L'astrophysique a déjà fait des progrès suffisants dans l'étude de l'évolution des étoiles. Les modèles théoriques s'appuient sur des observations fiables et, bien qu'il existe certaines lacunes, grande image Le cycle de vie d'une étoile est connu depuis longtemps.
Naissance
Tout commence par un nuage moléculaire. Il s’agit d’immenses régions de gaz interstellaire suffisamment denses pour que des molécules d’hydrogène s’y forment.
Puis un événement se produit. Peut-être que cela sera causé par une onde de choc provenant d’une supernova qui a explosé à proximité, ou peut-être par une dynamique naturelle à l’intérieur du nuage moléculaire. Cependant, il n’y a qu’un seul résultat : l’instabilité gravitationnelle conduit à la formation d’un centre de gravité quelque part à l’intérieur du nuage.
Cédant à la tentation de la gravité, la matière environnante commence à tourner autour de ce centre et se superpose à sa surface. Peu à peu, un noyau sphérique équilibré avec une température et une luminosité croissantes se forme - une protoétoile.
Le disque de gaz et de poussière autour de la protoétoile tourne de plus en plus vite, en raison de sa densité et de sa masse croissantes, de plus en plus de particules entrent en collision dans ses profondeurs et la température continue d'augmenter.
Dès qu'elle atteint des millions de degrés, la première réaction thermonucléaire se produit au centre de la protoétoile. Deux noyaux d'hydrogène franchissent la barrière coulombienne et se combinent pour former un noyau d'hélium. Puis - les deux autres noyaux, puis - les autres... pour l'instant réaction en chaîne ne couvrira pas toute la région dans laquelle la température permet à l’hydrogène de synthétiser l’hélium.
L’énergie des réactions thermonucléaires atteint alors rapidement la surface de l’étoile, augmentant fortement sa luminosité. Ainsi, une protoétoile, si elle a suffisamment de masse, se transforme en une jeune étoile à part entière.
Région active de formation d'étoiles N44 / ©ESO, NASA
Pas d'enfance, pas d'adolescence, pas de jeunesse
Toutes les protoétoiles qui se réchauffent suffisamment pour déclencher une réaction thermonucléaire dans leur noyau entrent alors dans la période la plus longue et la plus stable, occupant 90 % de toute leur existence.
Tout ce qui leur arrive à ce stade, c'est la combustion progressive de l'hydrogène dans la zone des réactions thermonucléaires. Littéralement « brûler toute la vie ». L'étoile va très lentement - sur des milliards d'années - devenir plus chaude, l'intensité des réactions thermonucléaires va augmenter, tout comme la luminosité, mais sans plus.
Bien sûr, des événements qui accélèrent l'évolution stellaire sont possibles - par exemple, une proximité ou même une collision avec une autre étoile, mais cela ne dépend en aucun cas du cycle de vie d'une étoile individuelle.
Il existe également des étoiles «mort-nées» particulières qui ne peuvent pas atteindre la séquence principale, c'est-à-dire qu'elles ne sont pas capables de faire face à la pression interne des réactions thermonucléaires.
Ce sont des protoétoiles de faible masse (moins de 0,0767 de la masse du Soleil) – les mêmes que l’on appelle naines brunes. En raison d’une compression gravitationnelle insuffisante, ils perdent plus d’énergie que n’en forme la synthèse de l’hydrogène. Au fil du temps, les réactions thermonucléaires dans les profondeurs de ces étoiles cessent, et il ne leur reste plus qu'un refroidissement long mais inévitable.
Vue d'artiste d'une naine brune / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger
Une vieillesse troublée
Contrairement aux humains, la phase la plus active et la plus intéressante de la « vie » des étoiles massives commence vers la fin de leur existence.
L'évolution ultérieure de chaque étoile individuelle qui a atteint la fin de la séquence principale - c'est-à-dire le moment où il ne reste plus d'hydrogène pour la fusion thermonucléaire au centre de l'étoile - dépend directement de la masse de l'étoile et de ses caractéristiques chimiques. composition.
Moins une étoile a de masse sur la séquence principale, plus sa « vie » sera longue, et moins sa fin sera grandiose. Par exemple, les étoiles dont la masse est inférieure à la moitié de celle du Soleil – celles appelées naines rouges – ne sont jamais « mortes » depuis le Big Bang. Selon les calculs et les simulations informatiques, de telles étoiles, en raison de la faible intensité des réactions thermonucléaires, peuvent brûler tranquillement de l'hydrogène pendant des dizaines de milliards à des dizaines de milliards d'années, et à la fin de leur voyage elles s'éteindront probablement de la même manière. comme des naines brunes.
Les étoiles d'une masse moyenne comprise entre la moitié et dix masses solaires, après avoir brûlé de l'hydrogène au centre, sont capables de brûler des étoiles plus lourdes. éléments chimiques dans sa composition - d'abord de l'hélium, puis du carbone, de l'oxygène et ensuite, selon la chance de la masse, jusqu'au fer 56 (un isotope du fer, parfois appelé « cendres de combustion thermonucléaire »).
