la mort des étoiles
Parmi les scénarios possibles de la mort d'une étoile, il y a : les naines blanches, les novae et les supernovae. La mort d'une étoile est intimement liée à sa masse. Cette masse détermine deux facteurs très importants dans la vie d'une étoile : la gravité et les réactions nucléaires. Ces deux entités sont en continuel combat, mais entretiennent aussi un équilibre dynamique jusqu'à la toute fin, où une mort spectaculaire attend l'étoile.
Le flash de l'hélium et les naines blanches :
La majorité des étoiles finissent leur vie en naine blanche, mais avant cela, les étoiles de faible masse, dont notre Soleil, passent à travers une étape qui se nomme le flash de l'hélium. L'étoile, qui a épuisé ses ressources d'hydrogène, est maintenant constituée d'hélium, et son coeur a une température de plusieurs dizaines de millions de degrés. Le flash de l'hélium se produit quand il y a fusion rapide de l'hélium. Ce phénomène peut se répéter à plusieurs reprises et, chaque fois, l'étoile perd une quantité appréciable de matière. Durant cette étape, elle peut devenir très brillante.
Lorsque que l'hélium est consommé, le reste du noyau de l'étoile se contracte et se réchauffe encore. Les dernières couches éloignées sont définitivement repoussées par rayonnement, dans le vide interstellaire. Nous assistons alors à la formation d'une nébuleuse planétaire et nous pouvons, à l'aide de télescopes d'amateurs, l'observer. L'exemple le plus frappant est sans doute la nébuleuse M57 --------)L'étoile possède au centre environ la même masse que le soleil, concentrée dans un volume de la dimension de la terre ! Un seul centimètre cube a une masse de milliers de kg
Les novae :
Le phénomène des novae se produit généralement dans un système double très rapproché dont l'une des étoiles est une naine blanche et l'autre une géante rouge. Le passage successif de la naine blanche près de la géante rouge détache de la matière, petit à petit. Cette matière, essentiellement de l'hydrogène, tombe vers la naine blanche. Dès qu'il y a suffisamment de matière autour de la naine blanche, il y a une immense explosion : la nova est donc formée. La luminosité de l'étoile peut alors augmenter de 100 000 fois.
Les supernovae :
Les supernovae, quant à elles, sont des étoiles très massives dont le coeur a littéralement explosé, les réactions nucléaires ne pouvant plus entretenir l'immense pression gravitationnelle. L'étoile s'effondre alors sur elle-même, finissant par provoquer une violente explosion. Elle devient très brillante et, souvent, plus que sa propre galaxie pour une période de quelques semaines à quelques mois
. Tout comme les novae, les supernovae peuvent se former dans les systèmes binaires. Si la masse de la naine blanche se situe entre 1.2 et 1.5 fois la masse solaire, celle-ci formera une supernova.
Les étoiles à neutrons et les pulsars :
Si le reste d'une supernova possède une masse se situant entre 1.5 et 3 fois la masse solaire, elle peut alors former une étoile à neutrons. Comparativement aux naines blanches, les étoiles à neutrons sont beaucoup plus petites, soit environ entre 5 et 25 km. Une étoile à neutrons récente émet généralement de l'énergie dans le visible et dans le domaine des ondes radio, mais sa puissance diminue avec le temps et peut devenir de plus en plus difficile à observer. Ces étoiles émettent souvent leur énergie sous forme d'impulsions, d'où le nom de pulsar.
Ce qui caractérise les pulsars, c'est leur rotation rapide. Ils peuvent tourner sur eux-mêmes des centaines de fois par seconde. On a observé le premier pulsar à la fin des années soixante. Aujourd'hui, un des pulsars les plus faciles à observer est celui situé dans la nébuleuse du Crabe.
Les toux noirs :
Dans le cas extrême, si le reste de l'étoile est encore plus massif (plus de 4 fois la masse solaire), nous avons affaire à l'un des plus grands phénomènes d'astrophysique que l'homme n'ait imaginé (et, à vrai dire, démontré !) : le trou noir. Les trous noirs ont la particularité de ne pas émettre de lumière, du moins en principe. Les équations mathématiques d'Einstein ont démontré que, si un corps est suffisamment massif et comprimé, la gravité devient telle que même la lumière ne peut s'en échapper. Les lois physiques qui régissent un trou noir ne sont pas les mêmes que celles que nous utilisons habituellement. Les effets relativistes se font sentir dès que nous sommes trop près du trou noir. Par exemple, la théorie nous indique qu'un trou noir peut s'effondrer sur lui-même à l'infini.
En astrophysique, nous définissons deux termes pour l'étude des trous noirs : la limite de Roche et la surface de Schwarzschild.
La région première du trou noir est connue comme étant la limite de Roche. Elle représente l'endroit où la force gravitationnelle devient moins forte que la force de marée. À cette limite, un vaisseau spatial serait déchiqueté en mille morceaux. Notons que la limite de Roche est aussi valide pour les planètes : si un corps se rapproche de très près d'une planète, il peut se briser en mille morceaux, comme la célèbre comète Shomaker-Levy qui, en 1994, est tombée sur Jupiter.
Plus près du trou noir, il y a la limite, ou la surface de Schwarzschild. Cette surface représente la limite où la vitesse de libération est égale à la vitesse de la lumière. À l'intérieur de cette limite, plus rien ne sort. Même pas la lumière. Tout objet s'y aventurant est entraîné dans la région de la singularité, c'est-à-dire là où il y a une densité infinie contenue dans une région infiniment petite !
FIN
