Processus de formation d’étoiles et exemples

Publié le 18 janvier, 2024

Formation d’étoiles

La formation des étoiles est le processus le plus ancien de l’univers. Les étoiles se forment lorsque d’énormes nuages ​​de gaz et de poussière s’effondrent sous l’influence gravitationnelle. Ces énormes nuages ​​de gaz sont appelés nébuleuses. Des nébuleuses spécifiquement stellaires.

Après l’effondrement d’une nébuleuse, elle forme une protoétoile. Les protoétoiles sont des sphères de gaz encore comprimées par la gravité. Ce processus de compression crée d’énormes quantités de chaleur et de pression. Les protoétoiles sont entourées d’un disque de poussière et de gaz. Ces protoétoiles continueront à accumuler du gaz jusqu’à ce que tout le gaz soit collecté ou que la gravité ne puisse plus comprimer la sphère. Si la gravité ne parvient plus à comprimer la sphère, cela signifie que la protoétoile dont les atomes de gaz en son noyau ont réalisé la fusion nucléaire. Une fois qu’une étoile atteint la fusion nucléaire, elle quitte la phase proto-étoile et entre dans la phase de séquence principale de son cycle de vie. La séquence principale est obtenue lorsque la pression extérieure créée par la fusion nucléaire est égale à la pression intérieure créée par la gravité. Si une étoile ne parvient pas à fusionner nucléaire avant de ne plus pouvoir accumuler de gaz, elle sera une naine brune.

Ce diagramme illustre les phases de formation stellaire, du nuage de poussière jusqu’à la mort.

Diagramme de formation d'étoiles

  • Naine brune – Une naine brune est un objet qui est une étoile ratée. À un moment donné, c’était une protoétoile et elle a subi le processus de formation d’étoiles. Une naine brune échouera dans ce processus si elle n’accumule pas suffisamment de gaz pour forcer les atomes à fusionner nucléaire en raison de la pression gravitationnelle. Cela se produit lorsque la source de gaz est épuisée prématurément. Lorsque cela se produit, la naine brune commence à se refroidir. Ces objets ont une masse d’environ 12 à 18 masses de Jupiter ; trop grande pour être une planète mais trop petite pour être une étoile. Ils constituent la classe des objets célestes entre ces deux catégories.
  • Étoiles T-Tauri: Ces étoiles sont des étoiles nouvellement nées qui viennent de sortir de la phase protoétoile et sont entrées dans la séquence principale. Elles ont moins de 10 millions d’années et sont des étoiles non géantes.

  • Étoiles de la séquence principale – La séquence principale est la phase majeure de la vie de l’étoile.
    La majorité de la vie de la star se déroule à ce stade. Au cours de la séquence principale, l’étoile brûlera son combustible grâce au processus de fusion nucléaire. Les plus petites étoiles sont toutes encore dans leur séquence principale. Ces étoiles naines rouges peuvent vivre des centaines de milliards, voire un billion d’années. Les étoiles les plus géantes ne peuvent conserver leur étage de séquence principale que pendant 10 millions d’années. Le Soleil se situe quelque part entre ces deux extrêmes, avec une espérance de vie de 10 milliards d’années. Lorsqu’une étoile sort de la séquence principale, elle commence à gonfler et entre dans une phase géante. Avant que cela n’arrive, l’étoile se compressera. Cette compression est due au fait que l’étoile manque de carburant et que la gravité devient plus forte que la pression extérieure créée par la fusion nucléaire. Lorsqu’une étoile brûle de l’hydrogène (l’élément le plus léger) par fusion nucléaire, elle produit de l’hélium (le deuxième élément le plus léger). Lorsque l’étoile n’a plus d’hydrogène, sa taille se contracte en raison de la pression gravitationnelle. Cette pression interne accrue permet à l’étoile de fusionner des atomes d’hélium, créant ainsi des éléments plus lourds. Lorsque l’étoile épuise son hélium, elle se comprime encore plus et commence à brûler ces nouveaux éléments plus lourds. Dans les étoiles de faible masse, ce processus se poursuit jusqu’à atteindre l’oxygène. Dans les étoiles comme le Soleil, ou légèrement plus grandes, ce processus se poursuit jusqu’à ce qu’elles atteignent la production de magnésium. Ces étoiles de masse inférieure et moyenne ne peuvent fusionner que des éléments légers. Les éléments plus lourds nécessitent une immense pression gravitationnelle pour forcer les atomes à fusionner. Une fois que ces étoiles auront atteint leurs limites, elles gonfleront et deviendront
    des géantes rouges. Ce gonflement résulte de la chaleur supplémentaire créée par la combustion d’éléments plus lourds que l’hydrogène. Finalement, les étoiles gonfleront au point que leurs couches externes s’éloigneront du noyau de l’étoile. Cela crée une nébuleuse planétaire et laisse derrière elle le noyau de l’étoile, désormais appelé naine blanche. C’est le sort de la majorité de la plupart des étoiles de l’univers et de notre galaxie.