Pour ces étoiles, la phase qui suit la séquence principale est appelée étape géante rouge. Lancer des réactions thermonucléaires hélium, puis carbone, etc. chaque fois entraîne des transformations importantes de l'étoile.
Dans un sens, c'est l'agonie. L'étoile s'agrandit ensuite des centaines de fois et devient rouge, puis se contracte à nouveau. La luminosité change également : elle augmente des milliers de fois, puis diminue à nouveau.
A la fin de ce processus coque extérieure La géante rouge se détache, formant une nébuleuse planétaire spectaculaire. Ce qui reste au centre est un noyau exposé – une naine blanche d’hélium avec une masse d’environ la moitié de celle du Soleil et un rayon approximativement égal à celui de la Terre.
Les naines blanches ont un sort similaire à celui des naines rouges : elles s'éteignent tranquillement sur des milliards, voire des milliards d'années, à moins, bien sûr, qu'il n'y ait une étoile compagne à proximité, grâce à laquelle la naine blanche peut augmenter sa masse.
Le système KOI-256, composé de naines rouges et blanches / ©NASA/JPL-Caltech
Extrême vieillesse
Si l'étoile est particulièrement chanceuse avec sa masse et qu'elle mesure environ 12 solaires ou plus, alors les dernières étapes de son évolution sont caractérisées par des événements beaucoup plus extrêmes.
Si la masse du noyau de la géante rouge dépasse la limite de Chandrasekhar de 1,44 masse solaire, alors l'étoile non seulement perd sa coquille en finale, mais libère l'énergie accumulée dans une puissante explosion thermonucléaire - une supernova.
Au cœur des restes d'une supernova, diffusant de la matière stellaire avec puissance énorme pendant plusieurs années-lumière à la ronde, ce qui reste n'est plus une naine blanche, mais une étoile à neutrons super dense, avec un rayon de seulement 10 à 20 kilomètres.
Cependant, si la masse de la géante rouge est supérieure à 30 masses solaires (ou plutôt déjà une supergéante) et que la masse de son noyau dépasse la limite d'Oppenheimer-Volkov, égale à environ 2,5-3 masses solaires, alors ni une géante blanche naine ni étoile à neutrons ne se forme.
Au centre du reste de la supernova, quelque chose de beaucoup plus impressionnant apparaît - un trou noir, puisque le noyau de l'étoile qui explose est tellement comprimé que même les neutrons commencent à s'effondrer, et rien d'autre, y compris la lumière, ne peut quitter le trou noir nouveau-né - ou plutôt, son horizon des événements.
Les étoiles particulièrement massives - les supergéantes bleues - peuvent contourner l'étage des supergéantes rouges et également exploser en supernova.
Supernova SN 1994D dans la galaxie NGC 4526 (point lumineux en bas à gauche) / ©NASA
Qu'est-ce qui attend notre Soleil ?
Le Soleil est une étoile de masse moyenne, donc si vous lisez attentivement la partie précédente de l'article, vous pouvez vous-même prédire exactement sur quelle trajectoire se trouve notre étoile.
Cependant, l’humanité sera confrontée à une série de chocs astronomiques avant même que le Soleil ne se transforme en géante rouge. La vie sur Terre deviendra impossible d'ici un milliard d'années, lorsque l'intensité des réactions thermonucléaires au centre du Soleil deviendra suffisante pour évaporer les océans terrestres. Parallèlement, les conditions de vie sur Mars s'amélioreront, ce qui pourrait, à un moment donné, rendre la planète habitable.
Dans environ 7 milliards d’années, le Soleil se réchauffera suffisamment pour déclencher une réaction thermonucléaire dans ses régions extérieures. Le rayon du Soleil augmentera d'environ 250 fois et la luminosité augmentera de 2 700 fois - il se transformera en géante rouge.
En raison de l'augmentation vent solaire l'étoile à ce stade perdra jusqu'à un tiers de sa masse, mais aura le temps d'absorber Mercure.
La masse du noyau solaire, en raison de la combustion de l'hydrogène autour de lui, augmentera alors tellement qu'une éruption d'hélium se produira et la fusion thermonucléaire des noyaux d'hélium en carbone et en oxygène commencera. Le rayon de l'étoile diminuera considérablement, jusqu'à 11 standards solaires.
Activité solaire / ©NASA/Goddard/SDO
Cependant, 100 millions d’années plus tard, la réaction avec l’hélium se déplacera vers les régions extérieures de l’étoile et augmentera à nouveau jusqu’à atteindre la taille, la luminosité et le rayon d’une géante rouge.
À ce stade, le vent solaire deviendra si fort qu’il soufflera les régions extérieures de l’étoile dans l’espace et formera une vaste nébuleuse planétaire.
Et là où se trouvait le Soleil, il restera une naine blanche de la taille de la Terre. Au début extrêmement lumineux, mais avec le temps, il devient de plus en plus faible.
> Cycle de vieétoiles
Description la vie et la mort des étoiles: stades de développement avec photos, nuages moléculaires, protoétoile, T Tauri, séquence principale, géante rouge, naine blanche.
