Cycle de vie D'une Étoile

La vie D'une Star

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Cycle de vie d'une étoile

Comparé à toutes les autres étoiles, notre soleil est plutôt insignifiant. Ce n'est pas très grand et n'est qu'une des nombreuses étoiles de l'univers. Il est à peu près au milieu de sa vie, à un stade appelé séquence principale. Dans quelques milliards d'années, notre Soleil mourra, mettant fin à toute vie sur Terre. Il fournit l'attraction gravitationnelle qui maintient les planètes et autres objets en orbite autour de celle-ci, et fournit une source d'énergie qui soutient toute la vie sur Terre.

La durée de vie d'une étoile dépend de sa masse. Si l'étoile a beaucoup de matière et donc une masse élevée, sa durée de vie sera plus courte. Cela peut sembler contre-intuitif, mais les grandes étoiles utilisent leur combustible nucléaire à un rythme beaucoup plus rapide. Les petites étoiles sont en réalité plus efficaces avec le carburant dont elles disposent. La masse d'une étoile dépend de la quantité de matière dans le nuage, appelée nébuleuse, qui a créé l'étoile.

Les étoiles de masse similaire à celle de notre Soleil ont toutes un cycle de vie similaire. Ils commencent comme une nébuleuse . Une nébuleuse est un nuage de poussière et de gaz dont la taille peut varier. Pour faire une étoile de la taille de notre Soleil, il vous faudrait une nébuleuse plusieurs fois plus grande que notre système solaire. Ce nuage, qui contient les éléments constitutifs de l'étoile, s'effondre sous l'effet de la gravité. Alors que la taille du nuage diminue, sa température augmente à mesure que les particules qui le composent s’entrechoquent. Lorsque ce nuage effondré atteint une température et une pression déterminées, la fusion nucléaire se produit. À ce stade, la boule de gaz s'appelle protostar . La fusion nucléaire est une réaction nucléaire dans laquelle deux noyaux légers se combinent pour former un noyau et une énergie plus lourds. C'est l'énergie qui est émise par l'étoile. La quantité d’énergie produite dans ces réactions peut être calculée à partir de E = mc ² . "E" est la quantité d'énergie, "m" le changement de masse et "c" la vitesse de la lumière en mètres par seconde.

Lorsque la pression extérieure provenant de la fusion nucléaire est équilibrée avec la force gravitationnelle rapprochant l'étoile, nous décrivons l'étoile comme étant stable. Les étoiles stables, comme notre Soleil, sont au stade de la séquence principale de la vie de l'étoile. Il arrive un moment où l'étoile s'épuise en hydrogène. C'est alors que commence la fin de sa vie. Les étoiles s'épuisent après des millions voire des milliards d'années, selon leur taille. Lorsque l'étoile est à court de carburant, les réactions nucléaires dans son noyau ne peuvent pas continuer. Cela signifie que la pression extérieure diminue, permettant à la force de gravitation de s’effondrer dans le noyau. Les couches extérieures se dilatent et se refroidissent légèrement. Ce refroidissement change la couleur de l'étoile en une couleur rouge. A ce stade, l'étoile est connue sous le nom de géant rouge . Ce sera le destin de notre étoile dans quelques milliards d'années. Notre soleil va gonfler et s’étendre jusqu’à quelques centaines de fois sa taille initiale. Lorsque cela se produit, toute la vie sur Terre mourra.

Les couches externes de l'étoile dérivent ensuite, laissant un noyau chaud et dense. Celles-ci peuvent produire un très beau phénomène appelé nébuleuse planétaire . Le noyau chaud d'une nébuleuse planétaire s'appelle un nain blanc . Un nain blanc est une étoile morte qui brille encore à cause de la chaleur résiduelle. Ils sont très denses, avec une cuillère à café de nain blanc ayant une masse de plusieurs tonnes. Au fil du temps, cette étoile morte va se refroidir. Cette étoile morte qui s'est refroidie et n'émet plus de lumière s'appelle un nain noir .

Les étoiles beaucoup plus grosses que la nôtre suivent un cycle différent tout au long de leur vie. Alors que les étoiles plus petites, comme notre Soleil, sont formées par une nébuleuse qui s'effondre, les nébuleuses des étoiles plus grandes contiennent beaucoup plus de matière. Ils passent également par une étape principale mais ont une teinte bleue en raison de leurs températures plus élevées. La fin de la vie d'une grande star est beaucoup plus dramatique. Les étoiles massives peuvent avoir des noyaux suffisamment chauds et suffisamment denses pour créer un environnement propice à la fusion nucléaire, qui ne se limite pas à l'hydrogène. Comme des étoiles de masse similaire à notre Soleil, les étoiles massives se développent également lorsqu'elles commencent à manquer de combustible nucléaire.

Cela se termine par une grande explosion appelée supernova . Les supernovae sont parmi les objets les plus brillants du ciel. On pense que les éléments plus lourds que le fer se forment dans une supernova. Les étoiles mortes sont maintenant connues sous le nom d'étoiles à neutrons et sont extrêmement denses. Si une étoile est très grande et a assez de masse, alors un trou noir peut se former à la fin de la vie de l'étoile massive. Un trou noir est une zone de l'espace où la gravité est si forte que même la lumière ne peut s'échapper.