Demandez à Ethan: les non-stars peuvent-elles encore devenir des stars?

Le système nain brun le plus proche de la Terre, Luman 16 , dans son ensemble, contient suffisamment de masse pour former une étoile naine rouge si vous y mettez tout ensemble. La question est, est-ce que cela arrivera jamais dans notre univers, est assez intéressant

Dans le ciel nocturne, les étoiles sont clairement visibles dans toutes les directions depuis nous, où que nous regardions. Mais pour chaque étoile qui a rassemblé suffisamment de masse pour démarrer la fusion nucléaire en son centre, brûler de l'hydrogène, le transformer en hélium et convertir la matière en énergie par E = mc ² , il y a beaucoup d'autres objets qui n'ont pas atteint cet objectif. La plupart des amas de masse qui commencent à se former dans la nébuleuse ne deviennent jamais assez gros pour devenir une étoile - au lieu de cela, ils deviennent des nuages ​​de gaz fragmentés, des astéroïdes, des mondes rocheux, des géants gazeux ou des naines brunes. Les naines brunes sont les "étoiles" de l'Univers, qui ont rassemblé suffisamment de masse pour déclencher la synthèse d'isotopes rares, mais pas assez pour devenir de vraies étoiles. Mais de nombreuses naines brunes existent par paires, c'est pourquoi notre lecteur a posé la question suivante:

Les orbites de ces naines brunes deviendront-elles plus petites avec le temps en raison de la perte d'énergie sur les ondes gravitationnelles? Vont-ils fusionner à la fin? Si oui, que se passe-t-il après cela? Deviendront-ils une véritable star de la synthèse? Ou quelque chose de complètement différent?

En astronomie, comme dans la vie, ce n'est pas parce que vous n'avez pas réussi la première fois que vous ne réussirez jamais. Commençons par ces étoiles qui le pourraient.


Illustration d'une planète géante en orbite autour d'une étoile naine rouge. La différence entre une planète, une non-étoile et une vraie étoile n'est que de masse

Afin d'allumer la fusion nucléaire au centre d'une étoile et de faire entrer des noyaux d'hydrogène dans une réaction de fusion, il est nécessaire d'atteindre des températures de l'ordre de 4 000 000 K. Le gaz dans l'espace interstellaire à partir duquel les étoiles se forment est plutôt froid - à quelques dizaines de degrés au-dessus du zéro absolu. Mais alors la gravité se connecte et provoque l'effondrement du nuage de gaz. À ce moment, les atomes à l'intérieur gagnent en vitesse, entrent en collision les uns avec les autres et se réchauffent. S'il y avait peu d'atomes, ils iraient rayonner cette chaleur dans l'espace interstellaire, envoyant des flux de lumière voyager à travers toute la galaxie. Mais si vous rassemblez beaucoup d'atomes, ils ne libèrent pas cette lumière, à cause de laquelle l'intérieur du nuage de gaz commence à se réchauffer.


La constellation d'Orion, ainsi qu'un immense complexe de nuages ​​moléculaires et les étoiles les plus brillantes. De nombreuses nouvelles étoiles se forment en raison de l'effondrement du gaz, ce qui ne permet pas à la chaleur de s'échapper du lieu de formation des étoiles

Si quelque chose de petit, pesant un astéroïde, forme la Terre, ou même Jupiter, il peut se réchauffer à des milliers voire des dizaines de milliers de degrés dans le noyau - mais il sera toujours très loin de la température de synthèse. Mais lorsque vous atteignez une certaine masse critique - environ treize masses Jupiter - vous obtenez des températures de l'ordre de 1.000.000 K. Ce n'est pas suffisant pour la synthèse d'hélium à partir d'hydrogène, mais c'est la température critique pour une certaine réaction: la synthèse du deutérium. De l'ordre de 0,002% d'hydrogène dans l'Univers, le noyau contient non seulement un proton, mais un proton associé à un neutron, c'est-à-dire un deutéron. À des températures d'un million de degrés, le deutéron et le proton sont capables de synthétiser l'hélium-3 (un isotope de l'hélium peu répandu), et cette réaction se produit avec la libération d'énergie.