Tout dans ce monde évolue. Tout cycle commence par la naissance, la croissance et se termine par la mort. Bien entendu, les étoiles vivent ces cycles d’une manière particulière. Rappelons au moins que leurs délais sont plus longs et se mesurent en millions et milliards d’années. De plus, leur mort entraîne certaines conséquences. À quoi cela ressemble-t-il cycle de vie des étoiles?
Le premier cycle de vie d’une étoile : les nuages moléculaires
Commençons par la naissance d'une star. Imaginez un énorme nuage de gaz moléculaire froid qui peut exister tranquillement dans l’Univers sans aucun changement. Mais soudain, une supernova explose non loin de là ou entre en collision avec un autre nuage. Grâce à une telle poussée, le processus de destruction est activé. Il est divisé en petites parties dont chacune est rétractée sur elle-même. Comme vous l’avez déjà compris, tous ces groupes se préparent à devenir des stars. La gravité réchauffe la température et l’élan stocké maintient le processus de rotation. Le diagramme du bas montre clairement le cycle des étoiles (vie, étapes de développement, options de transformation et mort d'un corps céleste avec une photo).
Deuxième cycle de vie d'une étoile : Protoétoile
Le matériau se condense plus densément, s’échauffe et est repoussé par l’effondrement gravitationnel. Un tel objet est appelé une protoétoile, autour de laquelle se forme un disque de matière. La pièce est attirée par l'objet, augmentant sa masse. Les débris restants se regrouperont et créeront un système planétaire. Le développement ultérieur de l’étoile dépend entièrement de sa masse.
Troisième cycle de vie d'une étoile : T Taureau
Lorsqu’un matériau heurte une étoile, une énorme quantité d’énergie est libérée. Nouveau scène étoile nommé d'après le prototype - T Taurus. C'est une étoile variable située à 600 années-lumière (près).
Il peut atteindre une grande luminosité car le matériau se décompose et libère de l'énergie. Mais la partie centrale n’a pas assez de température pour supporter la fusion nucléaire. Cette phase dure 100 millions d'années.
Quatrième cycle de vie d'une étoile :Séquence principale
À un certain moment, la température du corps céleste atteint le niveau requis, activant la fusion nucléaire. Toutes les stars passent par là. L'hydrogène se transforme en hélium, libérant énormément de chaleur et d'énergie.
L'énergie est libérée sous forme de rayons gamma, mais en raison du mouvement lent de l'étoile, elle tombe avec la même longueur d'onde. La lumière est expulsée et entre en conflit avec la gravité. Nous pouvons supposer qu'un équilibre idéal est créé ici.
Combien de temps restera-t-elle dans la séquence principale ? Il faut partir de la masse de l'étoile. Les naines rouges (la moitié de la masse du Soleil) peuvent brûler leur réserve de carburant pendant des centaines de milliards (billions) d'années. Les étoiles moyennes (comme ) vivent entre 10 et 15 milliards. Mais les plus grands ont des milliards ou des millions d’années. Voyez à quoi ressemblent l'évolution et la mort des étoiles de différentes classes dans le diagramme.
Cinquième cycle de vie d'une étoile : géant rouge
Pendant le processus de fusion, l’hydrogène s’épuise et l’hélium s’accumule. Lorsqu’il ne reste plus d’hydrogène, toutes les réactions nucléaires s’arrêtent et l’étoile commence à rétrécir sous l’effet de la gravité. La coquille d'hydrogène autour du noyau s'échauffe et s'enflamme, provoquant une croissance de l'objet 1 000 à 10 000 fois plus grande. À un certain moment, notre Soleil répétera ce sort, s’élevant jusqu’à l’orbite terrestre.
La température et la pression atteignent leur maximum et l’hélium fusionne en carbone. À ce stade, l’étoile rétrécit et cesse d’être une géante rouge. Avec une plus grande massivité, l'objet brûlera d'autres éléments lourds.
Sixième cycle de vie d'une étoile : nain blanc
Une étoile de masse solaire n’a pas suffisamment de pression gravitationnelle pour fusionner le carbone. La mort survient donc avec la fin de l’hélium. Les couches externes sont éjectées et une naine blanche apparaît. Il fait chaud au début, mais après des centaines de milliards d’années, il se refroidit.
Il est impossible d’étudier l’évolution des étoiles en observant une seule étoile : de nombreux changements dans les étoiles se produisent trop lentement pour être remarqués, même après plusieurs siècles. Par conséquent, les scientifiques étudient de nombreuses étoiles, chacune se trouvant à un certain stade de son cycle de vie. Au cours des dernières décennies, la modélisation informatique de la structure des étoiles s’est généralisée en astrophysique.
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✪ Étoiles et évolution stellaire (narré par Sergey Popov et Ilgonis Vilks)
✪ Evolution des étoiles. Evolution d'une géante bleue en 3 minutes
✪Surdin V.G. Évolution stellaire, partie 1
✪ S.A. Lamzin - «Évolution stellaire»
Les sous-titres
Fusion thermonucléaire à l'intérieur des étoiles
Jeunes étoiles
Le processus de formation des étoiles peut être décrit de manière unifiée, mais les étapes ultérieures de l'évolution d'une étoile dépendent presque entièrement de sa masse, et ce n'est qu'à la toute fin de l'évolution de l'étoile que sa composition chimique peut jouer un rôle.
