Une étoile ne se scintille pas dans le ciel. Il mène une bataille à vie contre la force de gravité. Le plus lourd l'étoile, plus sa gravité, et plus il doit lutter pour prévenir l'effondrement. Les plus grandes stars vivent rapidement et meurent jeunes, sortir dans une flamme de gloire. Mais une petite étoile, comme notre Soleil, on peut dire que mourir paisiblement dans son lit après une très longue vie en effet.
Définitions
Nous décrivons la taille d'une étoile en utilisant notre propre masse du Soleil, une «masse solaire», comme l'unité de mesure commune. Il faut un peu plus de .08 d'une masse solaire pour une étoile d'hydrogène à brûler 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 est pas arbitraire, mais décrit le point tournant entre deux comportements distincts stellaires en fin de vie.
Protostar
Toutes les étoiles commencent de la même façon; comme protostars résultant de l'effondrement des 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 de contrat, formant une masse centrale qui pousse plus en plus chaud que sa densité augmente. D'autres masses peuvent également former, balayer les couches extérieures de la nébuleuse; ceux-ci deviendront des planètes.
séquence principale
Finalement, le protostar pousse 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, la chaleur et la pression de radiation assez pour arrêter l'effondrement gravitationnel du protostar. La phase protostar est maintenant terminée, la séquence principale a commencé, et une nouvelle étoile est née.
Géant rouge
Après environ 10 milliards d'années, le noyau d'une petite étoile sera à court d'hydrogène. Les réactions nucléaires cessent. La génération de la pression de radiation cesse. effondrement gravitationnel se produit de nouveau, ce qui augmente la densité et la chaleur du noyau jusqu'à ce que les températures sont suffisantes pour déclencher la fusion de l'hélium en carbone. La pression de rayonnement résultant entraînera des couches externes de l'étoile d'étendre à un rayon aussi 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.
Nain blanc
Le processus se répète lorsque la fourniture d'hélium du noyau se épuise: réactions nucléaires arrêtent et l'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 proches 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 composants stellaires en orbite autour de ce qui reste du noyau de l'étoile. Ce nuage est une nébuleuse planétaire. La star est maintenant une naine blanche. Elle continuera de gradation et de refroidissement jusqu'à ce que la totalité de son énergie thermique a disparu.