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La réaction en chaîne proton-proton responsable de la majeure partie de l'énergie du soleil est un exemple de fusion nucléaire. Dans la synthèse du deutérium, seule la réaction ² H (deutérium) + ¹ H (proton) -> ³ He (hélium-3) peut se produire

C'est important! Cette production d'énergie, en particulier dans la phase protostar, produit un rayonnement de haute énergie qui résiste à l'effondrement gravitationnel interne et empêche le centre de chauffer trop, ce qui pourrait augmenter les températures à 4 000 000 K. Cela donne du temps supplémentaire - des dizaines de milliers d'années ou plus - pour cela pour rassembler encore plus de masse. Après tout, dès qu'une étoile commence la synthèse à partir d'hydrogène pur (protons), la production d'énergie devient si grande que l'étoile ne croît plus - par conséquent, les premiers stades de développement sont critiques. Sans la participation du deutérium à la synthèse, les plus grandes étoiles dépasseraient le Soleil en masse au maximum trois fois, et non pas des centaines de fois, comme celles que nous avons à proximité.


Image composite de la première exoplanète jamais observée directement (rouge) et de sa naine brune maternelle. Une véritable étoile serait physiquement plus grande et sa masse serait supérieure à celle de cette naine brune.

Pour atteindre la température centrale de 4 000 000 K et devenir une véritable étoile, il faut gagner au moins 7,5% de la masse solaire: environ 1,5 × 10 ²⁹ kg. Pour devenir une naine brune et commencer la synthèse à l'aide de deutérium, il faut passer de 2,5 × 10 ²⁸ kg à 1,5 × 10 ²⁹ kg. Et tout aussi souvent que les étoiles binaires, des naines brunes doubles se trouvent dans l'espace.


Les deux naines brunes qui composent le système Luman 16, et elles peuvent finalement fusionner pour créer une étoile

En fait, la naine brune la plus proche de nous, le système Luman 16, est un système dual. On sait également que autour d'autres naines brunes, des planètes géantes se déplacent sur des orbites. Dans le cas de Luman 16, les masses suivantes de deux naines brunes ont été déterminées:

1. Le principal - de 8,0 × 10 ²⁸ à 1,0 × 10 ²⁹ kg.
2. Secondaire - de 6,0 × 10 ²⁸ à 1,0 × 10 ²⁹ kg.

En d'autres termes, il y a de grandes chances que si ces deux non-étoiles, tournant autour l'une de l'autre à une distance d'environ trois fois la distance du Soleil à la Terre, se combinent, elles formeront une véritable étoile. Tout ajout de masse qui transfère un non-étoile à travers la ligne de masse nécessaire pour commencer à brûler de l'hydrogène le transformera en étoile.


Les deux naines brunes qui composent Luman 16 ont été photographiées 12 fois par le télescope Hubble, et nous avons déterminé leur mouvement et leurs orbites relatives sur une période de plusieurs années

L'intuition ne manque pas à notre lecteur: oui, les masses en rotation les unes autour des autres émettent des ondes gravitationnelles, et ce rayonnement fera diminuer les orbites. Mais pour de telles masses et distances, cette diminution prendra environ ^{10 200} ans, ce qui est beaucoup, beaucoup plus long que la durée de vie de l'Univers. C'est encore plus long que la durée de vie d'une étoile, ou même d'une galaxie, ou même d'un trou noir central dans une galaxie. Si vous allez attendre que les ondes gravitationnelles transforment cette paire de naines brunes en étoile, vous devrez attendre longtemps.


Le scénario de tomber l'un sur l'autre en spirale à cause des ondes gravitationnelles pour deux naines brunes si bien séparées comme celles-ci prendra beaucoup de temps. Mais les collisions sont très probables. Tout comme les étoiles rouges produisent des étoiles bleues individuelles lors d'une collision, les collisions de naines brunes peuvent donner naissance à des étoiles naines rouges.

Périodiquement, des objets dans l'espace entrent en collision. Le fait que les étoiles, les non-étoiles, les planètes errantes et tout le reste se déplace dans la galaxie, principalement sous l'influence de la gravité, signifie qu'il existe une probabilité finie que deux objets entrent en collision accidentellement. C'est bien mieux que de s'attendre à une diminution de l'orbite due aux ondes gravitationnelles, sauf dans des cas particulièrement extrêmes. Sur une chronologie de l'ordre de 10 à ¹⁸ ans, "seulement" 100 millions de fois plus que l'âge actuel de l'Univers, les naines brunes entreront accidentellement en collision avec d'autres naines brunes ou cadavres d'étoiles et donneront naissance à une nouvelle vie pour le non-star. Selon nos estimations, ce sort attend environ 1% de toutes les naines brunes.


