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    Cycle de vie d'une étoile de taille moyenne

    La masse d'une étoile est la seule caractéristique qui détermine le destin de ce corps céleste. Son comportement en fin de vie dépend entièrement de sa masse. Pour les étoiles légères, la mort vient tranquillement, un géant rouge perdant sa peau pour laisser derrière lui la naine blanche obscurcissante. Mais le final pour une étoile plus lourde peut être assez explosif!

    Catégorie Définition

    Les étoiles moyennes sont celles qui, trop grosses pour finir comme des naines blanches et trop petites pour devenir des trous noirs, passent leur vie à mourir années comme étoiles à neutrons. Les scientifiques ont observé que cette catégorie avait une limite inférieure d'un peu plus de 1,4 masse solaire et une limite supérieure d'environ 3,2 masses solaires. (Une "masse solaire" est une unité de mesure à peu près la même masse que notre Soleil.)

    Protostar

    La taille d'une étoile est déterminée par la quantité de matière disponible dans sa nébuleuse parente . Ce nuage de poussière et de gaz commence à s'effondrer sur lui-même à cause de la gravité, formant en son centre une masse de plus en plus chaude, brillante et dense: un protostar.

    Séquence principale

    Quand le protostar est suffisamment chaud et dense, le processus de fusion de l'hydrogène commence à prendre place dans son noyau. La fusion produit suffisamment de pression de radiation pour contrer la force de gravité; ainsi l'effondrement gravitationnel cesse. