Une étoile est une étoile, non? Bien sûr, il existe des différences de couleur lorsque l'on regarde le ciel nocturne. Mais ce sont tous, en principe, les mêmes grosses boules de gaz brûlant, à des millions, des milliards d'années-lumière, n'est-ce pas? Enfin, pas tout à fait. En vérité, les étoiles sont aussi diverses que tout dans notre univers, se résumant à l'une des nombreuses classifications basées sur leurs caractéristiques.
En général, il existe de nombreux types d'étoiles, des minuscules naines brunes aux supergéantes rouges et bleues. Il existe même des types d'étoiles plus étranges, comme les étoiles à neutrons et Wolf-Rayet, et les étoiles quark théoriques. Et alors que nous continuons à explorer l'Univers, nous continuons à étudier tout sur les étoiles qui nous fait élargir notre vision du monde. Jetons un coup d'œil aux différents types d'étoiles.
Protostars:
Une protoétoile est ce qui se passe avant la formation de l'étoile elle-même. Une protoétoile est un objet composé de gaz qui s'est effondré à partir d'un nuage moléculaire géant. La phase d'évolution stellaire - une protoétoile - dure environ 100 000 ans. Au fil du temps, la gravité et la pression augmentent, provoquant l'effondrement (contraction) de l'étoile. Toute la libération d'énergie de la proto-étoile provient uniquement de l'échauffement causé par la contraction gravitationnelle - les réactions thermonucléaires n'ont pas encore commencé.
Un tableau des tailles montrant notre Soleil (à gauche) en comparaison avec les étoiles énormes connues.
Image: earthspacecircle.blogspot.ca
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Étoiles T Taureau:
L'étoile T Tauri est l'étape de la formation et de l'évolution d'une étoile juste avant de devenir une étoile de la séquence principale. Cette phase se produit à la fin de la phase protoétoile, lorsque la pression gravitationnelle maintenant l'étoile ensemble est la source de toute son énergie. Les étoiles T Tauri n'ont pas assez de pression et de température dans leur noyau pour déclencher la fusion thermonucléaire, mais elles ne ressemblent pas aux étoiles de la séquence principale en ce sens qu'elles sont plus brillantes qu'eux, car elles sont plus grandes qu'eux. Les étoiles T Tauri ont de grandes zones de taches solaires, des éruptions de rayons X intenses et des vents stellaires extrêmement puissants. Les stars sont au stade T Tauri depuis environ 100 millions d'années.
Étoiles de la séquence principale:
La plupart des étoiles de notre galaxie, et même de l'univers, sont des étoiles de séquence principale. Notre Soleil est une étoile de la séquence principale, tout comme nos plus proches voisins Sirius et Alpha Centauri A. Les étoiles de la séquence principale peuvent varier considérablement en taille, masse et luminosité, mais elles font toutes la même chose: elles convertissent l'hydrogène en hélium dans leur noyau en libérant énorme quantité d'énergie.
L'étoile de la séquence principale est en équilibre hydrostatique. La gravité tire l'étoile vers l'intérieur, la pression de la lumière provenant de toutes les réactions thermonucléaires dans l'étoile la pousse vers l'extérieur. Ces forces extérieures et intérieures s'équilibrent et l'étoile conserve une forme sphérique. La taille des étoiles de la séquence principale dépendra de leur masse, qui détermine la quantité de gravité qui les tire vers l'intérieur.
La limite de masse inférieure pour une étoile de séquence principale est d'environ 0,08 masse solaire, soit 80 masses de Jupiter. C'est la quantité minimale de pression gravitationnelle nécessaire pour déclencher des réactions de fusion nucléaire dans le cœur. En théorie, les étoiles peuvent atteindre jusqu'à 100 masses solaires.
Géant rouge:
Lorsqu'une étoile a épuisé toutes ses réserves d'hydrogène de base, les réactions thermonucléaires s'arrêtent et l'étoile n'accumule plus de pression vers l'extérieur pour contrer la pression gravitationnelle vers l'intérieur qui rapproche l'étoile. Une coquille d'hydrogène autour du noyau commence la poursuite de la vie de l'étoile, mais la taille de l'étoile augmentera considérablement. L'étoile vieillissante est devenue une géante rouge et pourrait mesurer 100 fois la taille d'une étoile de la séquence principale. Lorsque son hydrogène est consommé, l'hélium, puis les éléments plus lourds, commenceront à être traités dans des réactions thermonucléaires. Une étoile dans la phase géante rouge ne durera que quelques centaines de millions d'années avant de manquer de carburant et de devenir une naine blanche.
Nain blanc:
Lorsqu'une étoile a complètement épuisé l'hydrogène combustible dans son noyau, elle subira un manque de masse pour traiter les éléments plus lourds dans des réactions thermonucléaires, et entrera dans la phase naine blanche. La pression de la lumière vers l'extérieur des réactions thermonucléaires s'arrêtera et l'étoile s'effondrera (rétrécira) sous l'influence de sa propre gravité. La naine blanche ne brille que parce qu'elle était autrefois une étoile chaude, mais comme les réactions thermonucléaires ne s'y produisent plus, elle se refroidit jusqu'à la température de fond de l'univers. Ce processus prendra des centaines de milliards d'années, donc les naines blanches ne sont pas encore très cool.
Nain rouge:
Les naines rouges sont l'un des types d'étoiles les plus courants de l'univers. Ce sont des étoiles de la séquence principale, mais elles ont si peu de masse qu'elles sont beaucoup plus froides que notre Soleil. Mais leur caractéristique est différente. Les naines rouges sont capables de stocker de l'hydrogène en le mélangeant dans leur noyau et peuvent donc économiser leur carburant beaucoup plus que les autres étoiles. Les astronomes pensent que certaines des naines rouges peuvent brûler du carburant pendant jusqu'à 10 billions d'années. Les plus petites naines rouges ont environ 0,075 masse solaire et leur masse peut atteindre la moitié de la masse du Soleil.
Étoiles à neutrons:
Si la masse d'une étoile est d'environ 1,35 à 2,1 masses solaires, elle ne se transformera pas en naine blanche lorsqu'elle mourra. Au lieu de cela, l'étoile mourra dans un événement catastrophique appelé supernova, et le noyau restant deviendra une étoile à neutrons. Comme son nom l'indique, une étoile à neutrons est un type d'étoile exotique entièrement composé de neutrons. Cela est dû à une forte gravité, lorsque l'étoile est tellement comprimée que tous les protons et électrons sont pressés ensemble pour former des neutrons. Si les étoiles sont encore plus massives, elles se transforment en trous noirs après une explosion de supernova.
Supergiants:
Les plus grandes étoiles de l'univers sont des supergéantes. Ce sont des monstres avec une masse dix fois supérieure à la masse du Soleil. Contrairement à l'étoile relativement stable du Soleil, les supergiants consomment leur hydrogène à un rythme incroyable, et tout leur carburant sera complètement épuisé dans quelques millions d'années. Les super-géants vivent vite et meurent jeunes, explosant en supernovae; vous détruire complètement dans le processus.
Comme vous pouvez le voir, les étoiles sont disponibles dans de nombreuses tailles, couleurs et types. Savoir ce qui explique cela et à quoi ressemblent les différentes étapes de la vie d'une star est important pour comprendre notre univers. Cela aide également quand il s'agit de nos efforts continus pour explorer le quartier stellaire local, sans parler de la chasse à la vie extraterrestre!
