Cycle de vie d’une petite étoile

Une étoile ne scintille pas seulement dans le ciel. Il mène une vie de combat contre la force de gravité . Le plus lourd de l’étoile , plus sa gravité , et plus il doit lutter pour prévenir l’effondrement. Les plus grandes stars vivent rapide et meurent jeunes , sortir dans un flamboiement de gloire . Mais une petite étoile , comme notre Soleil , pourrait-on dire de mourir paisiblement dans son lit après une très longue durée de vie en effet . Définitions

Nous décrivons la taille d’une étoile en utilisant la masse de notre Soleil , une  » masse solaire », comme l’ unité de mesure commune . Il faut un peu plus de 0,08 d’une masse solaire pour une étoile d’hydrogène à combustion pour former du tout . De là , nous disons l’étoile est « petite» si elle n’a pas plus de 1,4 masses solaires . Ce nombre n’est pas arbitraire , mais décrit le tournant entre deux comportements distincts stellaires de fin de vie
Protostar

Toutes les étoiles commencent de la même façon . ; comme proto découlant de l’effondrement nébuleuses . Une nébuleuse est un nuage de poussière et de gaz , la plus grande partie de l’hydrogène . La gravité fait ce nuage à tourbillonner et contrat , formant une masse centrale qui pousse plus chaud que sa densité augmente . Autres masses peuvent également former , balayant les couches externes de la nébuleuse ; ceux-ci deviendront planètes .

séquence principale

Finalement, la protoétoile devient dense et assez chaud pour déclencher la fusion nucléaire de l’hydrogène dans son noyau . Ce processus convertit l’hydrogène en hélium , produisant de la lumière , de la chaleur et de la pression de radiation assez pour arrêter l’effondrement gravitationnel de la proto-étoile . La phase proto-étoile est maintenant terminée, la séquence principale a commencé , et une nouvelle étoile est née.
Red Giant

Après environ 10 milliards d’années, une petite étoile de noyau sera à court d’ hydrogène . Les réactions nucléaires s’arrêtent . La génération de la pression de radiation cesse . Effondrement gravitationnel arrive de nouveau, l’augmentation de la densité et de la chaleur de l’âme jusqu’à ce que les températures sont suffisantes pour déclencher la fusion de l’hélium en carbone . La pression de radiation résultant entraînera couches externes de l’étoile d’élargir à un rayon plus grand que celui de l’orbite de Mercure , Vénus , voire la Terre. Comme ils se développent, ils se refroidissent , virant au rouge . Nous appelons une étoile à ce stade de sa vie une géante rouge
White Dwarf

Le processus se répète quand l’approvisionnement de l’hélium du noyau s’épuise . Réactions nucléaires s’arrêtent et effondrement gravitationnel reprend . Dans une petite étoile , il n’y aura pas d’autres réactions nucléaires . Au lieu de cela , la stabilité reprendra lorsque les électrons de carbone sont si rapprochés que la pression de dégénérescence électronique se produit avec suffisamment de force pour équilibrer la gravité et de stopper un nouvel effondrement de l’étoile .

Pendant ce temps , les couches externes de l’étoile se développent, formant un nuage de composantes stellaires en orbite autour de ce qui reste du noyau de l’étoile . Ce nuage est une nébuleuse planétaire . L’étoile est maintenant une naine blanche . Il continuera de gradation et de refroidissement jusqu’à ce que la totalité de son énergie thermique est parti .