Combien de temps vivent les étoiles. Cycle de vie d'une étoile - description, diagramme et faits intéressants

Les étoiles sont des corps célestes lumineux, constitués de gaz et scintillant dans le ciel nocturne. Notre Soleil est l'une des quelque 100 quintillions (1 suivi de 18 zéros) d'étoiles dans l'univers. Tout substances chimiques dans votre corps - du calcium dans les os au zinc dans les cheveux - se forment dans les entrailles chaudes des étoiles !

A quelle distance sont les étoiles ?

Il y a des milliards d'étoiles dans l'univers. La distance à l'étoile la plus proche est supérieure à 4 années-lumière. Les étoiles que l'on peut voir à travers un télescope sont à des milliers d'années-lumière. Grâce à la vitesse de la lumière, on peut voir à quoi ressemblaient les étoiles proches il y a quelques années, et les étoiles lointaines il y a quelques millénaires.

Pourquoi les étoiles sont-elles de couleurs différentes ?

Si vous regardez les étoiles à travers des jumelles ou un télescope, vous pouvez voir que les étoiles sont rouges, jaunes, bleues. La couleur est une indication de la température des étoiles. La température de surface des étoiles rouges les plus froides est de 2500-3500 K (kelvins), jaune - environ 5500 K, bleu - 10 000 - 50 000 K.

Qu'est-ce qu'une constellation ?

Constellation - plusieurs étoiles réunies dans un groupe et formant les contours d'un objet reconnaissable, selon lequel la constellation est nommée. Il existe 88 groupes d'étoiles connus, ou constellations. Beaucoup d'entre eux portent le nom des héros des mythes et des légendes.

hémisphères stellaires.

La terre est divisée en son milieu par une ligne imaginaire appelée équateur. Que nous soyons au-dessus ou au-dessous de l'équateur détermine si nous sommes dans l'hémisphère nord ou sud. Notre position sur Terre détermine quelles étoiles nous voyons. Certaines étoiles ne peuvent être vues que de hémisphère nord. Par exemple, les habitants de l'hémisphère sud ne voient pas l'étoile polaire.

Dans l'hémisphère nord, vous pouvez voir plusieurs constellations célèbres : Pégase, Cygnus, Cassiopée, Bootes, Ursa Major, Lion, la partie supérieure d'Orion.

Dans l'hémisphère sud, vous pouvez voir les constellations : Partie inférieure Orion, Canis Major, Phénix, Croix du Sud, Paon, Scorpion.

Qu'est-ce qu'une nouvelle étoile ?

Nouvelle étoile- une augmentation soudaine du rayonnement d'une étoile par mille fois. Une nouvelle étoile peut apparaître dans une constellation où il y a deux étoiles - une naine blanche (étoile endormie) et une autre. Si ces deux étoiles sont suffisamment proches, la matière de l'une est attirée par la naine blanche. Sa température de surface augmente tellement que la naine blanche s'embrase soudainement et devient une nouvelle étoile !

Combien de temps vivent les étoiles ?

Plus l'étoile est grande, plus elle meurt rapidement. Cela peut sembler étrange, mais plus la masse d'une étoile est grande, plus elle s'échauffe et consomme plus rapidement son carburant. Des milliards d'années de vie utile pour notre Soleil s'écouleront avant qu'il ne manque d'hydrogène. Maintenant, le Soleil est au milieu de son chemin de vie.

Notre soleil finira par se transformer en une petite naine blanche - un corps sphérique de la taille de la Terre ! À partir de ce moment, le Soleil commencera à s'estomper, à s'assombrir, jusqu'à ce qu'il s'éteigne enfin !

Les stars, comme les gens, peuvent être nouveau-nées, jeunes, vieilles. A chaque instant, des étoiles meurent et d'autres se forment. Habituellement, les plus jeunes d'entre eux ressemblent au Soleil. Ils sont au stade de la formation et représentent en fait des protoétoiles. Les astronomes les appellent les étoiles T-Taurus, du nom de leur prototype. Par leurs propriétés - par exemple, la luminosité - les protoétoiles sont variables, car leur existence n'est pas encore entrée dans une phase stable. Autour de beaucoup d'entre eux se trouve une grande quantité de matière. De puissants courants de vent émanent des étoiles de type T.

