La plupart des étoiles de l'Univers sont au stade principal de leur vie, un point dans leur évolution stellaire où elles convertissent l'hydrogène en hélium dans leurs noyaux et libèrent une énorme quantité d'énergie. Prenons l'exemple de la phase de séquence principale de la vie d'une étoile et voyons quel rôle elle joue dans l'évolution d'une étoile.
Une étoile se forme d'abord à partir d'un nuage froid d'hydrogène moléculaire et d'hélium. La gravité mutuelle rassemble le matériau stellaire et cette énergie gravitationnelle le réchauffe. L'étoile passe d'abord par une phase proto-étoile pendant environ 100 000 ans, puis par une phase T Tauri, où elle ne brille qu'avec l'énergie libérée par son effondrement gravitationnel en cours. Cette deuxième phase de T Tauri dure environ 100 millions d'années supplémentaires.
Finalement, les températures et les pressions dans le cœur de l'étoile suffisent à déclencher la fusion nucléaire, transformant les atomes d'hydrogène en hélium. Lorsque ce processus se déroule, une étoile serait dans le séquence principale phase de sa vie.
Dans une étoile comme notre Soleil, le noyau représente environ 20% de son rayon. C'est à l'intérieur de cette région où toute l'énergie du Soleil est libérée. L'énergie libérée dans le noyau doit ensuite parcourir lentement une zone radiative, où les photons d'énergie sont absorbés puis réémis. L'énergie est ensuite transportée à travers une zone convective, où des colonnes de plasma chaud transportent des bulles de gaz chauffé à la surface du Soleil où elles sont libérées. Le matériau se refroidit et retombe à l'intérieur du Soleil où il se réchauffe à nouveau. Ce voyage peut prendre plus de 100 000 ans pour qu'un seul photon passe du cœur d'une étoile à sa surface.
Au fil du temps, une étoile utilise lentement l'approvisionnement en hydrogène dans son cœur et les restes d'hélium s'accumulent. Mais la phase de séquence principale peut durer longtemps. Notre Soleil est déjà dans sa séquence principale depuis 4,5 milliards d'années, et durera probablement encore 7,5 milliards d'années avant de manquer de carburant.
Les plus petites étoiles naines rouges peuvent couver dans la phase de séquence principale pendant environ 10 billions d'années! Les plus grandes étoiles supergéantes pourraient ne durer que quelques millions. Tout se résume à la masse.
Et la masse définit comment une étoile sort de la phase de séquence principale de sa vie. Pour les plus petites étoiles naines rouges, les astronomes pensent qu’ils ne s’arrêteront qu’après avoir épuisé tout leur hydrogène, devenant des nains blancs. Des étoiles plus massives, avec jusqu'à 10 masses solaires, passeront par une phase géante rouge où elles se dilatent plusieurs fois leur taille d'origine avant de s'effondrer jusqu'à la naine blanche. Et les étoiles les plus massives exploseront comme des supernovae.
Nous avons écrit de nombreux articles sur les stars dans Space Magazine. Voici un article sur le cycle de vie complet des étoiles et les différents types d'étoiles.
Vous voulez plus d'informations sur les étoiles? Voici les communiqués de presse de Hubblesite sur les étoiles et plus d'informations sur Imaginez l'univers de la NASA.
Nous avons enregistré plusieurs épisodes d'Astronomy Cast sur les étoiles. Voici deux qui pourraient vous être utiles: Épisode 12: D'où viennent les petites étoiles et Épisode 13: Où vont les étoiles quand elles meurent?
Références:
NASA
http://burro.astr.cwru.edu/stu/stars_lifedeath.html
