Expérience virtuelle - Créez votre propre étoile

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Créez votre propre étoile

Utilisez notre simulateur stellaire pour créer votre propre étoile ! Déterminez vous-même le destin de votre étoile en définissant ses caractéristiques initiales. Regardez ensuite l'histoire de sa vie défiler devant vos yeux. Voici un guide relatif aux commandes et écrans de l'expérience interactive « Créez votre propre étoile ». Mais commençons tout d'abord par quelques notions de base…

Notions élémentaires sur les étoiles

Toutes les étoiles ont un commencement et une fin. Mais leurs cycles de vie varient. Certaines ont une durée de vie courte, tandis que d'autres brillent pendant longtemps. Certaines finissent en naines blanches alors que d'autres deviennent des étoiles à neutrons ou des trous noirs.

Déterminez vous-même le destin de votre étoile en définissant ses caractéristiques initiales.

Les étoiles génèrent de l'énergie via un processus appelé fusion. Les atomes des éléments plus légers se regroupent pour former des atomes d'éléments plus lourds. Dans le processus de fusion le plus commun de l'univers, les atomes d'hydrogène se regroupent pour former de l'hélium. C'est ce qui se passe sur le soleil à cet instant précis. Dans certaines étoiles, l'hélium se transforme en carbone et en oxygène au cours du processus de fusion. Ces éléments peuvent alors fusionner pour en former d'autres toujours plus lourds.

Deux principaux facteurs permettent de déterminer le déroulement de la vie d'une étoile :

• la masse d'une étoile—soit la quantité de matière qu'elle contient,
• la proportion de teneur en métaux de l'étoile.

Pour les astronomes, le terme « métal » ne désigne pas uniquement le fer, le cuivre et les autres éléments que nous désignons habituellement par métaux. Tous les éléments autres que l'hydrogène et l'hélium sont considérés comme des métaux. (Cela peut paraître bizarre, mais c'est ainsi que les astronomes définissent le terme « métal ».)

Une étoile au début et à la fin de son cycle de vie : protoétoile (gauche) et étoile à neutrons (droite).

Les étoiles sont des boules géantes de gaz en équilibre entre gravité et chaleur. La gravité attire le gaz vers l'intérieur, vers l'effondrement, alors que la pression due à la chaleur interne pousse l'étoile vers l'expansion. Pour mieux comprendre, on peut se représenter les étoiles comme obéissant à un effet de balancier : à la limite d'un effondrement gravitationnel évité uniquement par la chaleur générée via la fusion nucléaire. Les étoiles massives doivent brûler leur combustible plus rapidement que les étoiles légères afin de maintenir l'équilibre. De plus, dotées d'une quantité de combustible plus importante, elles vieillissent beaucoup plus rapidement, en millions d'années et non en milliards.

La teneur en métaux des étoiles correspond à leur proportion d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium. Elle a un effet sur l'équilibre entre la gravité et la chaleur car elle affecte la capacité d'expulsion du gaz par la chaleur générée. Une teneur en métaux élevée signifie que l'étoile est plus opaque, moins transparente, pour les photons. Il est ainsi plus difficile pour la lumière et la chaleur de s'échapper de l'étoile.

Modifiez la masse et la teneur en métaux pour sceller le destin de votre étoile

Variez la masse et la proportion de la teneur en métaux pour voir la façon dont elles influent sur le cycle de vie de votre étoile.

L'expérience « Créez votre propre étoile » vous permet de faire varier ces deux facteurs à l'aide des curseurs situés en bas à gauche de l'écran. Les chiffres relatifs à la masse sont exprimés en masses solaires. Une étoile dont la masse est égale à 1,0 a une masse identique à celle du soleil. Si vous réglez le curseur sur 100 votre étoile aura la masse de 100 soleils.

Les chiffres relatifs au métal indiquent la proportion de teneur en métal de l'étoile (autres éléments autres que l'hydrogène et l'hélium). Par exemple, si vous réglez ce chiffre sur 0,01 votre étoile sera composée à 1/100ème ou 1 % de métal. La teneur en métaux de notre soleil est d'environ 0,02.

Etapes de la vie d'une étoile

Le diagramme Hertzsprung – Russell représente les étoiles visibles en deux dimensions.

Une fois que vous avez déterminé la masse et la teneur en métaux, le destin de votre étoile est scellé. Une liste des étapes de la vie de votre étoile apparaît alors dans la fenêtre en haut à droite de l'écran. L'étape en cours est mise en surbrillance au fil de l'évolution de l'animation. Quelles sont donc ces étapes ? Que signifient ces termes ? Ils sont issus d'un outil utilisé par les astronomes nommé diagramme Hertzsprung – Russell. Il porte le nom de deux astronomes qui, travaillant chacun de leur côté, ont mis ce diagramme au point.