Protostars : le début du cycle de vie

Si de la matière tombe à la surface d'une protoétoile, elle brûle rapidement et se transforme en chaleur. En conséquence, la température des protoétoiles augmente constamment. Lorsqu'elle s'élève au point que des réactions nucléaires se déclenchent au centre de l'étoile, la protoétoile acquiert le statut d'une protoétoile ordinaire. Avec le début des réactions nucléaires, l'étoile apparaît source permanenteénergie qui la maintient en vie pendant longtemps. La durée du cycle de vie d'une étoile dans l'univers dépend de sa taille initiale. Cependant, on pense que les étoiles ayant le diamètre du Soleil ont suffisamment d'énergie pour exister confortablement pendant environ 10 milliards d'années. Malgré cela, il arrive aussi que des étoiles encore plus massives ne vivent que quelques millions d'années. Cela est dû au fait qu'ils brûlent leur carburant beaucoup plus rapidement.

Etoiles de taille normale

Chacune des étoiles est un tas de gaz chaud. Dans leurs profondeurs, le processus de production d'énergie nucléaire se poursuit en permanence. Cependant, toutes les étoiles ne sont pas comme le Soleil. L'une des principales différences est la couleur. Les étoiles ne sont pas seulement jaunes, mais aussi bleuâtres, rougeâtres.

Luminosité et luminosité

Ils diffèrent également par des caractéristiques telles que la brillance, la luminosité. La luminosité d'une étoile observée depuis la surface de la Terre dépend non seulement de sa luminosité, mais aussi de la distance à notre planète. Compte tenu de la distance à la Terre, les étoiles peuvent avoir une luminosité complètement différente. Cet indicateur va d'un dix-millième de l'éclat du Soleil à une luminosité comparable à plus d'un million de Soleils.

La plupart des étoiles sont dans le segment inférieur de ce spectre, étant faibles. À bien des égards, le Soleil est une étoile moyenne et typique. Cependant, comparé à d'autres, il a une luminosité beaucoup plus grande. Un grand nombre de les étoiles sombres peuvent être observées même à l'œil nu. La différence de luminosité des étoiles est due à leur masse. La couleur, la brillance et le changement de luminosité au fil du temps sont déterminés par la quantité de substance.

Tentatives d'explication du cycle de vie des étoiles

Les gens ont longtemps essayé de retracer la vie des étoiles, mais les premières tentatives des scientifiques étaient plutôt timides. La première avancée a été l'application de la loi de Lane à l'hypothèse Helmholtz-Kelvin de la contraction gravitationnelle. Cela a amené une nouvelle compréhension de l'astronomie : théoriquement, la température d'une étoile devrait augmenter (sa valeur est inversement proportionnelle au rayon de l'étoile) jusqu'à ce que l'augmentation de la densité ralentisse les processus de contraction. Alors la consommation d'énergie sera supérieure à son revenu. À ce stade, l'étoile commencera à se refroidir rapidement.

Hypothèses sur la vie des étoiles

L'une des hypothèses originales sur le cycle de vie d'une étoile a été proposée par l'astronome Norman Lockyer. Il croyait que les étoiles naissent de la matière météorique. Dans le même temps, les dispositions de son hypothèse reposaient non seulement sur les conclusions théoriques disponibles en astronomie, mais aussi sur les données de l'analyse spectrale des étoiles. Lockyer était convaincu que éléments chimiques, qui participent à l'évolution des corps célestes, sont constitués de particules élémentaires - "protoéléments". Contrairement aux neutrons, protons et électrons modernes, ils n'ont pas un caractère général mais individuel. Par exemple, selon Lockyer, l'hydrogène se décompose en ce qu'on appelle le « protohydrogène » ; le fer devient "proto-fer". D'autres astronomes ont également tenté de décrire le cycle de vie d'une étoile, par exemple, James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Etoiles géantes et naines

Les étoiles les plus grosses sont les plus chaudes et les plus brillantes. Ils sont généralement blancs ou bleutés. Malgré le fait qu'ils ont des dimensions gigantesques, le carburant qu'ils contiennent s'épuise si rapidement qu'ils le perdent en quelques millions d'années seulement.