  • Naines blanches – Les naines blanches sont les noyaux morts des étoiles non géantes.
    Ces restes sont denses et brilleront faiblement et continueront à refroidir jusqu’à ce qu’ils deviennent noirs. À ce stade, les naines blanches deviendront des naines noires. Actuellement, il n’existe aucune naine noire, car la phase naine blanche peut durer des milliards d’années. Lorsqu’on y ajoute la durée de vie de l’étoile d’origine, la période totale allant de la naissance de l’étoile à la naine noire est supérieure à l’âge de l’univers.
  • Géantes – Les étoiles géantes sont considérées comme des étoiles ayant une masse de 8 masses solaires ou plus. Cela signifie qu’une étoile géante possède au moins 8 fois la quantité totale de matière que possède notre Soleil. Notre Soleil est en fait une étoile supérieure à la moyenne, ayant une masse 10 fois supérieure à celle d’une étoile moyenne. Cela signifie que les étoiles géantes sont véritablement « géantes ». Ces étoiles brûlent leur carburant à des vitesses extrêmement élevées, car leur force gravitationnelle est si forte que l’hydrogène contenu dans leur noyau fusionne rapidement. Les étoiles géantes ne peuvent vivre que de 10 à 100 millions d’années. C’est extrêmement court si on le compare à la durée de vie des étoiles non géantes. Par exemple, la durée de vie du Soleil est de 10 milliards d’années. L’espérance de vie d’une naine rouge peut atteindre 1 000 milliards d’années.

  • Supergéantes – Les étoiles géantes ont une mort plus extravagante.
    Les étoiles au moins huit fois plus massives que le Soleil se transformeront en
    supergéantes rouges. Lors de leur formation, ces supergéantes subissent le même processus que les étoiles de masse inférieure. Ils brûlent leur hydrogène en hélium, créant ainsi des éléments plus lourds. La différence est que les étoiles de masse plus élevée ne s’arrêtent pas à la production de magnésium. Ces étoiles peuvent fusionner le magnésium ; cependant, une fois qu’ils atteignent le fer, ils atteignent leur limite. Le fer est un élément qui ne peut pas être fusionné au cœur d’une étoile. Une fois le fer produit, l’étoile ne peut plus maintenir la fusion nucléaire. La force de gravité dépasse la pression résiduelle résultant de la fusion nucléaire. En une seconde littérale, les couches externes entières de l’étoile se compriment et percutent le noyau de l’étoile. Cela se produit avec une telle force qu’ils rebondissent sur le noyau avec suffisamment de force pour créer l’événement le plus puissant de l’univers: une supernova. Cet événement conduit à la création de tous les éléments plus lourds que le fer. Ce processus crée également l’une des deux choses suivantes: une étoile à neutrons ou un trou noir. Les étoiles qui avaient initialement une masse de 8 à 19 fois celle du soleil deviendront des étoiles à neutrons. Les étoiles d’une masse égale ou supérieure à 20 fois celle du Soleil deviendront des trous noirs.

