22 : Les stars de l'adolescence à la vieillesse
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Le Soleil et les autres étoiles ne peuvent pas durer éternellement. Ils finiront par épuiser leur combustible nucléaire et cesseront de briller. Mais comment évoluent-ils au cours de leur longue durée de vie ? Et que signifient ces changements pour l'avenir de la Terre ?
Nous passons maintenant de la naissance des étoiles au reste de leur histoire de vie. Ce n'est pas une tâche facile car les étoiles vivent beaucoup plus longtemps que les astronomes. Nous ne pouvons donc pas espérer voir l'histoire de la vie d'une étoile se dérouler sous nos yeux ou sous nos télescopes. Pour en savoir plus sur leur vie, nous devons sonder le plus grand nombre possible d'habitants stellaires de la Galaxie. Avec minutie et un peu de chance, nous pouvons en attraper au moins quelques-uns à chaque étape de leur vie. Comme vous l'avez appris, les étoiles possèdent de nombreuses caractéristiques différentes, les différences résultant parfois de leurs différentes masses, températures et luminosités, et parfois de changements qui se produisent à mesure qu'elles vieillissent. En combinant observation et théorie, nous pouvons utiliser ces différences pour reconstituer l'histoire de la vie d'une étoile.
- 22.1 : Évolution de la séquence principale aux géantes rouges
- Lorsque les étoiles commencent à fusionner de l'hydrogène en hélium, elles se situent dans la séquence principale de l'âge zéro. Le temps qu'une étoile passe dans la phase de séquence principale dépend de sa masse. Les étoiles plus massives terminent chaque étape de leur évolution plus rapidement que les étoiles de masse inférieure. La fusion de l'hydrogène pour former de l'hélium modifie la composition intérieure d'une étoile, ce qui entraîne des modifications de sa température, de sa luminosité et de son rayon.
- 22.2 : Accumuls d'étoiles
- Les amas d'étoiles constituent l'un des meilleurs tests de nos calculs sur ce qui se passe lorsque les étoiles vieillissent. Les étoiles d'un amas donné se sont formées à peu près au même moment et ont la même composition, de sorte qu'elles diffèrent principalement par leur masse et donc par leur stade de vie. Il existe trois types d'amas d'étoiles : globulaires, ouverts et associatifs. Les amas globulaires ont un diamètre de 50 à 450 années-lumière, contiennent des centaines de milliers d'étoiles et sont répartis dans un halo autour de la Galaxie.
- 22.3 : Vérifier la théorie
- Le diagramme H—R des étoiles d'un amas change systématiquement à mesure que l'amas vieillit. Les étoiles les plus massives évoluent le plus rapidement. Dans les groupes et associations les plus jeunes, les étoiles bleues très lumineuses se trouvent dans la séquence principale ; les étoiles ayant les masses les plus faibles se situent à droite de la séquence principale et continuent de se contracter vers celle-ci. Au fil du temps, les étoiles dont la masse diminue progressivement s'éloignent de la séquence principale (ou la désactivent).
- 22.4 : La poursuite de l'évolution des étoiles
- Une fois que les étoiles sont devenues des géantes rouges, leur cœur finit par devenir suffisamment chaud pour produire de l'énergie en fusionnant de l'hélium pour former du carbone (et parfois un peu d'oxygène). La fusion de trois noyaux d'hélium produit du carbone par le biais du processus triple-alpha. Le début rapide de la fusion de l'hélium au cœur d'une étoile de faible masse est appelé flash d'hélium. Ensuite, l'étoile devient stable et réduit brièvement sa luminosité et sa taille.
- 22.5 : L'évolution d'étoiles plus massives
- Dans les étoiles dont la masse est supérieure à 8 masses solaires, les réactions nucléaires impliquant du carbone, de l'oxygène et des éléments encore plus lourds peuvent former des noyaux aussi lourds que le fer. La création de nouveaux éléments chimiques s'appelle la nucléosynthèse. Les derniers stades de l'évolution se produisent très rapidement. En fin de compte, toutes les étoiles doivent utiliser toutes les sources d'énergie disponibles. Au cours de leur mort, la plupart des étoiles éjectent de la matière, enrichie en éléments lourds, dans l'espace interstellaire où elle peut être utilisée pour former de nouvelles étoiles.
Vignette : Au cours des dernières phases de l'évolution stellaire, les étoiles expulsent une partie de leur masse, qui retourne dans le milieu interstellaire pour former de nouvelles étoiles. Cette image du télescope spatial Hubble montre une étoile en perte de masse. Connue sous le nom de Menzel 3, ou nébuleuse des fourmis, cette magnifique région de gaz expulsés se trouve à environ 3 000 années-lumière du Soleil. Nous voyons une étoile centrale qui a éjecté de la masse de préférence dans deux directions opposées. L'objet mesure environ 1,6 année-lumière de long. L'image est codée par couleur : le rouge correspond à une raie d'émission de soufre, le vert à l'azote, le bleu à l'hydrogène et le bleu/violet à l'oxygène. (source : modification des travaux de la NASA, de l'ESA et de l'équipe Hubble Heritage (STSci/Aura))