Étoiles petite taille, contrairement aux géants, ne sont généralement pas aussi brillants. Ils ont une couleur rouge, vivent assez longtemps - des milliards d'années. Mais parmi les étoiles les plus brillantes du ciel, il y en a aussi des rouges et des oranges. Un exemple est l'étoile Aldebaran - le soi-disant "oeil de boeuf", situé dans la constellation du Taureau; ainsi que dans la constellation du Scorpion. Pourquoi ces étoiles froides sont-elles capables de rivaliser en luminosité avec des étoiles chaudes comme Sirius ?

Cela est dû au fait qu'une fois qu'ils se sont beaucoup développés, et dans leur diamètre, ils ont commencé à dépasser les énormes étoiles rouges (supergéantes). L'immense zone permet à ces étoiles de rayonner un ordre de grandeur plus d'énergie que le Soleil. Et cela malgré le fait que leur température est beaucoup plus basse. Par exemple, le diamètre de Bételgeuse, situé dans la constellation d'Orion, est plusieurs centaines de fois plus grand diamètre Soleil. Et le diamètre des étoiles rouges ordinaires ne représente généralement même pas un dixième de la taille du Soleil. Ces étoiles sont appelées naines. Chaque corps céleste peut passer par ces types de cycle de vie des étoiles - la même étoile à différents segments de sa vie peut être à la fois une géante rouge et une naine.

En règle générale, les luminaires comme le Soleil soutiennent leur existence grâce à l'hydrogène à l'intérieur. Il se transforme en hélium à l'intérieur du noyau nucléaire de l'étoile. Le soleil a une énorme quantité de carburant, mais même il n'est pas infini - au cours des cinq derniers milliards d'années, la moitié de la réserve a été épuisée.

Durée de vie des étoiles. Cycle de vie des étoiles

Une fois les réserves d'hydrogène à l'intérieur de l'étoile épuisées, de sérieux changements surviennent. L'hydrogène restant commence à brûler non pas à l'intérieur de son noyau, mais à la surface. Dans ce cas, la durée de vie de l'étoile diminue de plus en plus. Le cycle des étoiles, du moins la plupart d'entre elles, dans ce segment passe au stade d'une géante rouge. La taille de l'étoile devient plus grande et sa température, au contraire, devient plus petite. C'est ainsi que la plupart des géantes rouges, ainsi que des supergéantes, apparaissent. Ce processus fait partie de la séquence globale des changements qui se produisent avec les étoiles, que les scientifiques ont appelée l'évolution des étoiles. Le cycle de vie d'une étoile comprend toutes ses étapes : au final, toutes les étoiles vieillissent et meurent, et la durée de leur existence est directement déterminée par la quantité de carburant. grandes étoiles mettre fin à leur vie avec une explosion énorme et spectaculaire. Les plus modestes, au contraire, meurent, rétrécissant progressivement à la taille de naines blanches. Ensuite, ils disparaissent tout simplement.

Combien de temps vit une étoile moyenne ? Le cycle de vie d'une étoile peut durer de moins de 1,5 million d'années à 1 milliard d'années ou plus. Tout cela, comme on l'a dit, dépend de sa composition et de sa taille. Les étoiles comme le Soleil vivent entre 10 et 16 milliards d'années. Très étoiles brillantes, comme Sirius, vivent relativement peu de temps - seulement quelques centaines de millions d'années. Le diagramme du cycle de vie d'une étoile comprend les étapes suivantes. Il s'agit d'un nuage moléculaire - l'effondrement gravitationnel du nuage - la naissance d'une supernova - l'évolution d'une protoétoile - la fin de la phase protostellaire. Puis les étapes se succèdent : le début du stade d'une jeune étoile - le milieu de la vie - la maturité - le stade d'une géante rouge - une nébuleuse planétaire - le stade d'une naine blanche. Les deux dernières phases sont caractéristiques des petites étoiles.