Une étoile à neutrons est un reste d’étoile incroyablement dense. Malgré son nom, une étoile à neutrons n’est pas une vraie étoile. Il ne subit pas de fusion nucléaire. Il s’agit du noyau comprimé d’une étoile qui reste après une supernova. Les étoiles à neutrons peuvent avoir des caractéristiques différentes selon leur âge depuis la supernova ; cependant, ils partagent tous un trait, quel que soit leur âge: ils sont incroyablement denses. Une cuillère à soupe de matière provenant de la surface d’une étoile à neutrons est si dense qu’elle pèserait autant que le mont Everest.

Un trou noir, c’est lorsque la masse et la matière ont été compressées en un seul point unidimensionnel dans l’espace. Toute matière qui pénètre dans le trou noir est déchirée puis compressée.

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De quoi est faite une étoile?

Les étoiles sont principalement constituées d’hydrogène gazeux. Lorsque ces étoiles entrent dans la séquence principale, elles commencent à créer de l’hélium. Les étoiles auront également de petites concentrations d’autres éléments. Lorsque les étoiles entrent dans leur phase géante, elles commencent à produire d’autres éléments plus lourds que l’hélium. Il est théorisé que les premières étoiles étaient constituées uniquement d’hydrogène et d’hélium et de traces de lithium ; cependant, ces étoiles n’ont pas encore été observées avec des télescopes, il s’agit donc encore d’une théorie. La composition des étoiles peut être directement liée à leur âge.

  • Hydrogène et hélium: les étoiles avec une concentration dans la séquence principale de 99,9 % ou plus en hydrogène et en hélium sont les étoiles les plus anciennes. Ces étoiles sont constituées du gaz primordial de l’univers et existaient avant que les supernovas ne puissent joncher l’univers d’éléments plus lourds.
  • Oxygène, magnésium, carbone et autres métaux légers : les étoiles qui contiennent ces éléments avec une concentration totale dans la séquence principale comprise entre 0,1 et 1 % sont des étoiles d’âge moyen. Les étoiles dont la concentration est supérieure à 1 % sont les étoiles les plus jeunes. Il est théorisé que les étoiles seront composées d’éléments métalliques à des concentrations supérieures à 3 % dans un avenir lointain. Cela serait dû à l’épuisement de l’hydrogène provoqué par la formation d’étoiles plus anciennes.


Les nébuleuses sont l’endroit où les étoiles se forment et où l’on trouve les étoiles mortes. Ce sont d’énormes nuages ​​de gaz et de poussière. Il existe deux types de nébuleuses, stellaires et planétaires.

Une nébuleuse stellaire est la plus massive des deux. C’est un nuage massif pouvant former plusieurs étoiles. Ces nuages ​​contiennent de l’hydrogène, le carburant nécessaire à la formation des étoiles. La nébuleuse stellaire la plus célèbre est connue sous le nom de « Piliers de la Création » et a créé jusqu’à présent plus de 7 000 étoiles.

Cette photographie montre la nébuleuse stellaire connue sous le nom de Piliers de la Création. Cette nébuleuse est le berceau de plus de 7 000 étoiles et peut encore en fabriquer des milliers d’autres.

Les piliers de la création

Les nébuleuses planétaires sont le résultat direct de la mort d’une étoile. Ceux-ci sont plus petits mais néanmoins très grands, s’étendant sur quelques années-lumière. Ces nébuleuses planétaires peuvent produire des planètes (cependant, ce n’est pas la principale méthode de formation planétaire) et peuvent se combiner avec d’autres nébuleuses pour amorcer les générations futures de formation d’étoiles. Les nébuleuses planétaires auront un aspect différent selon leur étoile d’origine. Une nébuleuse créée à partir d’une étoile de masse inférieure créera une nébuleuse plus petite et paraîtra moins spectaculaire. Une nébuleuse planétaire créée à partir d’une supernova s’étendra sur des années-lumière. L’exemple le plus célèbre est la nébuleuse du Crabe, créée à partir d’une supernova il y a 1000 ans.

