23 : La mort des étoiles
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Les étoiles meurent-elles d'un coup ou d'un gémissement ? Dans les deux chapitres précédents, nous avons suivi l'histoire de la vie des étoiles, depuis leur naissance jusqu'à leur mort. Nous sommes maintenant prêts à explorer les moyens par lesquels les étoiles mettent fin à leur vie. Tôt ou tard, chaque étoile épuise sa réserve d'énergie nucléaire. Sans source de pression interne pour équilibrer le poids des couches supérieures, chaque étoile finit par céder la place à l'attraction inexorable de la gravité et s'effondre sous son propre poids. En suivant la distinction approximative faite dans le dernier chapitre, nous aborderons séparément l'évolution en fin de vie des étoiles de masse inférieure et supérieure. Ce qui détermine le résultat, qu'il s'agisse d'un bruit ou d'un gémissement, c'est la masse de l'étoile lorsqu'elle est prête à mourir, et non la masse avec laquelle elle est née. Comme nous l'avons noté dans le dernier chapitre, les étoiles peuvent perdre beaucoup de masse à un âge moyen ou avancé.
- 23.1 : La mort des étoiles de faible masse
- Au cours de leur évolution, les étoiles perdent leur couche extérieure et perdent une fraction significative de leur masse initiale. Les étoiles dont la masse est inférieure ou égale à 8 mSun peuvent perdre suffisamment de masse pour devenir des naines blanches, dont la masse est inférieure à la limite de Chandrasekhar (environ 1,4 mSun). La pression exercée par les électrons dégénérés empêche les naines blanches de se contracter pour atteindre des diamètres encore plus petits. Finalement, les naines blanches se refroidissent pour devenir des naines noires, des vestiges stellaires composés principalement de carbone, d'oxygène et de néon.
- 23.2 : L'évolution des étoiles massives : une finition explosive
- Dans une étoile massive, la fusion de l'hydrogène dans le cœur est suivie de plusieurs autres réactions de fusion impliquant des éléments plus lourds. Juste avant d'épuiser toutes les sources d'énergie, une étoile massive possède un noyau de fer entouré de couches de silicium, de soufre, d'oxygène, de néon, de carbone, d'hélium et d'hydrogène. La fusion du fer nécessite de l'énergie (plutôt que de la libérer). Si la masse du noyau de fer d'une étoile dépasse la limite de Chandrasekhar (mais est inférieure à 3 mSun), le noyau s'effondre jusqu'à ce que sa densité dépasse celle d'un ato
- 23.3 : Observations de supernovas
- Une supernova apparaît en moyenne tous les 25 à 100 ans dans la Voie lactée. Malgré tout, aucune supernova de notre Galaxie n'a été observée depuis la Terre depuis l'invention du télescope. Cependant, une supernova voisine (SN 1987A) a été observée dans une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. L'étoile qui a évolué pour devenir SN 1987A a commencé sa vie en tant que supergéante bleue, a évolué pour devenir une supergéante rouge et est redevenue une supergéante bleue au moment de son explosion. Études du SN 1
- 23.4 : Les pulsars et la découverte des étoiles à neutrons
- Au moins certaines supernovae laissent derrière elles une étoile à neutrons hautement magnétique à rotation rapide, qui peut être observée sous la forme d'un pulsar si son faisceau de particules en fuite et de rayonnement focalisé pointe vers nous. Les pulsars émettent des impulsions de rayonnement rapides à intervalles réguliers ; leurs périodes sont comprises entre 0,001 et 10 secondes. L'étoile à neutrons en rotation agit comme un phare, balayant son faisceau en cercle et nous donnant une impulsion de rayonnement lorsque le faisceau balaie la Terre. En vieillissant, les pulsars perdent de l'énergie
- 23.5 : L'évolution des systèmes stellaires binaires
- Lorsqu'une étoile naine blanche ou à neutrons fait partie d'un système stellaire binaire proche, son étoile compagne peut lui transférer de la masse. La matière qui tombe progressivement sur une naine blanche peut exploser en une soudaine explosion de fusion et former une nova. Si de la matière tombe rapidement sur une naine blanche, elle peut la pousser au-delà de la limite de Chandrasekhar et la faire exploser complètement sous forme de supernova de type Ia. Un autre mécanisme possible pour une supernova de type Ia est la fusion de deux naines blanches. La matière qui tombe sur une étoile à neutrons peut
- 23.6 : Le mystère des sursauts gamma
- Les sursauts gamma durent d'une fraction de seconde à quelques minutes. Ils viennent de toutes les directions et on sait aujourd'hui qu'ils sont associés à des objets très éloignés. L'énergie provient très probablement d'un faisceau et, pour ceux que nous pouvons détecter, la Terre se trouve dans la direction du faisceau. Les sursauts de longue durée (qui durent plus de quelques secondes) proviennent d'étoiles massives dont les couches extérieures d'hydrogène sont absentes et qui explosent sous forme de supernovae. Les sursauts de courte durée sont considérés comme des fusions de cadavres stellaires (étoiles à neutrons ou
Miniature : Cette remarquable photo de NGC 3603, une nébuleuse de la Voie lactée, a été prise avec le télescope spatial Hubble. Cette image illustre le cycle de vie des étoiles. Dans la moitié inférieure de l'image, nous voyons des nuages de poussière et de gaz, où il est probable que la formation d'étoiles se produira dans un avenir proche. Près du centre se trouve un amas de jeunes étoiles massives et chaudes qui n'ont que quelques millions d'années. Au-dessus et à droite de l'amas se trouve une étoile isolée entourée d'un anneau de gaz. Perpendiculaires à l'anneau et de chaque côté de celui-ci, se trouvent deux gouttes de gaz bleutées. L'anneau et les gouttes ont été éjectés par l'étoile, qui touche à la fin de sa vie (source : modification des travaux de la NASA, Wolfgang Brandner (JPL/IPAC), Eva K. Grebel (Université de Washington), You-Hua Chu (Université de l'Illinois Urbana-Champaign)).