Il y a quelque chose en eux qui nous intrigue tous. Beaucoup de religions de l'humanité peuvent être liées au culte de ces bougies célestes. Pour les Égyptiens, le soleil était représentatif du Dieu Ra, qui chaque jour vaincait la nuit et apportait lumière et chaleur aux terres. Pour les Grecs, c'est Apollon qui a conduit son char enflammé à travers le ciel, illuminant le monde. Même dans le christianisme, Jésus peut être considéré comme représentatif du soleil étant donné les caractéristiques frappantes de son histoire avec les anciennes croyances et figures astrologiques. En fait, bon nombre des anciennes croyances suivent une voie similaire, qui toutes relient leurs origines à celle du culte du soleil et des étoiles.
L'humanité a prospéré au large des étoiles dans le ciel nocturne parce qu'elles ont reconnu une corrélation dans le modèle dans lequel certaines formations d'étoiles (appelées constellations) représentaient des moments spécifiques du cycle annuel. L'un d'eux signifiait qu'il allait bientôt se réchauffer, ce qui a conduit à planter de la nourriture. Les autres constellations ont prédit la venue d'un
période plus froide, vous avez donc pu commencer à stocker de la nourriture et à ramasser du bois de chauffage. En avançant dans le voyage de l'humanité, les étoiles sont alors devenues un moyen de naviguer. Naviguer par les étoiles était le moyen de se déplacer, et nous devons notre première exploration à notre compréhension des constellations. Pendant des dizaines de milliers d'années que les yeux humains ont regardé vers le ciel, ce n'est que relativement récemment que nous avons commencé à comprendre pleinement ce qu'étaient réellement les étoiles, d'où elles venaient et comment elles vivaient et mouraient. C'est ce que nous allons discuter dans cet article. Venez avec moi alors que nous nous aventurons profondément dans le cosmos et que nous voyons la physique dans son ensemble, alors que je couvre comment une étoile naît, vit et finit par mourir.
Nous commençons notre voyage en voyageant dans l'univers à la recherche de quelque chose de spécial. Nous recherchons une structure unique où les bonnes circonstances et les bons ingrédients sont présents. Nous recherchons ce que l’astronome appelle une nébuleuse noire. Je suis sûr que vous avez déjà entendu parler de nébuleuses et que vous les avez sans aucun doute vues. Beaucoup des images étonnantes que le télescope spatial Hubble a obtenues sont de beaux nuages de gaz, brillant au milieu de milliards d'étoiles. Leurs couleurs vont des rouges profonds aux bleus éclatants et même à certains verts étranges. Ce n'est pas le type de nébuleuse que nous recherchons. La nébuleuse dont nous avons besoin est sombre, opaque et très, très froide.
Vous pouvez vous demander: «Pourquoi recherchons-nous quelque chose de sombre et de froid quand les étoiles sont brillantes et chaudes?»
En effet, c'est quelque chose qui semblerait déroutant au premier abord. Pourquoi quelque chose doit-il d'abord être froid avant de devenir extrêmement chaud? Tout d'abord, nous devons couvrir quelque chose d'élémentaire sur ce que nous appelons le milieu interstellaire (ISM), ou l'espace entre les étoiles. L'espace n'est pas vide comme son nom l'indique. L'espace contient à la fois du gaz et de la poussière. Le gaz auquel nous nous référons principalement est l'hydrogène, l'élément le plus abondant de l'univers. Puisque l'univers n'est pas uniforme (la même densité de gaz et de poussière sur chaque mètre cube), il existe des poches d'espace qui contiennent plus de gaz et de poussière que les autres. Cela amène la gravité à manipuler ces poches pour qu'elles se rejoignent et forment ce que nous considérons comme des nébuleuses. Beaucoup de choses entrent dans la fabrication de ces différentes nébuleuses, mais celle que nous recherchons, une nébuleuse sombre, possède des propriétés très spéciales. Maintenant, plongeons dans l'une de ces nébuleuses sombres et voyons ce qui se passe.
