Cycle complet d'une étoile de vie

April 25

Les étoiles sont composés principalement des gaz d'hydrogène et d'hélium. Ils varient considérablement en taille, la luminosité et de la température, et vivent des milliards d'années, la transition par plusieurs étapes. Notre soleil est une étoile typique, l'un des centaines de milliards qui jonchent la Voie lactée.

Naissance

Les étoiles naissent dans les grands galactiques "pépinières" appelées nébuleuses, un mot latin qui signifie nuage. Nebulae sont des nuages ​​denses de poussière et de gaz qui peuvent donner lieu à des centaines d'étoiles. Dans certaines régions d'une nébuleuse, le gaz et la poussière se réuniront ensemble comme des touffes. Une nouvelle étoile se pose lorsque l'un de ces amas accumule tellement de masse qui croula sous la force de sa propre gravité. La densité accrue du nuage de condensation provoque sa température d'augmenter de manière significative. Finalement, la température devient si élevée que la fusion nucléaire se produit, la formation d'une étoile "infantile" appelé protostar.

Séquence principale Etoiles

Une fois protostar a recueilli assez de masse des gaz et des nuages ​​de poussière environnants, il devient une étoile de la séquence principale. étoiles principales de séquence fusionnent des atomes d'hydrogène pour créer l'hélium dans un processus connu sous le nom de la fusion nucléaire. Les étoiles peuvent exister dans ce stade pour des milliards d'années. Notre soleil est actuellement dans sa phase de séquence principale.

la luminosité d'une étoile dépend fortement de sa masse. L'étoile plus massive une principale séquence, plus la luminosité qu'il exposera. La couleur d'une étoile de la séquence principale est une indication de la température de l'étoile. étoiles Hotter apparaîtront étoiles bleues ou blanches et froides apparaissent en rouge ou orange. La masse d'une étoile influera également sur sa durée de vie. Le plus de masse d'une étoile, plus courte la durée de vie sera.

Giants Red

Après avoir brûlé des milliards d'années, une étoile de la séquence principale finira par épuiser son approvisionnement en carburant que la majeure partie de son hydrogène est converti en hélium par fusion nucléaire. L'excès d'hélium va alors provoquer la température de l'étoile à augmenter. Lorsque cela se produit, l'étoile se développera pour devenir une géante rouge.

Les géantes rouges sont de couleur rouge vif. Ils sont également plus grand et beaucoup plus lumineux que les étoiles de la séquence. Comme le noyau de la géante rouge continue de crouler sous la force de gravité, il deviendra assez dense pour convertir son approvisionnement restante de l'hélium en carbone. Cela se produit sur une période d'environ 100 millions d'années, jusqu'à ce qu'il est temps pour l'étoile de mourir. Tout comme la masse dictera la luminosité d'une étoile, il permettra également de déterminer la manière de la mort d'une étoile.

Naines blanches

étoiles principales de séquences qui ont des masses inférieures deviennent finalement naines blanches. Une fois une géante rouge a brûlé à travers son approvisionnement en hélium, l'étoile va perdre de la masse. Son restant noyau de carbone continuera à refroidir et diminuer la luminosité sur des milliards d'années jusqu'à ce qu'il devienne une naine blanche. Finalement, la naine blanche cessera de produire de l'énergie tout à fait et foncer pour devenir une naine noire. Naines blanches étoiles sont plus petites, plus dense et moins lumineux que les étoiles géantes rouges. La densité des étoiles naines blanches est si grande qu'une simple cuillère de matière naine blanche serait peser plusieurs tonnes.

Supernovas

étoiles principales de séquences qui ont plus massives sont destinés à mourir dans des explosions dramatiques et violentes appelées supernovae. Une fois que ces étoiles ont brûlé à travers leur approvisionnement en hélium, le noyau de carbone restant est finalement converti en fer. Ce noyau de fer alors crouler sous son propre poids jusqu'à ce qu'il atteigne un point où la matière commence à rebondir de sa surface. Lorsque cela se produit, une explosion massive se produit qui va générer un flash brillant de lumière qui est égale à la luminosité d'une galaxie entière d'étoiles. Pendant quelques explosions de supernovae, les protons et les électrons se combinent pour former des neutrons. Ceci à son tour conduit à la formation des étoiles extrêmement denses appelées étoiles à neutrons.