Jeunes étoiles de faible masse
Jeunes étoiles messe basse(jusqu'à trois masses solaires) [ ], qui se rapprochent de la séquence principale, sont complètement convectives - le processus de convection couvre tout le corps de l'étoile. Ce sont essentiellement des protoétoiles, au centre desquelles les réactions nucléaires ne font que commencer, et tout rayonnement se produit principalement en raison de la compression gravitationnelle. Jusqu'à ce que l'équilibre hydrostatique soit établi, la luminosité de l'étoile diminue à température effective constante. Sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, ces étoiles forment une piste presque verticale appelée piste Hayashi. A mesure que la compression ralentit, la jeune star se rapproche de la séquence principale. Les objets de ce type sont associés aux étoiles T Tauri.
A cette époque, pour les étoiles de masse supérieure à 0,8 masse solaire, le noyau devient transparent au rayonnement, et le transfert d'énergie radiative dans le noyau devient prédominant, la convection étant de plus en plus entravée par le compactage croissant de la matière stellaire. Dans les couches externes du corps de l’étoile, le transfert d’énergie convective prévaut.
On ne sait pas avec certitude quelles sont les caractéristiques des étoiles de masse inférieure au moment où elles entrent dans la séquence principale, car le temps passé par ces étoiles dans la catégorie jeune dépasse l'âge de l'Univers. ] . Toutes les idées sur l'évolution de ces étoiles reposent uniquement sur des calculs numériques et des modélisations mathématiques.
À mesure que l'étoile se contracte, la pression du gaz électronique dégénéré commence à augmenter et lorsqu'un certain rayon de l'étoile est atteint, la compression s'arrête, ce qui entraîne l'arrêt de l'augmentation supplémentaire de la température dans le noyau de l'étoile provoquée par la compression, puis à sa diminution. Pour les étoiles inférieures à 0,0767 masse solaire, cela n'arrive pas : l'énergie libérée lors des réactions nucléaires n'est jamais suffisante pour équilibrer la pression interne et la compression gravitationnelle. Ces « sous-étoiles » émettent plus d’énergie que ce qui est produit lors des réactions thermonucléaires et sont classées dans la catégorie des naines brunes. Leur sort est une compression constante jusqu'à ce que la pression du gaz dégénéré l'arrête, puis un refroidissement progressif avec l'arrêt de toutes les réactions thermonucléaires commencées.
Jeunes étoiles de masse intermédiaire
Jeunes étoiles de masse intermédiaire (de 2 à 8 masses solaires) [ ] évoluent qualitativement exactement de la même manière que leurs petits frères et sœurs, à l'exception du fait qu'ils ne présentent pas de zones convectives jusqu'à la séquence principale.
Les objets de ce type sont associés à ce qu'on appelle. Étoiles Ae\Be Herbig à variables irrégulières de classe spectrale B-F0. Ils présentent également des disques et des jets bipolaires. Le taux de sortie de matière de la surface, la luminosité et la température effective sont nettement plus élevés que pour T Taurus, de sorte qu'ils chauffent et dispersent efficacement les restes du nuage protostellaire.
Jeunes étoiles d'une masse supérieure à 8 masses solaires
Les étoiles avec de telles masses ont déjà les caractéristiques des étoiles normales, puisqu'elles ont traversé toutes les étapes intermédiaires et ont pu atteindre une vitesse de réactions nucléaires telle qu'elle a compensé l'énergie perdue à cause du rayonnement tandis que la masse s'accumulait pour atteindre l'équilibre hydrostatique du noyau. Pour ces étoiles, les sorties de masse et de luminosité sont si importantes qu'elles non seulement arrêtent l'effondrement gravitationnel des régions extérieures du nuage moléculaire qui ne font pas encore partie de l'étoile, mais qu'elles les dispersent au contraire. Ainsi, la masse de l’étoile résultante est sensiblement inférieure à la masse du nuage protostellaire. Très probablement, cela explique l'absence dans notre galaxie d'étoiles d'une masse supérieure à environ 300 masses solaires.
Cycle de vie d'une étoile
Les étoiles existent dans une grande variété de couleurs et de tailles. Par classe spectrale, ils vont du bleu chaud au rouge froid, en masse - de 0,0767 à environ 300 masses solaires. dernières estimations. La luminosité et la couleur d’une étoile dépendent de sa température de surface, elle-même déterminée par sa masse. Toutes les nouvelles stars « prennent leur place » sur la séquence principale selon leur composition chimique et la masse. Naturellement, nous ne parlons pas du mouvement physique de l'étoile - seulement de sa position sur le diagramme indiqué, en fonction des paramètres de l'étoile. En fait, le mouvement d'une étoile le long du diagramme correspond uniquement à un changement des paramètres de l'étoile.
La « combustion » thermonucléaire de la matière, reprise à un nouveau niveau, provoque une monstrueuse expansion de l’étoile. L'étoile « gonfle », devenant très « lâche », et sa taille augmente environ 100 fois. L'étoile devient alors une géante rouge et la phase de combustion de l'hélium dure environ plusieurs millions d'années. Presque toutes les géantes rouges sont des étoiles variables.
