Étoiles ont un cycle de vie qui s’étend de quelques millions à des milliards d’années. Ils naissent, subissent des changements au fil du temps et finissent finalement par manquer de carburant pour devenir un corps rémanent très dense. L'étoile brûlée pourrait être un nain blanc ou étoile à neutrons ou trou noir en fonction de la masse originale de l'étoile.
La vie d'un étoile commence en grand nuages interstellaires de gaz et de poussières dans le galaxie avec agglomération de gaz due à des poches de basse température à haute densité. Les touffes rassemblent progressivement de plus en plus de matière et grandissent. À un moment donné, les amas s’effondrent en raison de l’augmentation de la force gravitationnelle. La friction lors de l’effondrement réchauffe la matière et un bébé étoile naît. C'est stade protoétoile dans le cycle de vie stellaire.
L'effondrement sous l'effet de la gravité se poursuit. En conséquence, la température et la pression dans le noyau continuent de s’accumuler. Après des millions d'années, la température et la pression dans le cœur de la protoétoile deviennent suffisamment élevées pour permettre aux noyaux d'hydrogène de fusionner. La fusion nucléaire libère une énorme quantité d'énergie qui réchauffe suffisamment la matière pour empêcher un nouvel effondrement sous l'effet de la gravité. Cette étape où la fusion nucléaire se déroule de manière stable (et où l’énergie libérée réchauffe suffisamment la matière pour empêcher l’effondrement gravitationnel) est l’étape principale et la plus longue de la vie d’une étoile. Les étoiles à ce stade sont appelées « étoiles de la séquence principale » et la scène est appelée «étape de la séquence principale'. L'hydrogène est le principal combustible de l'étoile. Le taux de consommation de carburant dépend de la masse de l'étoile. Une étoile massive consommera du carburant à un rythme plus élevé pour libérer suffisamment d’énergie pour empêcher son effondrement sous l’effet de la gravité.
Lorsque le combustible s'épuise, la fusion nucléaire s'arrête et il n'y a plus d'énergie pour chauffer les matériaux afin d'équilibrer la force de gravité et le noyau s'effondre sous l'effet de la gravité, laissant derrière lui une rémanence compacte. C'est la fin de la star. L'étoile morte devient soit une naine blanche, soit une étoile à neutrons, ou trou noir en fonction de la masse de l'étoile d'origine.
Lorsque la masse de l'étoile d'origine est inférieure à 8 fois la masse du soleil (<8 M⦿), cela devient un nain blanc. L'étoile morte devient une étoile à neutrons lorsque la masse de l'étoile d'origine est comprise entre 8 et 20 masses solaires (8 M⦿ < M < 20 M⦿) tandis que les étoiles pesant plus de 20 masses solaires (>20 M⦿) devenir les trous noirs quand le carburant est épuisé.
Naines brunes (BD)
Étoiles atteindre le « stade de fusion nucléaire » ou le « stade de séquence principale » dans leur cycle de vie. Que se passe-t-il si un objet céleste se forme comme une étoile mais ne parvient pas à atteindre ce stade ?
Les naines brunes commencent comme une étoile, deviennent suffisamment denses pour s'effondrer sous sa gravité, mais leur noyau ne devient jamais suffisamment dense et chaud pour initier la fusion nucléaire et ne devient donc jamais une véritable étoile. Ces objets ont des caractéristiques similaires à celles des étoiles et planètes.
Les naines noires sont plus petites que les étoiles mais néanmoins beaucoup plus grosses que les étoiles. planètes. Certains plus petits sont de taille comparable à planètes. La plus petite connue fait environ sept fois la taille de Jupiter.
Les naines noires sont importantes pour le modèle de formation d'étoiles dans les nuages interstellaires de gaz et de poussière. Des tentatives sont en cours pour déterminer les plus petits corps qui se forment à la manière d'une étoile.
La plus petite naine brune
Récemment, des chercheurs ont étudié le centre de l'amas de formation d'étoiles IC 348, situé à environ 1,000 XNUMX années-lumière, à l'aide du Télescope spatial James Webb (JWST). Sur la base de la photométrie des objets, l'équipe a identifié trois candidats nain noirs. L’une d’elles n’a que trois à quatre fois la masse de Jupiter, ce qui en fait la plus petite naine noire connue à ce jour.
Une naine noire dont la masse est trois fois supérieure à celle de Jupiter serait 300 fois plus petite que celle du Soleil. Il est difficile d’expliquer comment une si petite naine noire a pu se former à la manière d’une étoile, car un petit nuage interstellaire ne s’effondrerait normalement pas pour donner naissance à une naine noire en raison de sa faible gravité. Ainsi, une si petite naine noire constitue un défi pour les modèles actuels de formation d’étoiles.
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Références:
- Luhman KL, et al 2023. Une enquête JWST sur les naines brunes de masse planétaire dans IC 348. The Astronomical Journal, volume 167, numéro 1. Publié le 13 décembre 2023. DOI : https://doi.org/10.3847/1538-3881/ad00b7
- Webb de la NASA identifie la plus petite naine brune flottante. Publié le 13 décembre 2023. Disponible sur https://www.nasa.gov/missions/webb/nasas-webb-identifies-tiniest-free-floating-brown-dwarf/
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