Lorsque vous regardez le ciel nocturne et que vous voyez les étoiles scintiller, vous pouvez penser qu'elles ne changent jamais et qu'elles ont peu à voir avec vous. En réalité, ils changent de manière significative - mais sur des millions ou des milliards d'années. Les étoiles sont formées, elles vieillissent et elles changent en cycles. En étudiant le cycle de vie des étoiles, vous pouvez mieux connaître la nature de la formation de la matière et le processus que notre propre soleil traverse.

Vie précoce

Toutes les étoiles ont des stades de vie similaires jusqu'à l'étoile atteint la scène rouge-géante. Comme le gaz dans une nébuleuse se condense, il forme un protostar. Finalement, la température atteint environ 15 millions de degrés et la fusion commence. L'étoile commence à briller et se contracte. C'est maintenant une étoile qui brillera pendant des millions et des milliards d'années. Lorsque l'étoile vieillit, elle transforme l'hydrogène en hélium dans son noyau par le processus de fusion. Lorsque l'alimentation en hydrogène est épuisée, le noyau de l'étoile devient instable et se contracte lorsque la coque extérieure se dilate. Comme il se refroidit et se dilate de cette façon, il commence à briller rouge. À ce stade, l'étoile a atteint la phase géante rouge.

Étoiles à faible masse

Les étoiles ayant une taille d'environ 10 fois la taille du soleil ou moins sont appelées étoiles à faible masse. Après la fusion de l'hélium en carbone, le noyau de l'étoile s'effondre une fois de plus. En se contractant, la partie extérieure de l'étoile est projetée vers l'extérieur. Cela forme une nébuleuse planétaire. En se refroidissant, le noyau de l'étoile qui reste forme une naine blanche. Au fur et à mesure qu'il refroidit, il peut former ce que l'on appelle une naine noire.

Étoiles de grande masse

À mesure que de plus grandes étoiles atteignent la phase géante rouge, leur température augmente à mesure que l'hélium fusionne carbone. La température du cœur augmente, la fusion formant de l'oxygène, de l'azote et du fer. Lorsque le noyau d'étoile se convertit en fer, la fusion cesse. Le fer est trop stable et il faut plus d'énergie pour fusionner le fer que ce qui est libéré. Après la fusion s'arrête, l'étoile s'effondre. Les températures dépassent les 100 milliards de degrés et les forces expansives surpassent celles des contractants. Le cœur de l'étoile explose vers l'extérieur pour former une explosion connue sous le nom de supernova. Comme cette explosion déchire les coquilles extérieures de l'étoile, la fusion se produit une fois de plus. Grâce à cette libération d'énergie, la supernova crée des éléments lourds. Si le reste de l'explosion est supérieur à 1,4 à trois masses solaires, il deviendra une étoile à neutrons. S'il s'agit d'environ trois masses solaires, l'étoile terminera sa vie comme un trou noir.

Le Soleil

Le Soleil est une étoile de faible masse. Il a été créé à partir de la condensation de gaz et de poussière dans une nébuleuse il y a environ 4,5 milliards d'années. Dans environ cinq milliards d'années, il deviendra un géant rouge et enveloppera toutes les planètes intérieures, y compris la terre. Il deviendra finalement une étoile blanche-naine.