Dernières étapes de l'évolution stellaire
Vieilles étoiles de faible masse
À l’heure actuelle, on ne sait pas avec certitude ce qui arrive aux étoiles lumineuses une fois que l’approvisionnement en hydrogène de leur noyau est épuisé. Étant donné que l’âge de l’Univers est de 13,7 milliards d’années, ce qui n’est pas suffisant pour épuiser l’approvisionnement en hydrogène de ces étoiles, théories modernes sont basés sur une modélisation informatique des processus se produisant dans ces étoiles.
Certaines étoiles ne peuvent synthétiser de l'hélium que dans certaines zones actives, provoquant une instabilité et de forts vents stellaires. Dans ce cas, la formation d'une nébuleuse planétaire ne se produit pas et l'étoile ne fait que s'évaporer, devenant encore plus petite qu'une naine brune [ ] .
Une étoile avec une masse inférieure à 0,5 solaire n'est pas capable de convertir l'hélium même après l'arrêt des réactions impliquant l'hydrogène dans son noyau - la masse d'une telle étoile est trop petite pour fournir une nouvelle phase de compression gravitationnelle à un degré suffisant pour « s'enflammer ». hélium Ces étoiles comprennent des naines rouges, comme Proxima Centauri, dont le temps de séjour sur la séquence principale varie de dizaines de milliards à des dizaines de milliards d'années. Après l'arrêt des réactions thermonucléaires dans leurs noyaux, ceux-ci, se refroidissant progressivement, continueront à émettre faiblement dans les domaines infrarouge et micro-onde du spectre électromagnétique.
Étoiles de taille moyenne
Après avoir atteint étoile taille moyenne(de 0,4 à 3,4 masses solaires) [ ] de la phase géante rouge, l'hydrogène s'épuise dans son noyau et les réactions de synthèse du carbone à partir de l'hélium commencent. Ce processus se produit à des températures plus élevées et, par conséquent, le flux d'énergie provenant du noyau augmente et, par conséquent, les couches externes de l'étoile commencent à se dilater. Le début de la synthèse du carbone marque une nouvelle étape dans la vie d'une étoile et se poursuit pendant un certain temps. Pour une étoile de taille similaire au Soleil, ce processus peut prendre environ un milliard d’années.
Les changements dans la quantité d'énergie émise entraînent l'étoile à traverser des périodes d'instabilité, notamment des changements de taille, de température de surface et de libération d'énergie. La production d’énergie se déplace vers un rayonnement basse fréquence. Tout cela s’accompagne d’une perte de masse croissante due à de forts vents stellaires et à des pulsations intenses. Les étoiles dans cette phase sont appelées « étoiles de type tardif » (également « étoiles à la retraite »). Étoiles OH-IR ou des étoiles de type Mira, selon leurs caractéristiques exactes. Le gaz éjecté est relativement riche en éléments lourds produits à l’intérieur de l’étoile, comme l’oxygène et le carbone. Le gaz forme une coquille en expansion et se refroidit à mesure qu’il s’éloigne de l’étoile, permettant la formation de particules et de molécules de poussière. Avec fort rayonnement infrarouge les étoiles sources se forment dans de telles coquilles conditions idéales pour activer les masers cosmiques.
Réactions combustion thermonucléaire l'hélium est très sensible à la température. Cela conduit parfois à une grande instabilité. De fortes pulsations apparaissent, qui confèrent ainsi une accélération suffisante aux couches externes pour être projetées et se transformer en une nébuleuse planétaire. Au centre d'une telle nébuleuse, reste le noyau nu de l'étoile, dans lequel les réactions thermonucléaires s'arrêtent et, en refroidissant, elle se transforme en une naine blanche à l'hélium, ayant généralement une masse allant jusqu'à 0,5 à 0,6 masse solaire et un diamètre de l'ordre du diamètre de la Terre.
La grande majorité des étoiles, dont le Soleil, achèvent leur évolution en se contractant jusqu'à ce que la pression des électrons dégénérés équilibre la gravité. Dans cet état, lorsque la taille de l'étoile diminue de cent fois et que la densité devient un million de fois supérieure à la densité de l'eau, l'étoile est appelée naine blanche. Elle est privée de sources d'énergie et, en se refroidissant progressivement, devient une naine noire invisible.
Dans les étoiles plus massives que le Soleil, la pression des électrons dégénérés ne peut pas arrêter la compression supplémentaire du noyau, et les électrons commencent à être « pressés » dans les noyaux atomiques, ce qui transforme les protons en neutrons, entre lesquels il n'y a pas de forces de répulsion électrostatiques. Cette neutronisation de la matière conduit au fait que la taille de l'étoile, qui est maintenant en fait un énorme noyau atomique, se mesure sur plusieurs kilomètres et que la densité est 100 millions de fois supérieure à la densité de l'eau. Un tel objet s’appelle une étoile à neutrons ; son équilibre est maintenu par la pression de la matière neutronique dégénérée.
