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La vie et la mort des étoiles ordinaires - Épisode 2

Médiation

Média : AMA²

Thème : Les étoiles ordinaires

· Médiation

Quelle vie pour les étoiles "ordinaires" ?

On se retrouve comme promis pour ce deuxième épisode abordant la vie et la mort des étoiles ordinaires.

Pour les personnes ayant manqué la première partie, ça se passe par ici !

... ... ...

Voilà, maintenant que vous avez rattrapé la première partie, je commence la deuxième. Aujourd'hui, on va parler de l'évolution d'une étoile ordinaire, de l'importance de la masse de celle-ci dans les mécanismes qui la régissent, et enfin de son passage à "l'âge adulte" : La Géante Rouge.

Une étoile ordinaire, qu'est-ce-que c'est ? Comment ça marche ?

Une étoile ordinaire est une étoile qui a environ la même masse que le Soleil. Son évolution au cours du temps est donc approximativement similaire. On les appelle "ordinaires" car elles représentent une très grande proportion des étoiles présentes dans l'Univers.

On compare les autres étoiles au Soleil par leur masse, et ceci n'est pas fortuit. En effet, la masse est le paramètre le plus déterminant sur la façon dont l'astre évoluera au cours de sa vie et ce qu'il deviendra après la mort.

Les étoiles ordinaires sont des étoiles qui appartiennent à une catégorie que l'on appelle "la séquence principale".
Au début de sa vie, une étoile est formée en très grande majorité d'hydrogène à très haute température. C'est pour cela que cette phase sur la séquence principale, au cours de la vie d'une étoile, est très longue. En effet, elle représente la période durant laquelle l'objet céleste brûle son hydrogène pour le transformer en un atome plus lourd : l'hélium.
L'hydrogène est un gaz. Et un gaz, à très haute température, est appelé plasma.

Donc une étoile ordinaire, est une boule de plasma en fusion, qui distribue son énergie, sous forme de lumière et de chaleur, dans toutes les directions.

Le gaz est un état de la matière qui est très volatile. Donc on peut aisément se demander comment il est possible que ces mastodontes célestes gardent cette forme sphérique que l'on connaît si bien.

Cycle de vie du Soleil

@Wikipédia, La vie du Soleil

Mécanisme de stabilité stellaires

Deux forces agissent majoritairement sur une étoile.

Dans un sens, la pression de radiation au cœur de l'étoile, qui est la fusion nucléaire des atomes d'hydrogène en atomes d'hélium. C'est à dire la transformation de quatre hydrogènes en un hélium. Ou encore, la transformation de quatre atomes léger en un atome plus lourd.

Il est nécessaire que la température ambiante soit suffisamment grande pour activer le mécanisme de fusion. Au cœur du Soleil, par exemple, il fait 15 millions de degrés !

 

Dans l'autre sens, c'est la gravité qui fait parler d'elle ! Elle est due à la très forte (com)pression du gaz.

"Dans un sens", "dans l'autre sens", pourquoi ?
La pression de radiation diffuse l'énergie de l'intérieur vers l'extérieur de l'étoile et a donc pour vocation de faire s'évaporer l'étoile. Alors que la gravitation agit de l'extérieur vers l'intérieur de l'étoile et donc a plutôt tendance à faire la faire collapser !

C'est ainsi que le subtil équilibre entre les deux énergies permet de maintenir ces astres en de grosses boules de plasma.

La luminosité des étoiles

Au cours de leur existence, la luminosité des étoiles subit une légère augmentation.
Cette évolution de la brillance est due au fait que l'étoile brûle 4 hydrogènes en son cœur, pour fabriquer un hélium.

@AMA² , 4 H --> 1 He

Le passage de quatre à une particule entraîne une baisse du nombre de corpuscules et ainsi, une baisse de la pression de radiation.
C'est alors que le précieux équilibre des étoiles se voit menacé.

Afin que l'astre ne s'effondre pas sur lui-même, il lui faut rétablir une pression de l'intérieur vers l'extérieur, qui est suffisante à contrecarrer l'effet de la gravitation.

C'est alors que le cœur de l'étoile, berceau des réactions de fusion nucléaires se contracte pour résister au poids des couches externes. La contraction entraîne une hausse des températures, ainsi qu'une augmentation de la pression interne et un calme retour à la stabilité.

Cette augmentation de température emmène à un accroissement du nombre de fusion dans le cœur qui se traduit alors par une lente augmentation de la luminosité de l'étoile.

Alpha Centauri A et Alpha Centauri B - étoiles sur la séquence principale

@NASA, Alpha Centauri A et Alpha Centauri B

Limites de carburant et phase de géante rouge

Comme vous l'aurez compris, l'équilibre d'une étoile est parsemé de fluctuations et à partir d'un certain âge, les réserves en hydrogène atteignent un seuil minimal, car tout le carburant du centre de l'étoile a été consommé et transformé en hélium.

Cependant, ces radieuses forces de la nature n'ont pas dit leur dernier mot !
Eh oui, le manque de carburant implique que la gravitation l'emporte encore une fois sur la pression de radiation, mais de même, encore une fois, l'étoile va contracter son cœur, et fournir à l'hélium l'énergie suffisante pour se transformer en carbone ou en oxygène. Ainsi, les fluctuations continuent et l'étoile contrebalance les manques en énergie radiative.

De plus la température interne est si grande qu'elle va se diffuser vers les couches plus externes et la fusion de l'hydrogène peut alors débuter en dehors du noyau de l'étoile, autour d'un cœur riche en hélium.

L'étoile contracte son cœur d'hélium, et transforme son hydrogène dans les couches externes. Cela provoque une libération importante d'énergie. La pression interne hausse ainsi de manière fulgurante. Afin de rééquilibrer à nouveau son cycle, le rayon de l'étoile augmente de manière aussi considérable.

Suite à cette augmentation du rayon et donc de sa surface, l'étoile devient beaucoup plus lumineuse. Cependant de manière contre-intuitive, la température de l'astre baisse et c'est alors qu'il prend cette magnifique teinte rouge : L'étoile est alors devenue adulte, et rejoint la branche des géantes rouges.

Mira - Géante rouge

@Wikipédia, Mira géante rouge

Bételgeuse - Géante rouge la plus proche de nous : se situe à 642.5 années lumières de la Terre.

@Wikipédia, Betelgeuse

Comme il est coutume de le faire lorsque l'on parle des étoiles, parlons du fameux Diagramme H-R. Ce graphique réalisé par le chimiste danois Ejnar Hertzsprung et l'astronome américain Henry Norris Russell met en évidence l'évolution de la luminosité des étoiles en fonction de leur température.

@cdnSavoir, Diagramme H-R

On retrouve sur ce graphe la séquence principale dont on a discuté plus haut, ainsi que la phase des géantes rouge, dans laquelle se trouve actuellement Bételgeuse !

On peut voir sur ce diagramme d'Herzprung-Russell qu'il y a d'autres catégories d'étoiles qui entrent en jeu : les supergéantes bleues, les supergéantes rouges, les naines rouges, les naines blanches, ...

Un bel et bon foisonnement de types d'étoiles qui offrent une large panoplie de choix pour le devenir de nos étoiles ordinaires...

 

Informations pratiques :

Il y a une très chouette vidéo que je voudrais vous montrer.

Mais comme je souhaite réaliser un petit sondage-devinette suite au post de cet article, je ne voudrais pas vous donner la réponse !

Le sondage se trouve sur mon compte Twitter ainsi que sur ma page Facebook !

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