Le cycle d’une étoile avec une masse solaire de vie

Pour une étoile , la masse est destinée. La taille d’une étoile détermine si sa durée de vie sera longue ou relativement court , sa mort calme ou explosive . Cette question , assez abstraite dans le contexte d’une supermassif lointain , frappe poignante près de la maison en termes d’une étoile d’une masse solaire unique . Par définition , c’est la taille de notre Soleil. Protostars

Chaque étoile provient d’une nébuleuse , un nuage de gaz principalement d’hydrogène contenant également un peu d’hélium et de la poussière . À un certain moment , un effondrement gravitationnel se produit , provoquant la matière au sein de la nébuleuse à tourner ensemble, ses particules se déplaçant plus rapidement , de chauffage et éclatante. Le résultat est un chaud, brillant boule de gaz appelé une protoétoile .
Séquence principale

Comme le noyau de la protoétoile devient plus chaud et plus dense, éventuellement atteint une température ( environ 10 millions de degrés Kelvin ) suffisante pour lancer le processus de fusion de l’hydrogène . Les atomes d’hydrogène fusionnent en hélium , libérant des photons de haute énergie dans le processus . Ce rayonnement exerce une pression vers l’extérieur qui fait pencher la balance contre la gravité, l’arrêt de l’effondrement de la proto-étoile . Équilibre entre les entrants et sortants pressions est atteint, et une étoile , comme ils disent , est né .

Cette première étape de la vie de l’ étoile est la séquence principale . Elle durera environ 90 pour cent de l’existence de l’étoile . Notre Soleil est dans sa séquence principale en ce moment .

Red Giant

La séquence principale se termine lorsque le noyau de l’étoile est à court de noyaux d’hydrogène . Sans la pression de rayonnement généré par la fusion d’hydrogène, l’équilibre est perdu. Le noyau de l’étoile, faite presque entièrement de l’hélium maintenant , commence à s’effondrer . Comme dans l’étape de la proto-étoile , les températures augmentent avec la densité croissante .

Certains hydrogène reste dans l’enveloppe extérieure de l’étoile . Étant plus loin que l’ hydrogène à la base, il n’a jamais atteint une température suffisamment élevée pour la fusion nucléaire . Il atteindra la température maintenant . Comme le noyau se réchauffe, il chauffe l’ hydrogène shell la façon dont une cuisinière chauffe une bouilloire .

Coque hydrogène fusionne en hélium , il génère la pression de radiation . Étant donné que la gravité est plus faible que dans la coquille à la base, cette pression vers l’extérieur en mouvement surmonte la gravité de telle sorte que les couches externes de l’expansion du gaz . Ils refroidissent et deviennent rouges comme ils s’éloignent de la base . L’étoile est maintenant une géante rouge .

Le coeur de la géante rouge continuera à monter en température jusqu’à ce que , à environ 100 millions de degrés , l’hélium commence à fondre en carbone et de l’oxygène . La phase de géante rouge se poursuivra jusqu’à ce qu’il n’y ait plus d’hélium dans le noyau .
White Dwarf

La fin de la phase de géante rouge est similaire à la fin de la séquence principale . Le noyau est à court de l’hélium . La fusion nucléaire cesse . Le noyau commence à s’effondrer et chauffer , provoquant l’ hélium dans l’enveloppe extérieure pour chauffer aussi . La fusion nucléaire se produit dans la coque , provoquant son expansion .

Pendant ce temps , le noyau , constitué principalement de carbone et d’oxygène maintenant , conserve simplement s’effondrer. Contrairement à la base d’une beaucoup plus grande étoile, il ne sera jamais atteindre la température requise pour faire fondre ces éléments plus lourds. Au lieu de cela , il devient un petit , dense , objet relativement frais connu comme une naine blanche . Les restes de sa coquille entourent, un nuage de matière connue comme une nébuleuse planétaire .
Chronologie

étoiles Single- solaire – masse vivent très longtemps . Notre Soleil , par exemple , a été dans sa séquence principale pendant 4,5 milliards d’années, continuera dans cette phase pendant encore quatre ou cinq milliards d’années. Une fois que le soleil est à court de noyau d’hydrogène , sa transformation en géante rouge aura environ 250 millions d’années.