Étoiles supermassives
Lorsqu’une étoile d’une masse supérieure à cinq masses solaires entre dans le stade de supergéante rouge, son noyau commence à rétrécir sous l’influence de la gravité. Au fur et à mesure de la compression, la température et la densité augmentent et une nouvelle séquence de réactions thermonucléaires commence. Dans de telles réactions, de plus en plus éléments lourds: hélium, carbone, oxygène, silicium et fer, qui freinent temporairement l'effondrement du noyau.
En conséquence, à mesure que des éléments de plus en plus lourds du tableau périodique se forment, le fer 56 est synthétisé à partir du silicium. À ce stade, une fusion thermonucléaire exothermique devient impossible, car le noyau de fer 56 présente un défaut de masse maximal et la formation de noyaux plus lourds avec libération d'énergie est impossible. Par conséquent, lorsque le noyau de fer d'une étoile atteint une certaine taille, la pression qui y règne n'est plus capable de supporter le poids des couches sus-jacentes de l'étoile, et l'effondrement immédiat du noyau se produit avec la neutronisation de sa matière.
Ce qui se passe ensuite n'est pas encore tout à fait clair, mais, dans tous les cas, les processus qui se déroulent en quelques secondes conduisent à une explosion de supernova d'une puissance incroyable.
De puissants jets de neutrinos et un champ magnétique rotatif sont émis la plupart matière accumulée par l'étoile [ ] - ce qu'on appelle les éléments de siège, y compris les éléments en fer et les éléments plus légers. La matière qui explose est bombardée par des neutrons s'échappant du noyau stellaire, les capturant et créant ainsi un ensemble d'éléments plus lourds que le fer, y compris des éléments radioactifs, jusqu'à l'uranium (et peut-être même le californium). Ainsi, les explosions de supernova expliquent la présence d'éléments plus lourds que le fer dans la matière interstellaire, mais ce n'est pas la seule manière possible leur formation, comme le démontre par exemple les étoiles au technétium.
Onde de souffle et des jets de neutrinos éloignent la matière de l'étoile mourante [ ] dans l’espace interstellaire. Par la suite, en se refroidissant et en se déplaçant dans l’espace, ce matériau de supernova peut entrer en collision avec d’autres « récupérations » cosmiques et, éventuellement, participer à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites.
Les processus se produisant lors de la formation d'une supernova sont encore à l'étude et jusqu'à présent, cette question n'est pas claire. Ce qui reste réellement de l’étoile d’origine est également discutable. Cependant, deux options sont envisagées : les étoiles à neutrons et les trous noirs.
Étoiles à neutrons
On sait que dans certaines supernovae, la forte gravité dans les profondeurs de la supergéante force les électrons à être absorbés par le noyau atomique, où ils fusionnent avec les protons pour former des neutrons. Ce processus est appelé neutronisation. Les forces électromagnétiques séparant les noyaux voisins disparaissent. Le noyau de l'étoile est désormais une boule dense de noyaux atomiques et des neutrons individuels.
Ces étoiles, connues sous le nom d'étoiles à neutrons, sont extrêmement petites - pas plus de grande ville, et ont une densité incroyablement élevée. Leur période orbitale devient extrêmement courte à mesure que la taille de l'étoile diminue (en raison de la conservation du moment cinétique). Certaines étoiles à neutrons tournent 600 fois par seconde. Pour certains d'entre eux, l'angle entre le vecteur rayonnement et l'axe de rotation peut être tel que la Terre tombe dans le cône formé par ce rayonnement ; dans ce cas, il est possible de détecter une impulsion de rayonnement se répétant à des intervalles égaux à la période orbitale de l’étoile. Ces étoiles à neutrons furent appelées « pulsars » et furent les premières étoiles à neutrons découvertes.
Trous noirs
Toutes les étoiles, après avoir traversé la phase d’explosion d’une supernova, ne deviennent pas des étoiles à neutrons. Si l'étoile a une masse suffisamment grande, alors l'effondrement d'une telle étoile se poursuivra et les neutrons eux-mêmes commenceront à tomber vers l'intérieur jusqu'à ce que son rayon devienne inférieur au rayon de Schwarzschild. L’étoile devient alors un trou noir.
L’existence des trous noirs a été prédite par la théorie de la relativité générale. Selon cette théorie,
La naissance d’étoiles et de galaxies entières se produit de manière permanente, tout comme leur mort. La disparition d'une étoile compense l'apparition d'une autre, il nous semble donc que les mêmes luminaires sont constamment dans le ciel.
Les étoiles doivent leur naissance au processus de compression du nuage interstellaire, qui est affecté par une forte baisse de pression des gaz. En fonction de la masse du gaz comprimé, le nombre d'étoiles nées change : si elle est petite, alors une étoile naît, si elle est grande, alors la formation d'un amas entier est possible.
Étapes de l'émergence d'une star
Ici, il faut distinguer deux étapes principales : la compression rapide de la protoétoile et la compression lente. Dans le premier cas trait distinctif est la gravité : la matière de la protoétoile subit une chute quasi libre vers son centre. A ce stade, la température du gaz reste inchangée, sa durée est d'environ 100 000 ans et pendant ce temps la taille de la protoétoile diminue de manière très significative.