L'atmosphère du Soleil ne se limite pas à la photosphère ou même à la couronne, mais s'étend sur des millions de kilomètres dans l'espace, même en l'absence de fusées éclairantes et d'émissions

Mais même si vous ne pouvez pas attendre que le rayonnement gravitationnel fonctionne et que vous n'avez pas la chance de rencontrer une autre naine brune dans l'espace interstellaire, vous aurez toujours la chance de vous unir. Habituellement, nous imaginons que les étoiles ont un certain espace qu'elles occupent dans l'espace, un certain volume. Nous imaginons de la même manière, par exemple, l'atmosphère de la Terre: comme si elle avait une fin claire, une frontière entre ce que nous considérons l'atmosphère et l'espace. C'est stupide! En fait, les atomes et les particules s'étendent sur des millions de kilomètres et les éclairs des étoiles sont plus grands que le rayon de l'orbite terrestre. Il a été récemment découvert que les naines brunes émettent également des fusées éclairantes - tout comme un satellite en orbite basse retombera éventuellement sur Terre, de sorte que le frottement exercé par les naines brunes les unes sur les autres finira par les rapprocher. Pour Luman 16, cela ne fonctionnera pas, mais si la distance entre les deux non-étoiles était comparable à la distance du Soleil à Mercure, et non à la distance du Soleil à Cérès, cet effet pourrait fonctionner.


L’étude à long terme de Luigi Bedin sur l’observation des 16 non-étoiles de Luman nous a montré comment leur emplacement et leur mouvement changent au fil du temps, avec une séquence cyclique due au mouvement annuel de la Terre

Que se passe-t-il donc après une fusion ou une collision? De tels événements sont rares et prennent plus de temps que l'âge actuel de l'univers. À ce moment-là, même une naine brune aurait consommé tout son deutérium, et son cadavre aurait refroidi à une température de seulement quelques degrés au-dessus du zéro absolu à la surface. Mais l'énergie de collision ou de fusion devrait être suffisante pour créer une telle pression et une telle chaleur dans le cœur qu'ils peuvent encore - si la ligne de masse critique est franchie - démarrer la fusion nucléaire. L'étoile aura une petite masse, une couleur rouge et vivra très longtemps, plus de 10 billions d'années. Lorsque la non-étoile s'allumera enfin, elle deviendra probablement la seule étoile brillante dans la galaxie au cours de sa vie; ces événements seront rares et très espacés dans le temps. Cependant, le type de cette étoile se révélera intéressant en soi.


Lorsque deux naines brunes fusionnent néanmoins dans un avenir lointain, elles sont susceptibles de devenir la seule lumière dans le ciel nocturne, car toutes les autres étoiles sont déjà brûlées. La naine rouge qui en résulte deviendra la principale source de lumière restant à ce moment-là dans l'Univers.

Il brûlera son carburant si lentement que l'hélium-4, qui est obtenu en même temps - le résultat d'une réaction de synthèse impliquant de l'hydrogène dans le noyau - quittera le noyau par convection, ce qui permettra à l'hydrogène supplémentaire de participer à la synthèse. La convection sera si efficace que 100% de l'hydrogène dans l'étoile peut brûler jusqu'au bout, résultant en une masse continue d'atomes d'hélium. Pour la combustion de cet hélium, la masse ne sera pas suffisante, donc les restes stellaires seront compressés en un type d'étoile qui n'est pas encore dans notre univers: une naine blanche d'hélium. Pour que cette naine blanche se refroidisse et cesse de briller, cela prendra environ un quadrillion d'années, et à ce moment d'autres naines brunes de la galaxie entreront en collision et s'allumeront. Au moment où la non-star réussit enfin et traverse tout son cycle de vie, devenant un nain noir, une autre non-star attendra son opportunité.


Comparaison des couleurs et des tailles de la naine blanche (à gauche), de la Terre, réfléchissant la lumière du soleil (au milieu) et de la naine noire (à droite). Lorsque les naines blanches émettront enfin les restes de leur énergie, elles deviendront toutes éventuellement des naines noires

Si vous pouviez devenir immortel, vous, en principe, pourriez voyager d'un élément à l'autre, recevant l'énergie des derniers rares succès de l'Univers. La plupart des non-stars resteront dans cet état pour toujours, mais certains, avec qui la bonne fortune sourit, brûleront beaucoup plus tard que toutes les autres sources de lumière. Comme le dit la célèbre phrase de Winston Churchill: «Le succès n’est pas définitif, l’échec n’est pas fatal, seul le courage de continuer compte.» C'est peut-être vrai même pour les étoiles, et encore plus que pour vous et moi.

Ethan Siegel - astrophysicien, vulgarisateur scientifique, auteur de Starts With A Bang! Il a écrit les livres «Beyond the Galaxy» [ Beyond The Galaxy ] et «Tracknology: the science of Star Trek» [ Treknology ].

FAQ: si l'Univers se développe, pourquoi ne nous développons-nous pas ? pourquoi l'âge de l'Univers ne coïncide pas avec le rayon de sa partie observée .