En descendant à travers les couches externes de cette nébuleuse, nous remarquons que la température du gaz et de la poussière est très basse. Dans certaines nébuleuses, les températures sont très chaudes. Plus les particules se heurtent, excitées par l'absorption et l'émission de rayonnement extérieur et intérieur, cela signifie des températures plus élevées. Mais dans cette nébuleuse sombre, c'est le contraire qui se produit. Les températures diminuent plus loin dans le nuage que nous obtenons. La raison pour laquelle ces nébuleuses sombres ont des propriétés spécifiques qui contribuent à créer une grande pépinière stellaire doit traiter des propriétés de base de la nébuleuse et du type de région dans laquelle le nuage existe, qui a certains concepts difficiles associés que je ne vais pas illustrer complètement ici. Ils comprennent la région où se forment les nuages moléculaires appelés régions d'hydrogène neutre, et les propriétés de ces régions doivent faire face aux valeurs de spin des électrons, ainsi qu'aux interactions du champ magnétique qui affectent lesdits électrons. Les traits que je vais couvrir sont ce qui permet à cette nébuleuse particulière d'être mûre pour la formation d'étoiles.
En excluant la science complexe derrière ce qui aide à former ces nébuleuses, nous pouvons commencer à répondre à la première question de savoir pourquoi devons-nous refroidir pour devenir plus chaud. La réponse se résume à la gravité. Lorsque les particules sont chauffées ou excitées, elles se déplacent plus rapidement. Un nuage avec une énergie suffisante contiendra beaucoup trop d'élan entre chacune des particules de poussière et de gaz pour que n'importe quel type de formation se produise. Comme dans le cas, si les grains de poussière et les atomes de gaz se déplacent trop rapidement, ils rebondiront simplement les uns sur les autres ou se tireront dessus, n'atteignant jamais aucun type de liaison. Sans cette interaction, vous ne pouvez jamais avoir d'étoile. Cependant, si les températures sont suffisamment froides, les particules de gaz et de poussière se déplacent si lentement que leur gravité mutuelle leur permettra de commencer à «coller» ensemble. C'est ce processus qui permet à une protoétoile de commencer à se former.
Généralement, ce qui fournit de l'énergie pour permettre le mouvement plus rapide des particules dans ces nuages moléculaires, c'est le rayonnement. Bien sûr, il y a un rayonnement venant de toutes les directions à tout moment dans l'univers. Comme nous le voyons avec d'autres nébuleuses, elles brillent d'énergie et les étoiles ne naissent pas au milieu de ces nuages de gaz chauds. Ils sont chauffés par le rayonnement externe d'autres étoiles et par sa propre chaleur interne. Comment cette nébuleuse sombre empêche-t-elle le rayonnement externe de chauffer le gaz dans le nuage et de le faire bouger trop vite pour que la gravité s'installe? C'est ici que
la nature opaque de ces nébuleuses sombres entre en jeu. L'opacité est la mesure de la quantité de lumière capable de se déplacer à travers un objet. Plus il y a de matière dans l'objet ou plus il est épais, moins la lumière est capable de le pénétrer. La lumière à haute fréquence (rayons gamma, rayons X et UV) et même les fréquences visibles sont davantage affectées par les poches épaisses de gaz et de poussière. Seuls les types de lumière à basse fréquence, y compris les infrarouges, les micro-ondes et les ondes radio, réussissent à pénétrer des nuages de gaz tels que ceux-ci, et même ils sont quelque peu dispersés, de sorte qu'ils ne contiennent généralement pas assez d'énergie pour commencer à perturber cette précarité. processus de formation d'étoiles. Ainsi, les parties intérieures des nuages de gaz sombres sont efficacement «protégées» des radiations extérieures qui perturbent les autres nébuleuses moins opaques. Moins il y a de rayonnement qui pénètre dans le nuage, plus les températures du gaz et de la poussière y sont basses. Les températures plus froides signifient moins de mouvement des particules dans le nuage, ce qui est essentiel pour ce que nous allons discuter ensuite.
En effet, au fur et à mesure que nous descendons vers le cœur de ce nuage moléculaire sombre, nous remarquons que de moins en moins de lumière visible parvient à nos yeux, et avec des filtres spéciaux, nous pouvons voir que cela est vrai pour d'autres fréquences de lumière. En conséquence, la température du nuage est très basse. Il convient de noter que le processus de formation des étoiles prend beaucoup de temps, et dans l'intérêt de ne pas vous laisser lire pendant des centaines de milliers d'années, nous allons maintenant avancer rapidement. En quelques milliers d'années, la gravité a aspiré une bonne quantité de gaz et de poussière du nuage moléculaire environnant, ce qui l'a amené à s'agglutiner. Les particules de poussière et de gaz, toujours à l'abri des radiations extérieures, sont libres de se rassembler naturellement et de «coller» à ces basses températures. Finalement, quelque chose d'intéressant commence à se produire. La gravité mutuelle de cette boule de gaz et de poussière en croissance constante déclenche un effet boule de neige (ou boule étoile). Plus il y a de couches de gaz et de poussières coagulées, plus l'intérieur de cette protostar devient dense. Cette densité augmente la force gravitationnelle près de la protoétoile, attirant ainsi plus de matière à l'intérieur. Avec chaque grain de poussière et chaque atome d'hydrogène qu'il accumule, la pression à l'intérieur de cette boule de gaz augmente.