Cette image montre la nébuleuse planétaire la plus connue, la nébuleuse du Crabe. Cette nébuleuse a été formée à partir d’une supernova survenue en 1054, documentée par les astronomes chinois.

Nébuleuse du Crabe


Les protoétoiles sont créées lorsque le gaz d’une nébuleuse s’effondre en une sphère. Ce gaz subit toujours une compression gravitationnelle et la protoétoile n’a pas encore développé la fusion nucléaire dans son noyau. Les protoétoiles constituent la première étape dans la formation d’une étoile, mais toutes ne deviendront pas des étoiles. Si la protoétoile manque de matière avant de réaliser la fusion nucléaire (elle ne devient pas assez grande), elle ne deviendra jamais une étoile. Au lieu de cela, elle deviendra une naine brune, une classe d’objets célestes située entre planète et étoile. Une nouvelle étoile naîtra si la protoétoile parvient à créer une fusion nucléaire en son cœur.


Les étoiles se forment dans des nébuleuses stellaires ou de grands nuages ​​​​de gaz constitués d’hydrogène. Lorsque l’hydrogène gazeux s’effondre en une sphère, une protoétoile se forme. Les protoétoiles constituent la première étape de la formation des étoiles. Le but d’une protoétoile est d’accumuler suffisamment de matière pour comprimer son noyau et obtenir la fusion nucléaire de l’hydrogène. Lorsque ce processus échoue, une naine brune est créée. Lorsque le processus réussit, une nouvelle étoile naît et l’étoile entre dans la séquence principale de son cycle de vie. La séquence principale d’une étoile peut durer de 10 millions à 1 billion d’années, selon la masse de l’étoile, et se terminera une fois que l’étoile aura brûlé son hydrogène, le gaz dont sont constituées toutes les étoiles. La durée de vie d’une étoile après la séquence principale dépend également de sa masse. Une étoile de faible masse grossira en une géante rouge, puis deviendra une nébuleuse planétaire. Une étoile de masse élevée deviendra une supergéante rouge avant de finalement subir une supernova. Lorsqu’une étoile de masse élevée subit une supernova, elle laisse derrière elle une grande nébuleuse planétaire et soit une étoile à neutrons, soit un trou noir.



Transcription vidéo

Différents types d’étoiles

Lorsque nous pensons aux étoiles, nous pensons généralement à notre soleil ou aux étoiles que nous voyons dans le ciel nocturne, mais notre univers est composé de nombreux types d’étoiles différents. Les lumières brillantes que nous voyons dans le ciel ne sont peut-être pas du tout des étoiles. Il peut s’agir de planètes, de météores ou même d’autres galaxies. Certaines des différentes étoiles de notre galaxie comprennent la séquence principale, les géantes rouges, les naines blanches et les naines brunes. Mais avant de parler des différents types d’étoiles, commençons par parler de la façon dont naissent les étoiles.


Le cycle de vie d’une étoile
Cycle de vie des étoiles

Comment naissent les étoiles

Ce diagramme montre le cycle de vie d’une étoile. Une étoile naît dans une nébuleuse stellaire. Ensuite, selon la taille, il emprunte l’un des deux chemins suivants. Les étoiles moyennes deviennent des géantes rouges, des nébuleuses planétaires et finissent leur vie sous la forme de naines blanches. Les étoiles massives deviennent des supergéantes rouges, subissent une explosion de supernova et deviennent soit une étoile à neutrons, soit un trou noir.