La nature des nébuleuses planétaires

Ainsi, nous avons brièvement considéré le cycle de vie d'une étoile. Mais qu'est-ce que c'est Passant d'une énorme géante rouge à une naine blanche, les étoiles perdent parfois leurs couches externes, puis le noyau de l'étoile devient nu. L'enveloppe de gaz commence à briller sous l'influence de l'énergie émise par l'étoile. Cette étape tire son nom du fait que les bulles de gaz lumineuses dans cette coquille ressemblent souvent à des disques autour des planètes. Mais en fait, ils n'ont rien à voir avec les planètes. Le cycle de vie des étoiles pour les enfants peut ne pas inclure tous les détails scientifiques. On ne peut que décrire les principales phases de l'évolution des corps célestes.

amas d'étoiles

Les astronomes aiment beaucoup explorer, il existe une hypothèse selon laquelle tous les luminaires naissent précisément en groupes, et non un par un. Étant donné que les étoiles appartenant au même amas ont des propriétés similaires, les différences entre elles sont vraies et non dues à la distance à la Terre. Quels que soient les changements que font ces astres, ils commencent en même temps et dans des conditions égales. En particulier, de nombreuses connaissances peuvent être obtenues en étudiant la dépendance de leurs propriétés à la masse. Après tout, l'âge des étoiles dans les amas et leur distance par rapport à la Terre sont à peu près égaux, ils ne diffèrent donc que par cet indicateur. Les grappes intéresseront non seulement les astronomes professionnels - chaque amateur sera heureux de faire magnifique photo, admirez-les en exclusivité belle vue dans le planétarium.

La durée de vie des étoiles se compose de plusieurs étapes, par lesquelles, pendant des millions et des milliards d'années, les luminaires s'efforcent constamment d'atteindre l'inévitable finale, se transformant en éclairs brillants ou en trous noirs sombres.

La durée de vie d'une étoile de tout type est un processus incroyablement long et complexe, accompagné de phénomènes à l'échelle cosmique. Sa polyvalence est tout simplement impossible à tracer et à étudier complètement, même en utilisant tout l'arsenal science moderne. Mais sur la base de ces connaissances uniques accumulées et traitées sur toute la période d'existence de l'astronomie terrestre, des couches entières d'informations précieuses deviennent disponibles pour nous. Cela permet de relier l'enchaînement des épisodes du cycle de vie des luminaires en théories relativement cohérentes et de modéliser leur évolution. Quelles sont ces étapes ?

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Épisode I. Protostars

Le chemin de vie des étoiles, comme tous les objets du macrocosme et du microcosme, commence dès la naissance. Cet événement trouve son origine dans la formation d'un nuage incroyablement énorme, à l'intérieur duquel apparaissent les premières molécules, c'est pourquoi la formation est appelée moléculaire. Parfois, un autre terme est utilisé qui révèle directement l'essence du processus - le berceau des étoiles.

Ce n'est que lorsque, dans un tel nuage, en raison de circonstances insurmontables, une compression extrêmement rapide de ses particules constitutives avec masse, c'est-à-dire un effondrement gravitationnel, se produit, la future étoile commence à se former. La raison en est une poussée d'énergie gravitationnelle, dont une partie comprime les molécules de gaz et réchauffe le nuage parent. Ensuite, la transparence de la formation commence progressivement à disparaître, ce qui contribue à un échauffement encore plus important et à une augmentation de la pression en son centre. Le dernier épisode de la phase protostellaire est l'accrétion de matière tombant sur le noyau, au cours de laquelle l'étoile naissante grandit et devient visible après que la pression de la lumière émise ait littéralement balayé toute la poussière vers la périphérie.

Trouvez des protoétoiles dans la nébuleuse d'Orion !

Cet immense panorama de la nébuleuse d'Orion est issu de l'imagerie. Cette nébuleuse est l'un des berceaux d'étoiles les plus grands et les plus proches de nous. Essayez de trouver des protoétoiles dans cette nébuleuse, puisque la résolution de ce panorama vous le permet.

Épisode II. jeunes vedettes

Fomalhaut, image du catalogue DSS. Il existe encore un disque protoplanétaire autour de cette étoile.

La prochaine étape ou cycle de la vie d'une étoile est la période de son enfance cosmique, qui, à son tour, est divisée en trois étapes : les jeunes luminaires du petit (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Épisode III. L'apogée du chemin de vie d'une star

Soleil tourné en ligne H alpha. Notre étoile est à son apogée.

