Lorsque l’on observe le ciel nocturne, il est facile d’oublier que chaque point lumineux scintillant est une étoile à un moment donné de son cycle de vie.
Entre sa naissance violente et sa mort encore plus violente, une étoile reste stable pendant des dizaines de milliards d’années. Examinons ces phases plus en détail.
La phase nébuleuse
Les étoiles naissent au sein d’immenses nuages de gaz et de poussière appelés nébuleuses ou nuages moléculaires, dont la masse varie entre 1 000 et 10 millions de fois celle du Soleil. Plus les nuages moléculaires sont froids, plus ils sont susceptibles de réagir aux perturbations gravitationnelles, telles que les ondes de choc provenant d’une supernova proche, ce qui les amène à s’agglomérer pour former des nœuds de gaz denses.
À mesure que ces nœuds continuent de croître, ils entrent en collision avec d’autres nœuds denses ou collectent davantage de matière autour de la zone de formation, ce qui augmente leur force gravitationnelle.
Lorsque les forces gravitationnelles atteignent un point critique, les énormes amas de matière accumulée s’effondrent sur eux-mêmes, et la friction qui s’accumule pendant cette phase entraîne une intense accumulation de chaleur. À ce stade, la formation d’une protoétoile a commencé.
Le saviez-vous ? Située dans la constellation d’Orion, la nébuleuse d’Orion est la seule nébuleuse visible à l’œil nu. Regardez sous les trois étoiles qui forment la ceinture d’Orion pour apercevoir une tache floue. Une fois que vous l’avez trouvée, prenez un moment pour apprécier le fait que vous contemplez une région du ciel où des étoiles sont en pleine formation ! Le spectacle est encore plus impressionnant à travers des jumelles ou un télescope.
La phase protostellaire
L’énergie générée lors de l’effondrement de la matière pendant la phase nébuleuse alimente la protoétoile nouvellement formée, mais elle n’est pas encore suffisamment chaude pour que la fusion nucléaire ait lieu. La protoétoile continue de croître en attirant de plus en plus de matière de la nébuleuse à partir de laquelle elle s’est formée, un processus appelé accrétion, provoquant la formation d’un disque protoplanétaire autour du noyau de la protoétoile. Ce mélange résiduel de poussière, de glace et de gaz s’agglomère pour former des planétésimaux, qui entrent en collision et fusionnent pour devenir des planètes à part entière.
Si une étoile a une masse supérieure à 0,08 masse solaire (une masse solaire équivaut à la masse de notre soleil), des réactions nucléaires se déclenchent et cimentent le statut de l’astre en tant qu’étoile. Des planètes se forment autour d’elle et l’étoile entre dans la séquence principale.
La séquence principale
Après des millions d’années de pression croissante et d’augmentation des températures pendant la phase protostellaire, le corps en formation est confronté à un ultimatum. S’il n’atteint jamais 0,08 masse solaire, il ne générera pas une température suffisante (10 millions de kelvins) pour déclencher la phase de fusion nucléaire, ce qui aboutira à l’échec de la formation d’une étoile, appelée naine brune, qui passera l’éternité à se refroidir et à s’éteindre.
En revanche, si la protoétoile atteint 0,08 masse solaire, le noyau de l’étoile comprime les noyaux d’atomes d’hydrogène pour former de l’hélium, un processus extrêmement puissant qui empêche l’étoile de s’effondrer sous sa propre gravité. Cette phase est comme une étincelle qui allume un feu : une fois allumée, elle restera allumée jusqu’à ce que son énergie s’épuise.
Les étoiles passent environ 90 % de leur vie dans la phase de séquence principale, et la plupart des étoiles que nous voyons lorsque nous passons la nuit à observer le ciel sont des étoiles de séquence principale. Notre Soleil est estimé être à peu près à mi-chemin de cette phase.
Les phases de la mort d’une étoile
La masse d’une étoile est cruciale lorsqu’elle s’éloigne de sa phase de séquence principale, car elle détermine son comportement à l’approche de la fin de sa vie. Cependant, quelle que soit sa masse, ce qui déclenche le début de la fin de la vie d’une étoile est l’épuisement de l’hydrogène dans son cœur, ce qui signifie que la fusion nucléaire ne peut plus avoir lieu.
La fusion nucléaire est essentielle dans une étoile, car elle équilibre les forces gravitationnelles qui attirent la matière. Comme la fusion nucléaire diminue pendant la mort d’une étoile, la gravité commence à prendre le dessus et à comprimer le cœur de l’étoile.
Étoiles de faible masse
Les étoiles de faible masse, semblables au Soleil, épuisent relativement lentement leurs dernières réserves d’hydrogène, ce qui signifie que leur processus de mort peut prendre des milliards d’années. Au cours de cette phase, elles deviennent des géantes rouges, la fusion transformant l’hélium en carbone.
Après que la géante rouge a perdu ses couches externes, des nébuleuses planétaires (des nuages de poussière et de gaz qui ressemblent à des planètes lorsqu’elles sont observées pour la première fois à travers un télescope) aux formes et aux couleurs inhabituelles se forment autour de l’étoile mourante. Finalement, la géante rouge devient une naine blanche, une étoile qui a cessé la fusion nucléaire, mais qui émet toujours de la lumière grâce à l’énergie thermique qu’elle a stockée au fil du temps. Les naines blanches ont à peu près la même taille que la Terre, mais leur masse est comparable à celle du Soleil.
Lorsqu’une naine blanche cesse de produire de la lumière, elle devient une naine noire. Cependant, aucune étoile n’a encore atteint cette phase, car l’univers n’est pas assez vieux. Cela signifie que les naines noires restent un stade conceptuel dans la mort d’une étoile.
Étoiles de forte masse
Le processus est beaucoup plus rapide pour les étoiles de forte masse (huit masses solaires ou plus), car elles convertissent leur hydrogène beaucoup plus rapidement, un processus qui ne prend que quelques millions d’années. Lorsque l’étoile massive épuise l’hydrogène de son noyau, elle se dilate et se refroidit pour former une supergéante rouge.
À ce stade, le cœur de l’étoile ne s’est pas encore effondré, grâce aux processus de conversion du combustible qui transforment le carbone en éléments plus lourds, comme l’oxygène, le magnésium et le néon, et aux réactions en chaîne qui fusionnent le silicium en fer. Cependant, chaque fois qu’un nouveau matériau plus lourd est créé, le temps restant au cœur de la supergéante rouge diminue considérablement.
Finalement, le noyau de fer s’effondre, car la fusion du fer absorbe l’énergie au lieu de la libérer, et rebondit violemment sur lui-même, projetant ses couches externes dans l’espace sous la forme d’une explosion spectaculaire appelée supernova. La matière violemment projetée dans l’espace forme de nouvelles nébuleuses, et le processus de formation des étoiles recommence pour achever le cycle de vie stellaire.
Enfin, les étoiles résiduelles dont la masse est inférieure à 2,2 à 2,9 masses solaires, connues sous le nom de limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, forment des étoiles à neutrons denses.
Si leur masse dépasse la limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, rien ne peut générer les forces nécessaires pour s’opposer à l’immense attraction gravitationnelle. Cet effondrement gravitationnel indéfini entraîne la formation d’un trou noir, un objet cosmique peu connu dont la gravité est si forte que même la lumière ne peut s’en échapper.