Les étoiles commencent leur vie sous forme de petits morceaux de poussière dans les énormes nuages ​​de poussière et de gaz qui existent dans la plupart des galaxies. Ces nuages ​​sont calmes et rien ne s’y passe pendant des siècles jusqu’à ce que quelque chose les déclenche. Ce qui les perturbe pourrait être juste une petite turbulence, la pression d’une explosion dans l’espace ou même une collision avec un autre nuage. Peu importe ce qui les déclenche, mais tout d’un coup, les particules de poussière commencent à entrer en collision les unes avec les autres.

Lorsqu’ils entrent en collision, ils se serrent les coudes, puis d’autres entrent en collision, puis encore davantage. Ces particules entrent en collision et grandissent jusqu’à devenir suffisamment grosses pour produire leur propre gravité. Désormais, ils n’ont même plus besoin d’entrer en collision: ils peuvent attirer d’autres morceaux de matière grâce à leur attraction gravitationnelle.

Finalement, cet amas de particules devient si gros qu’il commence à s’effondrer sous son propre poids. Au cours des millions d’années de cet effondrement, le centre de l’amas devient très chaud. Cet énorme amas est désormais appelé protoétoile. Une protoétoile est une étoile en développement qui n’est pas assez chaude pour réaliser une fusion nucléaire.

L’âge adulte de la star


Schéma de fusion nucléaire
Diagramme de fusion nucléaire 2

Cela prend du temps, mais la protoétoile finit par devenir suffisamment chaude, autour de 7 millions de Kelvin, pour que la fusion nucléaire se produise dans son noyau. À ce stade, la protoétoile est considérée comme une étoile. La fusion nucléaire se produit lorsque des atomes d’hydrogène fusionnent et produisent des atomes d’hélium. Cette réaction libère de l’énergie. Cette énergie pousse vers l’extérieur sur l’étoile. Ainsi, tandis que le poids de l’étoile pousse vers le noyau, l’énergie produite par la fusion nucléaire dans le noyau pousse vers l’extérieur.

Parfois, cependant, les protoétoiles ne deviennent pas assez grosses ou assez chaudes pour que la fusion de l’hydrogène puisse démarrer dans leur noyau. Si cela se produit, la protoétoile est appelée naine brune. Une naine brune est une protoétoile qui n’a jamais grandi assez grande pour fusionner en son cœur.

Les naines brunes sont plus lourdes que nos planètes géantes gazeuses mais pas assez grosses pour être une étoile. La naine brune se refroidit pendant des milliards d’années jusqu’à ce qu’elle atteigne la température du reste de l’univers et disparaisse au second plan.

Les étoiles qui parviennent à fusionner continuent de croître pendant de nombreuses années. Ceci, à son tour, augmente sa taille et la chaleur dans son noyau. Enfin, la pression poussant vers l’extérieur est égale à la pression poussant vers l’intérieur, et l’étoile se stabilise.

L’étoile est désormais une étoile de la séquence principale et restera dans cet état jusqu’à ce qu’elle brûle tout son carburant. La séquence principale est un moyen utilisé par les astronomes pour classer les étoiles. Ils tracent la couleur d’une étoile en fonction de sa luminosité, et ce qui apparaît est une bande d’étoiles. Les étoiles situées sur cette bande sont appelées étoiles de la séquence principale.


Tracer la température et la luminosité des étoiles
Étoiles de la séquence principale

Cette image montre comment les scientifiques calculent la luminosité d’une étoile en fonction de sa température. Vous pouvez voir comment la plupart des étoiles vivent le long de ce que les scientifiques appellent la séquence principale et comment les naines blanches se situent en dessous de la séquence principale parce qu’elles ne sont pas aussi lumineuses pour leurs températures. Les géantes et supergéantes se situent au-dessus de la séquence principale car elles sont plus lumineuses compte tenu de leurs températures.

Vieillesse étoile

La durée de vie d’une étoile dépend de sa masse et de la rapidité avec laquelle elle consomme de l’hydrogène. Les étoiles plus grandes et plus brillantes brûlent plus rapidement que les étoiles plus petites et plus froides. Une étoile comme notre Soleil met environ 50 millions d’années pour atteindre sa séquence principale et y reste ensuite environ 10 milliards d’années.