Si vous vous souvenez de quelque chose d'un cours de chimie que vous avez déjà suivi, vous vous souvenez peut-être d'une relation très spéciale entre la pression et la température lorsque vous avez affaire à un gaz. PV = nRT, la loi du gaz idéal, me vient à l'esprit. En excluant la valeur scalaire constante 'n' et la constante de gaz R ({8.314 J / mol x K}), et en résolvant pour la température (T), nous obtenons T = PV, ce qui signifie que la température d'un nuage de gaz est directement proportionnelle à la pression. Si vous augmentez la pression, vous augmentez la température. Le noyau de cette étoile qui va bientôt résider dans cette nébuleuse sombre devient très dense et la pression monte en flèche. Selon ce que nous venons de calculer, cela signifie que la température augmente également.
Nous considérons encore une fois cette nébuleuse pour la prochaine étape. Cette nébuleuse a une grande quantité de poussière et de gaz (donc elle est opaque), ce qui signifie qu'elle a beaucoup de matière pour alimenter notre protostar. Il continue à aspirer le gaz et la poussière de son environnement et commence à chauffer. Les particules d'hydrogène au cœur de cet objet rebondissent si rapidement qu'elles libèrent de l'énergie dans l'étoile. La protostar commence à devenir très chaude et brille désormais de rayonnement (généralement infrarouge). À ce stade, la gravité attire encore plus de gaz et de poussière, ce qui ajoute aux pressions exercées profondément dans le cœur de cette protoétoile. Le gaz de la nébuleuse noire continuera de s'effondrer sur lui-même jusqu'à ce que quelque chose d'important se produise. Quand il ne reste presque plus rien près de l'étoile pour tomber sur sa surface, elle commence à perdre de l'énergie (car elle rayonne sous forme de lumière). Lorsque cela se produit, cette force extérieure diminue et la gravité commence à contracter l'étoile plus rapidement. Cela augmente considérablement la pression au cœur de cette protoétoile. À mesure que la pression augmente, la température dans le cœur atteint une valeur cruciale pour le processus auquel nous assistons. Le cœur de la protostar est devenu si dense et chaud qu'il atteint environ 10 millions de Kelvin. Pour mettre cela en perspective, cette température est environ 1700x plus chaude que la surface de notre soleil (environ 5800K). Pourquoi 10 millions de Kelvin sont-ils si importants? Parce qu'à cette température, la fusion thermonucléaire de l'hydrogène peut se produire, et une fois que la fusion commence, cette étoile nouveau-née "s'allume" et éclate de vie, envoyant de grandes quantités d'énergie dans toutes les directions.
Dans le cœur, il fait si chaud que les électrons qui se glissent autour des noyaux de protons de l'hydrogène sont éliminés (ionisés), et tout ce que vous avez sont des protons en mouvement libre. Si la température n'est pas assez chaude, ces protons en vol libre (qui ont des charges positives) se jetteront simplement un coup d'œil. Cependant, à 10 millions de kelvins, les protons se déplacent si rapidement qu'ils peuvent se rapprocher suffisamment pour permettre à la force nucléaire forte de prendre le dessus, et quand cela arrive, les protons d'hydrogène commencent à se claquer les uns contre les autres avec suffisamment de force pour fusionner, créant ainsi Atomes d'hélium et dégageant beaucoup d'énergie sous forme de rayonnement. C’est une réaction en chaîne qui peut se résumer à 4 protons qui donnent 1 atome d’hélium + énergie. Cette fusion est ce qui enflamme l'étoile et la fait «brûler». L'énergie libérée par cette réaction contribue à la fusion d'autres protons d'hydrogène et fournit également l'énergie nécessaire pour empêcher l'étoile de s'effondrer sur elle-même. L'énergie qui sort de cette étoile dans toutes les directions provient du noyau, et les couches suivantes de cette jeune étoile transmettent toutes cette chaleur à leur manière (en utilisant des méthodes de rayonnement et de convection en fonction du type d'étoile qui est née) .
