qu’un répit temporaire. Progressivement, les feux nucléaires internes de l’étoile deviennent de plus en plus instables – parfois brûlant furieusement, d’autres fois s’éteignant. Ces variations provoquent des pulsations de l’étoile et la projection de ses couches externes, s’enveloppant dans un cocon de gaz et de poussière. La suite des événements dépend de la taille du noyau.