Et si au premier stade l'excès de chaleur disparaissait constamment, alors la protoétoile devient plus dense. L'évacuation de la chaleur ne se produit plus à un rythme aussi élevé ; le gaz continue de se comprimer et de se réchauffer rapidement. La lente contraction de la protoétoile dure encore plus longtemps – plus de dix millions d’années. Lorsqu’une température ultra-élevée (plus d’un million de degrés) est atteinte, les réactions thermonucléaires font des ravages, entraînant l’arrêt de la compression. Après quoi il se forme nouvelle étoile d'une protoétoile.
Cycle de vie d'une étoile
Les étoiles sont comme des organismes vivants : elles naissent, atteignent leur apogée de développement, puis meurent. Des changements majeurs commencent lorsque la partie centrale de l’étoile manque d’hydrogène. Elle commence déjà à brûler dans la coquille, augmentant progressivement sa taille, et l'étoile peut se transformer en géante rouge ou même en supergéante.
Toutes les étoiles ont des cycles de vie complètement différents, tout dépend de leur masse. Ceux qui ont poids lourd, vivent plus longtemps et finissent par exploser. Notre soleil n'est pas une étoile massive, donc corps célestes Une fin différente attend ce type : ils disparaissent progressivement, se transformant en une structure dense appelée naine blanche.
géant rouge
Les étoiles qui ont épuisé leurs réserves d’hydrogène peuvent acquérir des tailles colossales. Ces luminaires sont appelés géantes rouges. Leur particularité, outre leur taille, est leur atmosphère étendue et leur température de surface très basse. Des recherches ont montré que toutes les étoiles ne passent pas par cette étape de développement. Seules les étoiles de masse significative deviennent des géantes rouges.
La plupart représentants brillants– Arcturus et Antare, dont les couches visibles ont une température relativement basse, et la coque déchargée a une étendue considérable. Un processus d'inflammation de l'hélium se produit à l'intérieur des corps, caractérisé par l'absence de fortes fluctuations de luminosité.
nain blanc
Les petites étoiles en taille et en masse se transforment en naines blanches. Leur densité est extrêmement élevée (environ un million de fois supérieure à la densité de l’eau), c’est pourquoi la substance de l’étoile passe dans un état appelé « gaz dégénéré ». Aucune réaction thermonucléaire n’est observée à l’intérieur de la naine blanche, et seul le fait de se refroidir lui donne de la lumière. La taille de l’étoile dans cet état est extrêmement petite. Par exemple, de nombreuses naines blanches sont de taille similaire à celle de la Terre.
L'évolution stellaire en astronomie est la séquence de changements qu'une étoile subit au cours de sa vie, c'est-à-dire sur des centaines de milliers, des millions ou des milliards d'années, pendant qu'elle émet de la lumière et de la chaleur. Sur des périodes aussi longues, les changements sont assez importants.
L’évolution d’une étoile commence dans un nuage moléculaire géant, également appelé berceau stellaire. La majeure partie de l'espace « vide » d'une galaxie contient en réalité entre 0,1 et 1 molécule par cm 3 . Un nuage moléculaire a une densité d'environ un million de molécules par cm 3 . La masse d'un tel nuage dépasse la masse du Soleil de 100 000 à 10 000 000 de fois en raison de sa taille : de 50 à 300 années-lumière de diamètre.
L’évolution d’une étoile commence dans un nuage moléculaire géant, également appelé berceau stellaire.
Pendant que le nuage tourne librement autour du centre de sa galaxie d’origine, rien ne se passe. Cependant, en raison de l'inhomogénéité du champ gravitationnel, des perturbations peuvent survenir dans celui-ci, conduisant à des concentrations locales de masse. De telles perturbations provoquent un effondrement gravitationnel du nuage. L’un des scénarios conduisant à cela est la collision de deux nuages. Un autre événement provoquant un effondrement pourrait être le passage d’un nuage à travers le bras dense d’une galaxie spirale. Un autre facteur critique pourrait être l'explosion d'une supernova proche, dont l'onde de choc entrerait en collision avec le nuage moléculaire à une vitesse énorme. Il est également possible que des galaxies entrent en collision, ce qui pourrait provoquer une explosion de formation d'étoiles lorsque les nuages de gaz de chaque galaxie sont comprimés par la collision. En général, toute inhomogénéité des forces agissant sur la masse du nuage peut déclencher le processus de formation d’étoiles.
toute inhomogénéité des forces agissant sur la masse du nuage peut déclencher le processus de formation d'étoiles.
Au cours de ce processus, les inhomogénéités du nuage moléculaire vont se comprimer sous l’influence de leur propre gravité et prendre progressivement la forme d’une boule. Lorsqu'elle est comprimée, l'énergie gravitationnelle se transforme en chaleur et la température de l'objet augmente.
Lorsque la température au centre atteint 15 à 20 millions de K, les réactions thermonucléaires commencent et la compression s'arrête. L'objet devient une étoile à part entière.