Ce que nous avons vu maintenant, depuis le début de notre voyage lorsque nous avons plongé dans cette froide nébuleuse sombre, c'est la naissance d'une jeune étoile chaude. La nébuleuse a protégé cette étoile des radiations errantes qui auraient perturbé ce processus, tout en fournissant l'environnement glacial qui était nécessaire pour que la gravité prenne racine et exerce sa magie. En voyant la forme proto-étoile, nous avons peut-être aussi vu quelque chose d'incroyable. Si le contenu de cette nébuleuse est correct, comme avoir une grande quantité de métaux lourds et de silicates (des restes des supernovae des étoiles précédentes plus massives), ce que nous pourrions commencer à voir serait une formation planétaire se produisant dans le disque d'accrétion de matériel autour de la protostar.
Le gaz et la poussière restants à proximité de notre nouvelle étoile commenceraient à former des poches denses par le même mécanisme de
gravité, pouvant éventuellement s'accumuler dans des protoplanètes qui seront constituées de gaz ou de silicates et de métal (ou une combinaison des deux). Cela étant dit, la formation planétaire est encore un peu un mystère pour nous, car il semble y avoir des choses que nous ne pouvons pas encore expliquer au travail. Mais ce modèle de formation du système stellaire semble bien fonctionner.
La vie de l'étoile n'est pas aussi excitante que sa naissance ou sa mort. Nous allons continuer d'avancer rapidement et regarder ce système stellaire évoluer. En quelques milliards d'années, les restes de la nébuleuse noire ont été détruits et ont également formé d'autres étoiles comme celle dont nous avons été témoins, et elle n'existe plus. Les planètes que nous avons vues se former à mesure que la protoétoile grandissait commencent leur danse d'un milliard d'années autour de leur étoile parente. Peut-être que sur l'un de ces mondes, un monde qui se trouve juste à la bonne distance de l'étoile, de l'eau liquide existe. À l'intérieur de cette eau, se trouvent les acides aminés nécessaires aux protéines (tous composés des éléments laissés par les éruptions stellaires précédentes). Ces protéines sont capables de se lier ensemble pour commencer à former des chaînes d'ARN, puis des chaînes d'ADN. Peut-être qu'à un moment donné, quelques milliards d'années après la naissance de l'étoile, nous voyons une espèce spatiale se lancer dans le cosmos, ou peut-être n'y parviennent-ils jamais pour diverses raisons et restent liés à la planète. Bien sûr, ce ne sont que des spéculations pour notre amusement. Cependant, nous arrivons maintenant à la fin de notre voyage qui a commencé il y a des milliards d'années. L'étoile commence à mourir.
L'hydrogène dans son noyau est fusionné en hélium, qui épuise l'hydrogène au fil du temps; l'étoile manque de gaz. Après de nombreuses années, le processus de fusion de l'hydrogène commence à s'arrêter et l'étoile émet de moins en moins d'énergie. Ce manque de pression extérieure du processus de fusion bouleverse ce que nous appelons l'équilibre hydrostatique et permet à la gravité (qui essaie toujours d'écraser l'étoile) de gagner. L'étoile commence à rétrécir rapidement sous son propre poids. Mais, comme nous en avons discuté plus tôt, à mesure que la pression augmente, la température augmente également. Tout cet hélium qui restait
des milliards d'années de fusion de l'hydrogène commence maintenant à chauffer dans le cœur. L'hélium fusionne à une température beaucoup plus élevée que l'hydrogène, ce qui signifie que le noyau riche en hélium peut être pressé vers l'intérieur par gravité sans fusionner (encore). Comme la fusion ne se produit pas dans le noyau d'hélium, il y a peu ou pas de force extérieure (dégagée par la fusion) pour empêcher le noyau de s'effondrer. Cette matière devient beaucoup plus dense, que nous appelons maintenant dégénérée, et expulse des quantités massives de chaleur (l'énergie gravitationnelle devenant l'énergie thermique). Cela provoque la fusion de l'hydrogène restant qui se trouve dans les couches suivantes au-dessus du noyau d'hélium, ce qui provoque une forte expansion de l'étoile lorsque cette coquille d'hydrogène brûle hors de contrôle. Cela fait «rebondir» l'étoile et elle se dilate rapidement; la fusion plus énergique des coquilles d'hydrogène à l'extérieur du noyau augmentant considérablement le diamètre de l'étoile. Notre étoile est maintenant une géante rouge. Certaines, sinon toutes les planètes intérieures dont nous avons été témoins seront incinérées et englouties par l'étoile qui leur a donné la vie en premier. S'il arrivait qu'il y ait de la vie sur l'une de ces planètes qui ne parviennent pas à quitter leur monde natal, elles seraient certainement effacées de l'univers, pour ne jamais être connues.
