Le soleil est souvent qualifi\u00e9 d\u2019\u00e9toile \u00ab moyenne \u00bb, mais cela est trompeur. En r\u00e9alit\u00e9, elle fait partie des 10 % des \u00e9toiles les plus riches en masse. L’univers est domin\u00e9 par de petites naines rouges sombres, dont beaucoup font moins de la moiti\u00e9 de la taille du soleil. Une \u00e9toile doit avoir au moins 7 \u00e0 8 % de la masse du soleil pour soutenir la fusion nucl\u00e9aire \u2013 le processus qui la d\u00e9finit comme une \u00e9toile. Mais \u00e0 l\u2019autre extr\u00eame, quelle peut \u00eatre la masse d\u2019une \u00e9toile\u00a0? <\/p>\n
Les limites de la masse stellaire<\/strong> <\/p>\n Il y a<\/em> une limite sup\u00e9rieure. Au-del\u00e0 d\u2019un certain point, les \u00e9toiles g\u00e9n\u00e8rent tellement d\u2019\u00e9nergie qu\u2019elles se d\u00e9stabilisent et se d\u00e9chirent. Cette limite n’est pas fixe\u00a0; cela a chang\u00e9 au fil du temps cosmique. Le facteur cl\u00e9 n’est pas la taille ou le poids, mais la masse<\/strong>, qui dicte l’\u00e9quilibre entre la gravit\u00e9 tirant vers l’int\u00e9rieur et l’\u00e9nergie poussant vers l’ext\u00e9rieur. Plus de masse signifie une pression centrale, une temp\u00e9rature plus \u00e9lev\u00e9es et un taux de fusion incontr\u00f4lable. <\/p>\n Le taux de fusion \u00e9volue de fa\u00e7on exponentielle avec la temp\u00e9rature. Au soleil, un petit changement de temp\u00e9rature affecte consid\u00e9rablement la production d\u2019\u00e9nergie. Mais dans les \u00e9toiles massives, doubler la temp\u00e9rature augmente la production d\u2019\u00e9nergie d\u2019un facteur un million<\/em>. Ce couplage extr\u00eame explique pourquoi les \u00e9toiles ne peuvent pas simplement cro\u00eetre ind\u00e9finiment. <\/p>\n La boucle de r\u00e9troaction\u00a0: masse, \u00e9nergie et destruction<\/strong> <\/p>\n Si une \u00e9toile gagne trop de masse, sa gravit\u00e9 s\u2019intensifie, augmentant la temp\u00e9rature centrale et acc\u00e9l\u00e9rant la fusion. Cela lib\u00e8re de l\u2019\u00e9nergie qui d\u00e9truit les couches externes de l\u2019\u00e9toile, r\u00e9duisant ainsi sa masse. Cette boucle de r\u00e9troaction n\u00e9gative emp\u00eache les \u00e9toiles de devenir trop massives. Ces \u00e9toiles instables subissent de violentes explosions, ce qui les rend de courte dur\u00e9e. <\/p>\n La limite sup\u00e9rieure th\u00e9orique de la masse stellaire est d\u2019environ 300 fois la masse du Soleil. Ces \u00e9toiles sont rares ; seuls quelques-uns d\u00e9passant 200 masses solaires ont \u00e9t\u00e9 observ\u00e9s. L’\u00e9toile la plus massive connue est R136a1<\/strong>, situ\u00e9e dans le Grand Nuage de Magellan, \u00e0 160 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re. Il \u00e9met sept millions de fois l\u2019\u00e9nergie du soleil, ce qui justifie son \u00e9loignement. <\/p>\n R136a1, qui fait partie de l’amas R136, a \u00e9t\u00e9 initialement confondue avec une seule \u00e9toile en raison de son extr\u00eame luminosit\u00e9. Les observations du t\u00e9lescope Hubble ont confirm\u00e9 qu’il s’agit d’un amas, mais R136a1 reste un monstre avec environ 290 masses solaires \u2013 proche de la limite th\u00e9orique. Elle est jeune, vieille d\u2019un million d\u2019ann\u00e9es seulement, et elle explosera probablement en supernova d\u2019ici deux millions d\u2019ann\u00e9es. <\/p>\n Le r\u00f4le des \u00e9l\u00e9ments lourds<\/strong> <\/p>\n La pr\u00e9sence d\u2019\u00e9l\u00e9ments plus lourds dans les couches externes d\u2019une \u00e9toile limite \u00e9galement sa masse. Ces \u00e9l\u00e9ments absorbent de l\u2019\u00e9nergie, augmentant la temp\u00e9rature et acc\u00e9l\u00e9rant la perte de masse. M\u00eame de petites quantit\u00e9s d\u2019\u00e9l\u00e9ments lourds ont un effet significatif. <\/p>\n Cependant, les premiers stades de l\u2019univers \u00e9taient diff\u00e9rents. Les premi\u00e8res \u00e9toiles se sont form\u00e9es dans un environnement presque enti\u00e8rement d\u00e9pourvu d\u2019\u00e9l\u00e9ments plus lourds que l\u2019hydrog\u00e8ne et l\u2019h\u00e9lium. Sans ces \u00e9l\u00e9ments capables d\u2019absorber l\u2019\u00e9nergie, les premi\u00e8res \u00e9toiles pourraient devenir beaucoup plus massives \u2013 certains mod\u00e8les sugg\u00e8rent une masse plusieurs milliers de fois sup\u00e9rieure \u00e0 celle du soleil. Ces \u00e9toiles de premi\u00e8re g\u00e9n\u00e9ration ont v\u00e9cu vite et sont mortes jeunes, ensemen\u00e7ant l\u2019univers d\u2019\u00e9l\u00e9ments plus lourds gr\u00e2ce \u00e0 des explosions de supernova. <\/p>\n La chasse aux stars de premi\u00e8re g\u00e9n\u00e9ration<\/strong> <\/p>\n Aucune \u00e9toile confirm\u00e9e de premi\u00e8re g\u00e9n\u00e9ration n\u2019a encore \u00e9t\u00e9 observ\u00e9e, malgr\u00e9 les recherches en cours. Leur immense luminosit\u00e9, combin\u00e9e \u00e0 des distances extr\u00eames, les rend faibles et difficiles \u00e0 d\u00e9tecter. Une fois trouv\u00e9, le confirmer obligerait les astronomes \u00e0 r\u00e9viser leurs estimations sur la masse r\u00e9elle des \u00e9toiles \u2013 peut-\u00eatre pas aujourd\u2019hui, mais dans un pass\u00e9 lointain. <\/p>\n Comprendre les limites de la masse stellaire r\u00e9v\u00e8le des v\u00e9rit\u00e9s fondamentales sur la formation, l’\u00e9volution et la mort des \u00e9toiles, qui d\u00e9pendent toutes de la composition et du timing cosmique.<\/p>\n<\/blockquote>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":" Le soleil est souvent qualifi\u00e9 d\u2019\u00e9toile \u00ab moyenne \u00bb, mais cela est trompeur. En r\u00e9alit\u00e9, elle fait partie des 10 % des \u00e9toiles les plus riches en masse. L’univers est domin\u00e9 par de petites naines rouges sombres, dont beaucoup font moins de la moiti\u00e9 de la taille du soleil. 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