Au milieu de leur vie, les corps cosmiques peuvent avoir une grande variété de couleurs, de masses et de dimensions. La palette de couleurs varie des teintes bleutées au rouge, et leur masse peut être bien inférieure à celle du soleil, voire la dépasser de plus de trois cents fois. La séquence principale du cycle de vie des étoiles dure environ dix milliards d'années. Après cela, l'hydrogène se termine au cœur du corps cosmique. Ce moment est considéré comme le passage de la vie de l'objet à l'étape suivante. En raison de l'épuisement des ressources en hydrogène dans le cœur, les réactions thermonucléaires s'arrêtent. Cependant, pendant la période de compression nouvellement commencée de l'étoile, un effondrement commence, ce qui conduit à l'apparition de réactions thermonucléaires déjà avec la participation de l'hélium. Ce processus stimule l'expansion de l'étoile, qui est tout simplement d'une ampleur incroyable. Et maintenant, il est considéré comme un géant rouge.

Épisode IV La fin de l'existence des étoiles et leur mort

Les anciens luminaires, comme leurs jeunes homologues, sont divisés en plusieurs types: étoiles de faible masse, de taille moyenne, supermassives et. Quant aux objets de petite masse, il est encore impossible de dire exactement quels processus se déroulent avec eux dans les dernières étapes de l'existence. Tous ces phénomènes sont hypothétiquement décrits à l'aide de simulations informatiques et non basés sur des observations minutieuses de ceux-ci. Après la combustion finale du carbone et de l'oxygène, la coquille atmosphérique de l'étoile augmente et sa composante gazeuse se perd rapidement. A la fin de leur parcours évolutif, les luminaires sont à plusieurs reprises comprimés, tandis que leur densité, au contraire, augmente significativement. Une telle étoile est considérée comme une naine blanche. Puis, dans sa phase de vie, la période d'une supergéante rouge suit. La dernière du cycle de vie d'une étoile est sa transformation, à la suite d'une très forte compression, en une étoile à neutrons. Cependant, tous ces corps cosmiques ne le deviennent pas. Certains, le plus souvent les plus gros en termes de paramètres (plus de 20-30 masses solaires), passent dans la catégorie des trous noirs à la suite d'un effondrement.

Faits intéressants sur les cycles de vie des étoiles

L'une des informations les plus particulières et les plus remarquables de la vie stellaire du cosmos est que la grande majorité des luminaires dans le nôtre sont au stade de naines rouges. De tels objets ont une masse bien inférieure à celle du Soleil.

Il est également très intéressant de noter que l'attraction magnétique des étoiles à neutrons est des milliards de fois supérieure au rayonnement similaire du corps terrestre.

Effet de masse sur une étoile

Un autre fait non moins amusant est la durée d'existence des plus grands types d'étoiles connus. Du fait que leur masse est capable d'être des centaines de fois supérieure à la masse solaire, leur libération d'énergie est également plusieurs fois supérieure, parfois même des millions de fois. Par conséquent, leur durée de vie est beaucoup plus courte. Dans certains cas, leur existence s'inscrit dans quelques millions d'années seulement, contre les milliards d'années de vie des étoiles de faible masse.

Un fait intéressant est également l'opposé des trous noirs aux naines blanches. Il est à noter que les premières proviennent des étoiles les plus gigantesques en termes de masse, et les secondes, au contraire, des plus petites.

Dans l'Univers, il existe un grand nombre de phénomènes uniques dont on peut parler sans fin, car le cosmos est extrêmement mal étudié et exploré. Toutes les connaissances humaines sur les étoiles et leurs cycles de vie, dont dispose la science moderne, sont principalement obtenues à partir d'observations et de calculs théoriques. Ces phénomènes et objets peu étudiés donnent lieu à un travail constant pour des milliers de chercheurs et de scientifiques : astronomes, physiciens, mathématiciens, chimistes. Grâce à leur travail continu, ces connaissances sont constamment accumulées, complétées et modifiées, devenant ainsi plus précises, fiables et complètes.

À toutes fins utiles, le Soleil est une étoile typique qui illumine la Terre depuis environ cinq milliards d'années et continuera de briller pendant la même durée selon les recherches scientifiques. La durée de la lueur du Soleil est affectée par la quantité de carburant dans le corps céleste.