Après avoir vécu longtemps, l’étoile manque peu à peu d’hydrogène. Les couches externes de l’étoile se dilatent et, bien qu’elles perdent de la température, leur luminosité augmente et elles sont plus brillantes et plus grandes. Ce sont désormais les géantes rouges et les supergéantes rouges. Une géante rouge est une grande étoile froide dans les dernières étapes de sa vie. Une supergéante rouge est une étoile massive et froide dans les dernières étapes de sa vie.

Les géants ont transformé leur hydrogène en hélium, mais le noyau est désormais suffisamment dense pour que l’hélium se transforme en carbone. Cela fournit une source d’énergie supplémentaire pendant un certain temps. Lorsque tout l’hélium du noyau a fusionné en carbone, l’équilibre délicat entre la pression exercée par la gravité et la pression exercée par l’énergie expulsée a désormais disparu.

La fin de la vie d’une star

Une fois que la géante rouge et les supergéantes rouges ont transformé tout leur hélium en carbone, elles deviennent soit une nébuleuse planétaire, soit subissent une explosion de supernova.


Images d’une nébuleuse planétaire et d’une supernova
Nébuleuse planétaire et supernova

Une géante rouge deviendra une nébuleuse planétaire. Ici, les couches externes de la géante rouge sont repoussées jusqu’à ce qu’il ne reste plus que le noyau de l’étoile. La nébuleuse planétaire est constituée des couches externes brillantes d’une étoile mourante. Une fois toutes les couches externes disparues, seul le noyau brillant de l’étoile mourante reste et est appelé naine blanche.

Les supergéantes rouges terminent leur vie de manière un peu plus spectaculaire. Ils subissent une explosion de supernova, l’explosion proche de la fin de la vie d’une étoile de taille massive. Après l’explosion, l’étoile sur ce chemin termine sa vie soit comme une étoile à neutrons, une étoile de densité extrêmement élevée composée entièrement de neutrons, soit comme un trou noir, un objet si dense que même la lumière ne peut s’en échapper.

Résumé de la leçon

Les étoiles commencent comme des taches dans des nuages ​​​​de poussière interstellaire. Quelque chose perturbe le nuage et les particules de poussière commencent à s’agglutiner. Les touffes deviennent suffisamment grosses pour avoir leur propre gravité. Cette gravité pousse l’étoile vers l’intérieur, réchauffant ainsi le noyau. Une fois le noyau suffisamment chaud, la fusion nucléaire démarre et une étoile naît. Après des milliards d’années, les étoiles manquent de carburant et deviennent des géantes rouges avant de se transformer en naines blanches, étoiles à neutrons ou trous noirs.

Cette vidéo a introduit pas mal de termes de vocabulaire. En voici un bref résumé.

Protoétoile

Une étoile en développement pas encore assez chaude pour faire une fusion nucléaire en son cœur.
Naine brune

Une protoétoile qui n’a jamais grandi assez grande pour faire une fusion en son cœur.
Étoile de la séquence principale

Une star régulière au milieu de sa vie.
Géant rouge

Une grande étoile cool en fin de vie.
Nain blanc

Le noyau lumineux d’une étoile de grande taille en fin de vie.
Supergéante rouge

Une étoile massive et cool en fin de vie.
Étoile à neutrons

Une étoile de grande taille en fin de vie composée majoritairement de neutrons.
Trou noir

Un objet si dense que même la lumière ne peut y échapper.

Résultats d’apprentissage

Après avoir regardé cette leçon, vous devriez être capable de :

  • Résumer comment naissent les étoiles
  • Identifier et décrire les différents types d’étoiles, notamment les protoétoiles et les naines brunes
  • Expliquer comment les étoiles deviennent des naines blanches, des étoiles à neutrons ou des trous noirs


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