Ce processus de l'étoile à court de carburant (d'abord l'hydrogène, puis l'hélium, etc.) se poursuivra pendant un certain temps. Finalement, l'hélium dans le noyau atteindra une certaine température et commencera à fusionner en carbone, ce qui retardera l'effondrement (et la mort) de l'étoile. L'étoile que nous regardons en direct et mourons est une étoile de séquence principale de taille moyenne, de sorte que sa vie se termine une fois la fusion de l'hélium terminée
Carbone. Si l'étoile était beaucoup plus grande, ce processus de fusion se poursuivrait jusqu'à ce que nous atteignions le fer. Le fer est l'élément dans lequel la fusion n'a pas lieu spontanément, ce qui signifie qu'il nécessite plus d'énergie pour le fusionner qu'il n'en dégage après la fusion. Cependant, notre étoile ne parviendra jamais à repasser dans son noyau, et elle est donc morte après avoir épuisé son réservoir d'hélium. Lorsque le processus de fusion «s'arrête» finalement (hors du gaz), l'étoile commence lentement à se refroidir et les couches externes de l'étoile se dilatent et sont éjectées dans l'espace. Les éjections subséquentes de matériel stellaire créent ce que nous appelons une nébuleuse planétaire, et tout ce qui reste de l'étoile autrefois brillante que nous avons vue naître n'est plus qu'une boule de carbone dense qui continuera à se refroidir pour le reste de l'éternité, peut-être cristallisant en diamant.
La mort dont nous avons été témoins tout à l'heure n'est pas la seule façon dont une étoile meurt. Si une étoile est suffisamment grande, sa mort est beaucoup plus violente. L'étoile éclatera dans la plus grande explosion de l'univers, appelée supernova. En fonction de nombreuses variables, le reste de l'étoile pourrait se transformer en étoile à neutrons, voire en trou noir. Mais pour la plupart de ce que nous appelons les étoiles de séquence principale de taille moyenne, la mort dont nous avons été témoins sera leur destin.
Notre voyage se termine avec nous méditant sur ce que nous avons observé. Voir ce que la nature peut faire dans les bonnes circonstances et regarder un nuage de gaz et de poussière très froids se transformer en quelque chose qui a le potentiel de donner vie au cosmos. Nos esprits reviennent sur cette espèce qui aurait pu évoluer sur l'une de ces planètes. Vous pensez à la façon dont ils ont pu traverser des phases similaires à nous. Peut-être en utilisant les étoiles comme des divinités surnaturelles qui ont guidé leurs croyances pendant des milliers d'années, en substituant des réponses là où régnait leur ignorance. Ces croyances pourraient éventuellement se transformer en religions, en saisissant toujours cette notion de sélection spéciale et de pensée magnanime. Les étoiles alimenteraient-elles leur désir de comprendre l'univers comme les étoiles l'ont fait pour nous? Votre esprit réfléchit alors à ce que sera notre destin si nous n'essayons pas de franchir la prochaine étape dans l'univers. Devons-nous permettre à notre espèce d'être effacée du cosmos alors que notre étoile se dilate dans sa mort? Ce voyage que vous venez de faire au cœur d'une nébuleuse noire illustre vraiment ce que l'esprit humain peut faire et vous montre à quel point nous avons parcouru même si nous sommes toujours liés à notre système solaire. Les choses que vous avez apprises ont été trouvées par d'autres comme vous, simplement en demandant comment les choses se produisent et en mettant ensuite à nu tout le poids de nos connaissances en physique. Imaginez ce que nous pouvons accomplir si nous continuons ce processus; pouvoir atteindre pleinement notre place parmi les étoiles.