En fait, des réactions de fusion thermonucléaire se produisent dans tous, grâce auxquelles la lueur visuelle du corps est observée. Le processus de fusion se produit à la suite de réactions dans les noyaux chauds des étoiles, où l'indice de température atteint 20 millions de ° C (20000273,15 kelvin).

En ce qui concerne la température, les réactions se produisant dans le cœur se distinguent dans de nombreux cas par la couleur de la surface de l'étoile. La couleur des étoiles les plus froides est le rouge, avec une température de réaction au cœur allant jusqu'à 3500 K. Les étoiles jaunes vues à travers des jumelles ont un indice de température au cœur allant jusqu'à 5500 K, et - de 10 000 à 50 000 K.

Le taux de libération d'énergie dans une étoile et sa durée de vie

La vie des étoiles commence par une formation nuageuse constituée de poussière et de gaz. Dans une telle formation, la combustion de l'hydrogène commence, la production d'hélium. Lorsque l'hydrogène brûle complètement, les processus ultérieurs des étapes de formation d'un corps céleste commencent, comme la combustion de l'hélium, où des éléments plus lourds sont ainsi obtenus.

C'est l'indicateur de température de la combustion d'une étoile, ainsi que la pression gravitationnelle des couches externes, qui affecte le taux de libération d'énergie par le corps, qui est directement lié à sa durée de vie globale. Les paramètres donnés de combustion et de pression externe augmentent avec l'augmentation générale subséquente de la masse du corps céleste. Par conséquent, le taux de génération d'énergie augmente et, par conséquent, la luminosité observée des étoiles.

Les étoiles d'une capacité cubique massive brûlent leur propre combustible nucléaire beaucoup plus rapidement, en quelques millions d'années seulement, tout en étant les corps célestes les plus brillants. Les corps de faible masse brûlent l'hydrogène de manière plus économique et dépensent leur carburant de manière plus économique, de sorte qu'ils peuvent vivre encore plus longtemps que l'Univers. Bien que la luminosité des étoiles de faible masse soit faible et que la libération d'énergie soit faible, leur durée de vie peut atteindre jusqu'à 15 milliards d'années.

La vie des stars et leurs générations

La durée de vie totale des étoiles dépend non seulement de la taille, mais aussi de la composition initiale lors de la formation. Les premiers corps célestes de l'univers n'ont vécu que quelques dizaines de millions d'années, car ils étaient de taille énorme et composés uniquement d'hydrogène.

Dans les noyaux de ces corps énormes et hydrogénés, les réactions thermonucléaires se sont produites plus rapidement, dans lesquelles l'hydrogène a été converti en constituants plus lourds et en hélium. De plus, le noyau se refroidit, car ni la température ni la pression ne suffisent pour traiter des éléments plus lourds, et l'étoile explose. Les restes après l'explosion de tels corps célestes forment de nouvelles étoiles moins chaudes et moins brillantes.

L'étoile, comme le Soleil, appartient déjà à la troisième génération d'étoiles de la classe spectrale G à naines jaunes. Une fois formées, ces étoiles contiennent non seulement de l'hydrogène, mais aussi du lithium et de l'hélium. Il faudra plus d'un milliard d'années pour qu'une étoile comme le Soleil manque d'hydrogène pour sa durée de vie utile, car les étoiles typiques sont au milieu de leur propre chemin de vie.

Bonjour chers lecteurs ! Je voudrais parler du beau ciel nocturne. Pourquoi la nuit ? Tu demandes. Car les étoiles y sont bien visibles, ces beaux petits points lumineux sur le fond noir et bleu de notre ciel. Mais en fait, ils ne sont pas petits, mais simplement énormes, et à cause de la grande distance, ils semblent si petits..

L'un d'entre vous a-t-il imaginé comment naissent les stars, comment elles vivent leur vie, quel genre de vie elles ont en général ? Je vous propose de lire cet article dès maintenant et d'imaginer l'évolution des étoiles en cours de route. J'ai préparé quelques vidéos pour un exemple visuel 😉

Le ciel est parsemé de nombreuses étoiles, parmi lesquelles sont dispersés d'énormes nuages ​​de poussières et de gaz, principalement de l'hydrogène. Les étoiles naissent précisément dans ces nébuleuses ou régions interstellaires.

