La formation des étoiles
Cycle de vie des étoiles – © Creative Commons Attribution 4.0 International
Les étoiles naissent au sein de vastes nuages moléculaires, denses et froids, composés principalement d’hydrogène et d’hélium. Sous l’effet de leur propre gravité, ces nuages s’effondrent sur eux-mêmes, formant des protoétoiles. Au cœur de ces protoétoiles, la température et la pression augmentent progressivement jusqu’à ce que les réactions de fusion nucléaire s’enclenchent, convertissant l’hydrogène en hélium. La protoétoile devient alors une étoile de la “séquence principale”.
Le diagramme de Hertzsprung-Russell
Diagramme de Hertzsprung-Russell – © Richard Powell
Le diagramme de Hertzsprung-Russell (HR) offre une vision synthétique de l’évolution stellaire.
Ce diagramme est un outil fondamental en astrophysique. Il représente les étoiles en fonction de deux paramètres clés : leur luminosité (sur l’axe vertical) et leur température de surface (sur l’axe horizontal).
En plus de la luminosité et de la température, une autre caractéristique importante est liée à la température de surface : la couleur.
- Les étoiles chaudes (partie gauche du diagramme HR) émettent une lumière blanche ou bleue due à leur température de surface élevée, de l’ordre de plusieurs dizaines de milliers de kelvins.
- Les étoiles froides (partie droite du diagramme HR), quant à elles, avec des températures de surface plus faibles, de l’ordre de quelques milliers de kelvins, émettent une lumière orange ou rouge.
La masse d’une étoile joue un rôle déterminant dans son évolution. Les étoiles les plus massives brûlent leur carburant nucléaire plus rapidement et ont donc longévité plus courte. Leur durée de vie se mesure en millions d’années.
À l’inverse, les étoiles moins massives brûlent leur carburant plus lentement et vivent plus longtemps. Leur durée de vie peut dépasser l’âge actuel de l’Univers, soit des dizaines de milliards d’années.
Par comparaison, la longévité de notre Soleil, étoile de masse intermédiaire, est estimée à environ 9 milliards d’années.
La nucléosynthèse stellaire
Au cours de leur vie, les étoiles ne se contentent pas de briller. Elles sont aussi de véritables usines à fabriquer des éléments chimiques. Ce processus, appelé nucléosynthèse stellaire, est à l’origine de la diversité des éléments que nous observons dans l’Univers.
Les étoiles commencent par fusionner l’hydrogène en hélium. Mais ce n’est que le début. Au fur et à mesure que l’étoile vieillit et que son cœur s’épuise en hydrogène, elle entame une chaine de fusion en éléments plus lourds : de l’hélium vers le carbone et l’oxygène, produisant ensuite des éléments plus lourds encore comme le néon, le silicium et le soufre. Les étoiles les plus massives peuvent même synthétiser des éléments aussi lourds que le fer.
Lorsque une étoile massive explose en supernova (voir la page « Les novæ et supernovæ »), elle disperse dans l’espace les éléments qu’elle a créés. Ces éléments se mélangent au gaz interstellaire et servent à former de nouvelles étoiles et planètes. Ainsi, nous sommes tous faits d’atomes qui ont été synthétisés au cœur d’étoiles disparues.
La nucléosynthèse – © laradioactivité.com
La nucléosynthèse stellaire