Les étapes ultérieures de l'évolution d'une étoile dépendent presque entièrement de sa masse, et ce n'est qu'à la toute fin de l'évolution d'une étoile que sa composition chimique peut jouer un rôle.
La première étape de la vie d'une étoile est similaire à celle du Soleil : elle est dominée par les réactions du cycle de l'hydrogène.
Il reste dans cet état pendant la majeure partie de sa vie, étant sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, jusqu'à ce que les réserves de carburant de son cœur s'épuisent. Lorsque tout l’hydrogène au centre de l’étoile est converti en hélium, un noyau d’hélium se forme et la combustion thermonucléaire de l’hydrogène se poursuit à la périphérie du noyau.
Les petites naines rouges froides brûlent lentement leurs réserves d'hydrogène et restent sur la séquence principale pendant des dizaines de milliards d'années, tandis que les supergéantes massives quittent la séquence principale quelques dizaines de millions (et parfois quelques millions seulement) d'années après leur formation.
À l’heure actuelle, on ne sait pas avec certitude ce qui arrive aux étoiles lumineuses une fois que l’approvisionnement en hydrogène de leur noyau est épuisé. Étant donné que l’âge de l’univers est de 13,8 milliards d’années, ce qui n’est pas suffisant pour épuiser les réserves d’hydrogène de ces étoiles, les théories modernes sont basées sur des simulations informatiques des processus qui se produisent dans ces étoiles.
Selon les concepts théoriques, certaines étoiles légères, perdant leur matière (vent stellaire), s'évaporeront progressivement, devenant de plus en plus petites. D’autres, les naines rouges, se refroidiront lentement sur des milliards d’années tout en continuant à émettre de faibles émissions dans les gammes infrarouge et micro-onde du spectre électromagnétique.
Les étoiles de taille moyenne comme le Soleil restent sur la séquence principale pendant 10 milliards d'années en moyenne.
On pense que le Soleil est toujours dessus car il est au milieu de son cycle de vie. Une fois qu’une étoile manque d’hydrogène dans son noyau, elle quitte la séquence principale.
Une fois qu’une étoile manque d’hydrogène dans son noyau, elle quitte la séquence principale.
Sans la pression qui s'est produite lors des réactions thermonucléaires et a équilibré la gravité interne, l'étoile recommence à rétrécir, comme elle l'avait fait auparavant pendant le processus de sa formation.
La température et la pression augmentent à nouveau, mais contrairement à l'étage protostar, à un niveau beaucoup plus élevé.
L’effondrement se poursuit jusqu’à ce que, à une température d’environ 100 millions de K, commencent des réactions thermonucléaires impliquant l’hélium, au cours desquelles l’hélium est converti en éléments plus lourds (hélium en carbone, carbone en oxygène, oxygène en silicium et enfin – silicium en fer).
L'effondrement se poursuit jusqu'à ce que les réactions thermonucléaires impliquant l'hélium commencent à une température d'environ 100 millions de K.
La « combustion » thermonucléaire de la matière, reprise à un nouveau niveau, provoque une monstrueuse expansion de l’étoile. L'étoile « gonfle », devenant très « lâche », et sa taille augmente environ 100 fois.
L'étoile devient une géante rouge et la phase de combustion de l'hélium dure environ plusieurs millions d'années.
Ce qui se passe ensuite dépend aussi de la masse de l’étoile.
Dans les étoiles de taille moyenne, la réaction de combustion thermonucléaire de l'hélium peut conduire à la libération explosive des couches externes de l'étoile avec formation de nébuleuse planétaire. Le noyau de l'étoile, dans lequel les réactions thermonucléaires s'arrêtent, se refroidit et se transforme en une naine blanche à l'hélium, ayant généralement une masse allant jusqu'à 0,5 à 0,6 masse solaire et un diamètre de l'ordre du diamètre de la Terre.
Pour les étoiles massives et supermassives (avec une masse de cinq masses solaires ou plus), les processus qui se produisent dans leur noyau à mesure que la compression gravitationnelle augmente conduisent à une explosion. supernova avec la libération d’une énorme énergie. L'explosion s'accompagne de l'éjection d'une masse importante de matière stellaire dans l'espace interstellaire. Cette substance participe par la suite à la formation de nouvelles étoiles, planètes ou satellites. C’est grâce aux supernovae que l’Univers dans son ensemble, et chaque galaxie en particulier, évolue chimiquement. Le noyau stellaire restant après l'explosion peut finir par évoluer comme une étoile à neutrons (pulsar) si la masse de l'étoile au stade avancé dépasse la limite de Chandrasekhar (1,44 masse solaire), ou comme un trou noir si la masse de l'étoile dépasse la limite d'Oppenheimer-Volkoff. (valeurs estimées de 2,5 à 3 masses solaires).
Le processus d'évolution stellaire dans l'Univers est continu et cyclique : les vieilles étoiles disparaissent et de nouvelles s'illuminent pour les remplacer.
Selon les concepts scientifiques modernes, les éléments nécessaires à l'émergence des planètes et à la vie sur Terre ont été formés à partir de la matière stellaire. Bien qu'il n'existe pas de point de vue unique généralement accepté sur la façon dont la vie est née.