Une étoile vit si longtemps (jusqu'à des dizaines de milliards d'années) que les astronomes ne peuvent pas retracer la vie du début à la fin, même l'une d'entre elles. Mais d'un autre côté, ils ont la possibilité d'observer différentes étapes du développement des étoiles.

Les scientifiques ont combiné les données obtenues et ont pu retracer les étapes de la vie d'étoiles typiques : le moment de la naissance d'une étoile dans un nuage interstellaire, sa jeunesse, son âge mûr, sa vieillesse et sa mort parfois très spectaculaire.

La naissance d'une étoile.

L'émergence d'une étoile commence par le compactage de la matière à l'intérieur de la nébuleuse. Progressivement, le joint formé diminue de taille, rétrécissant sous l'influence de la gravité. Au cours de cette contraction, ou s'effondrer, de l'énergie est libérée, ce qui chauffe la poussière et le gaz et les fait briller.

Il existe un soi-disant Protoétoile. La température et la densité de la matière en son centre, ou noyau, sont maximales. Lorsque la température atteint environ 10 000 000°C, des réactions thermonucléaires commencent à se produire dans le gaz.

Les noyaux d'atomes d'hydrogène commencent à se combiner et se transforment en noyaux d'atomes d'hélium. Dans cette synthèse, une énorme quantité d'énergie est libérée. Cette énergie, dans le processus de convection, est transférée à la couche de surface, puis, sous forme de lumière et de chaleur, elle est rayonnée dans l'espace. De cette manière, la protoétoile se transforme en une véritable étoile.

Le rayonnement provenant du noyau réchauffe le milieu gazeux, créant une pression dirigée vers l'extérieur et empêchant ainsi l'effondrement gravitationnel de l'étoile.

Le résultat est qu'il trouve un équilibre, c'est-à-dire qu'il a des dimensions constantes, une température de surface constante et une quantité constante d'énergie libérée.

Les astronomes appellent une étoile à ce stade de développement étoile de la séquence principale, indiquant ainsi la place qu'il occupe sur le diagramme de Hertzsprung-Russell. Ce diagramme exprime la relation entre la température et la luminosité d'une étoile.

Les protoétoiles, ayant une petite masse, ne se réchauffent jamais aux températures nécessaires pour démarrer une réaction thermonucléaire. Ces étoiles, à la suite de la compression, se transforment en dim naines rouges , ou même gradateur naines brunes . La première étoile naine brune n'a été découverte qu'en 1987.

Géants et nains.

Le diamètre du Soleil est d'environ 1 400 000 km, sa température de surface est d'environ 6 000°C et il émet une lumière jaunâtre. Il fait partie de la séquence principale des étoiles depuis 5 milliards d'années.

L'hydrogène "carburant" sur une telle étoile sera épuisé dans environ 10 milliards d'années, et principalement de l'hélium restera dans son noyau. Lorsqu'il n'y a plus rien à "brûler", l'intensité du rayonnement dirigé depuis le noyau n'est plus suffisante pour équilibrer l'effondrement gravitationnel du noyau.

Mais l'énergie qui est libérée dans ce cas est suffisante pour chauffer la matière environnante. Dans cette coquille, la synthèse des noyaux d'hydrogène commence, plus d'énergie est libérée.

L'étoile commence à briller plus fort, mais maintenant avec une lumière rougeâtre, et en même temps, elle se dilate également, sa taille décuple. Maintenant une telle étoile appelé un géant rouge.

Le noyau d'une géante rouge rétrécit et la température monte à 100 000 000°C ou plus. C'est là que se produit la réaction de fusion du noyau d'hélium, le transformant en carbone. Grâce à l'énergie libérée dans ce cas, l'étoile brille encore pendant quelque 100 millions d'années.

Une fois que l'hélium se termine et que les réactions s'éteignent, l'étoile entière se rétrécit progressivement, sous l'influence de la gravité, presque jusqu'à sa taille. L'énergie qui est libérée dans ce cas est suffisante pour que l'étoile (maintenant une naine blanche) a continué à briller pendant un certain temps.

