Description de l'image : Dans la tache orange-blanc au centre de cette image se trouvent 2 étoiles en formation active. Les deux étoiles sont enfouies profondément dans un disque de gaz et de poussière qui alimente leur croissance. JWST NASA's James Webb Space Telescope (Domaine public).
Une étoile naît à partir d'une nébuleuse, une immense masse de gaz et de poussières interstellaires qui sont déjà les résidus d'anciennes étoiles.
L'hypothèse principale de la première génération d'étoiles est qu'elles se sont formées à partir d'un gaz primordial composé principalement d'hydrogène et d'hélium, sans traces significatives d'éléments plus lourds.
- La première étape de la vie d'une étoile est l'effondrement gravitationnel de la nébuleuse, sous l'influence de forces externes ou de perturbations.
Les forces externes ou perturbations peuvent être des ondes de choc provenant de supernovae voisines ou d'éruptions stellaires. Ces perturbations peuvent venir aussi d'interactions gravitationnelles avec d'autres étoiles ou de rayonnement ionisant provenant d'étoiles voisines.
Tous ces phénomènes conduisent à la formation d'un noyau dense et créent des zones de concentration de matière, favorisant la formation de proto-étoiles. Ces processus capables de comprimer une nébuleuse, déclenchent in fine l'effondrement gravitationnel.
- Au fur et à mesure que la proto-étoile s'effondre sur elle-même, la température et la pression augmentent rapidement. Cette augmentation est fonction de l'inverse du carré du rayon bien que la relation spécifique dépend de nombreux autres facteurs complexes liés à la physique stellaire.
La température de fusion de l'hydrogène dans le cœur stellaire, associée aux réactions nucléaires, doit atteindre 150 millions de degrés Celsius afin de surmonter la barrière coulombienne. Mais grâce à l'effet tunnel, les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium vont démarrer avant d'atteindre cette température. Elles vont démarrer vers 15 millions de degrés.
L'effet tunnel est un phénomène quantique bien connu en mécanique quantique. Il se produit lorsque des particules subissent une pénétration à travers une barrière d'énergie classiquement infranchissable.
C'est le début de la phase de séquence principale, où l'étoile génère une quantité massive d'énergie par la fusion nucléaire.
- Au fil du temps, l'étoile épuise son hydrogène, entraînant des changements dans sa structure interne.
Pour les étoiles de taille moyenne comme le Soleil, cela marque le début de l'expansion en géante rouge.
À mesure que le cœur se contracte, la température augmente suffisamment pour que l'hélium commence à fusionner en éléments plus lourds. Cela se produit dans une coquille autour du noyau.
Pendant la fusion de l'hélium dans la coquille, l'énergie libérée crée une pression importante qui fait gonfler les couches externes de l'étoile. L'enveloppe externe de l'étoile s'étend, et elle devient plus froide, ce qui donne à l'étoile une apparence rougeâtre.
Cette expansion est principalement due à l'augmentation de la luminosité de l'étoile et à la pression générée par la fusion de l'hélium dans la coquille. Pendant cette phase, l'étoile peut également perdre une partie significative de sa masse sous forme de vents stellaires. Ces vents stellaires éjectent des couches externes de l'étoile dans l'espace interstellaire.
- La séquence des réactions de fusion dépend de la masse de l'étoile.
Pour les étoiles plus massives, la fusion continue avec des éléments plus lourds. Cette phase voit la fusion de l'hydrogène (H) en hélium (He) dans le cœur de l'étoile. Puis de l'hélium (He) en carbone (C) et oxygène (O), puis du carbone (C) et oxygène (O) en néon (Ne) et en magnésium (Mg). Les étoiles plus massives encore continuent à fusionner des éléments plus lourds, produisant le silicium (Si) et le soufre (S). Enfi, la fusion du silicium (Si) produit du fer( fe). C'est une étape cruciale car la fusion du fer ne libère pas d'énergie mais en absorbe. Ce qui signifie que lorsque le noyau d'une étoile atteint une concentration significative de fer, la fusion cesse et l'étoile ne peut plus maintenir la pression nécessaire pour contrebalancer la force gravitationnelle.
- Pour les étoiles encore plus massives, l'accumulation de fer dans le noyau déclenche un effondrement gravitationnel soudain. Cet effondrement soudain déclenche une supernova, c'est-à-dire une explosion cataclysmique qui libère une quantité phénoménale d'énergie. C'est cette quantité colossale d'énergie, qui va permettre la formation d'éléments plus lourds par capture neutronique.
La capture de neutrons va conduire à la création d'éléments plus lourds que le fer. Les noyaux d'atomes peuvent capturer des neutrons supplémentaires, formant des isotopes instables qui se désintégreront ensuite en éléments plus lourds. Des éléments tels que l'uranium, le platine, l'or, et bien d'autres peuvent être formés de cette manière.
Parfois apparaissent des étoiles à neutrons ou des trous noirs, selon la masse résiduelle de l'étoile originelle.
Tous les résidus d'anciennes étoiles ainsi générés vont ensemmencer l'espace interstellaire.
D'autres nébuleuses de gaz et de poussières pourront s'effondrer, sous l'influence de forces externes ou de perturbations, continuant ainsi le cycle de formation des étoiles.
En fin de compte, le destin d'une étoile dépend de sa masse, chaque étape étant régie par des processus physiques complexes liés à la gravité, la pression, la température et la fusion nucléaire.
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