Le diagramme Hertzsprung – Russell représente les étoiles visibles en deux dimensions. L'axe vertical correspond à la luminosité ou à la luminosité absolue de l'étoile comparée à notre soleil. Une étoile dont la luminosité est égale à 1 est aussi lumineuse que le soleil. La luminosité ne correspond pas à l'éclat des étoiles étant donné que nous les voyons dans le ciel. Une étoile très lumineuse et très éloignée nous semblera pâle alors qu'une étoile dont la luminosité est faible mais qui est proche nous semblera brillante. L'échelle est corrigée en fonction de la distance. Les étoiles qui sont situées plus haut dans le diagramme sont plus lumineuses que celles qui sont plus bas. 

Etapes du cycle de vie d'une étoile

L'axe horizontal indique la température de surface en degrés Kelvin. Les étoiles de gauche sont plus chaudes que les étoiles de droite.

La plupart des étoiles se trouvent dans une zone appelée Série principale. Certaines étoiles géantes sont très brillantes, mais froides. En dépit de leurs températures faibles, leur surface est si énorme qu'elles irradient une grande quantité d'énergie, c'est pourquoi elles sont aussi lumineuses que des étoiles plus chaudes, mais plus petites. Les naines blanches sont moins lumineuses, mais chaudes. Les étoiles à neutrons et les trous noirs se retrouvent également dans cette zone en bas à gauche du diagramme.

Notre soleil est une étoile tout à fait normale. On le retrouve bien dans la série principale.

Le diagramme Hertzsprung – Russell est un instantané des étoiles que nous voyons au moment présent, mais il peut également être utilisé pour décrire le cycle de vie d'une étoile donnée. La plupart des étoiles passent la plus grande partie de leur vie dans la Série principale. Elles finissent ensuite par quitter cette zone. Leur masse et leur teneur en métaux déterminent alors leur destination et leur itinéraire dans le diagramme Hertzsprung – Russell.

Voici un résumé des étapes traversées par les étoiles. Toutes les étoiles ne traversent pas la totalité de ces étapes. Notez également que l'échelle des images est différente. Cette échelle est indiquée en bas à gauche de chaque image. La taille d'une étoile à une étape donnée dépendra également de sa masse et de sa teneur en métaux initiales.

	Protostellaire Il s'agit d'un nuage de poussière dont la consistance est maintenue par la gravité. Il devient assez chaud pour que la fusion commence et donne ainsi naissance à une étoile. Une fois la fusion commencée, la chaleur générée à l'intérieur contrebalance l'effondrement gravitationnel et l'étoile se stabilise.
	Série principale Les étoiles y passent la plus grande partie de leur vie, devenant progressivement plus lumineuses et plus chaudes, elles se déplacent ainsi de la partie inférieure droite vers la partie supérieure gauche du diagramme HR. Elles sont principalement alimentées par la fusion d'hydrogène en hélium.
	Lacune de Hertzsprung Dans le noyau de l'étoile, la plus grande quantité d'hydrogène a fusionné en hélium. L'hélium plus dense forme un noyau à l'extérieur duquel une couche d'hydrogène continue à brûler. A un certain moment, le noyau d'hélium s'effondre tandis que la fusion d'hydrogène continue au niveau des couches externes. L'étoile commence à s'agrandir et la surface se refroidit. Seule la température de la surface est inférieure. La température réelle du noyau est plus élevée lorsque l'hélium fusionne que pendant la fusion d'hydrogène.
	Etoile d'hélium inerte Cette étape se produit pour les étoiles très massives après la lacune de Hertzsprung lorsque les couches externes de l'étoile se transforment en vents stellaires. Au lieu d'évoluer pour devenir un géant, le noyau d'hélium compact est tout ce qui reste.
	Combustion de l'hélium du noyau La température augmente dans le noyau en cours d'effondrement. L'hélium se transforme en carbone et en oxygène.
	Branches des géantes asymptotiques Lorsqu'il ne reste plus d'hélium, le noyau s'effondre à nouveau, puis les couches externes s'agrandissent et se refroidissent. L'étoile devient une super géante.
	Naine blanche de carbone et d'oxygène Les couches externes se dilatent et le noyau conserve sa forme de naine blanche. C'est le destin des étoiles avec une masse faible.
	Etoile à neutrons Après plusieurs cycles de fusion au cours desquels des éléments plus lourds sont formés, l'effondrement du noyau continue et sa densité augmente. La pression radiative du noyau provoque la perte des couches externes par explosion. Nous obtenons ainsi une supernova. Il reste donc une étoile à neutrons dense. Certaines étoiles à neutrons ressemblent à des pulsars en rotation rapide.
	Trou noir Si l'étoile est très massive, l'effondrement du noyau est si important qu'il devient un trou noir au lieu d'une étoile à neutrons.

Il est à présent temps de créer votre propre étoile…