Le degré de compression de la matière dans une naine blanche est très élevé et, par conséquent, sa densité est très élevée - le poids d'une cuillère à soupe peut atteindre mille tonnes. C'est ainsi que les étoiles de la taille de notre Soleil évoluent.

Vidéo montrant l'évolution de notre Soleil en une naine blanche

Une étoile avec cinq fois la masse du Soleil a un cycle de vie beaucoup plus court et évolue un peu différemment. Une telle étoile est beaucoup plus brillante et sa température de surface est de 25 000 ° C ou plus, la période de séjour dans la séquence principale d'étoiles n'est que d'environ 100 millions d'années.

Quand une telle star entre en scène géant rouge , la température en son coeur dépasse 600 000 000°C. Des réactions de fusion du carbone y ont lieu, qui se transforment en éléments plus lourds, dont le fer.

L'étoile, sous l'action de l'énergie libérée, se dilate à des tailles qui sont des centaines de fois plus grandes que sa taille d'origine. Une star à ce stade appelé une supergéante .

Dans le noyau, le processus de production d'énergie s'arrête soudainement et se rétrécit en quelques secondes. Avec tout cela, une énorme quantité d'énergie est libérée et une onde de choc catastrophique se forme.

Cette énergie traverse toute l'étoile et en éjecte une partie importante dans l'espace par la force d'une explosion, provoquant un phénomène connu sous le nom de explosion de supernova .

Pour une meilleure représentation de tout ce qui est écrit, considérez le cycle d'évolution des étoiles dans le diagramme

En février 1987, une éruption similaire a été observée dans une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. Pendant une courte période, cette supernova a brillé plus fort qu'un billion de soleils.

Le noyau de la supergéante est comprimé et forme un corps céleste d'un diamètre de seulement 10 à 20 km, et sa densité est si élevée qu'une cuillère à café de sa substance peut peser 100 millions de tonnes !!! Un tel corps céleste est constitué de neutrons etappelée étoile à neutrons .

Une étoile à neutrons qui vient de se former a une vitesse de rotation élevée et un magnétisme très fort.

En conséquence, un champ électromagnétique puissant est créé qui émet des ondes radio et d'autres types de rayonnement. Ils se sont propagés à partir des pôles magnétiques de l'étoile sous forme de faisceaux.

Ces rayons, dus à la rotation de l'étoile autour de son axe, semblent balayer l'espace extra-atmosphérique. Lorsqu'ils passent devant nos radiotélescopes, nous les percevons comme de courtes rafales, ou impulsions. Par conséquent, ces étoiles sont appelées pulsars.

Les pulsars ont été découverts grâce aux ondes radio qu'ils émettent. On sait maintenant que nombre d'entre eux émettent des impulsions lumineuses et de rayons X.

Le premier pulsar lumineux a été découvert dans la nébuleuse du Crabe. Ses impulsions sont répétées à une fréquence de 30 fois par seconde.

Les impulsions des autres pulsars se répètent beaucoup plus souvent : PIR (source pulsante d'émission radio) 1937+21 clignote 642 fois par seconde. C'est même difficile à imaginer !

Les étoiles qui ont la plus grande masse, dix fois la masse du Soleil, s'embrasent également comme des supernovae. Mais à cause de l'énorme masse, leur effondrement est bien plus catastrophique.

La compression destructrice ne s'arrête pas même au stade de la formation d'une étoile à neutrons, créant une région dans laquelle la matière ordinaire cesse d'exister.

Il ne reste plus qu'une gravité, qui est si forte que rien, pas même la lumière, ne peut échapper à son influence. Cette zone s'appelle trou noir.Oui, l'évolution des grandes stars est effrayante et très dangereuse.

Dans cette vidéo, nous allons parler de la façon dont une supernova se transforme en pulsar et en trou noir

Je ne sais pas pour vous, chers lecteurs, mais personnellement, j'aime et je suis très intéressé par l'espace et tout ce qui s'y rapporte, c'est tellement mystérieux et beau, c'est à couper le souffle ! L'évolution des étoiles nous a beaucoup appris sur l'avenir de notre et tout.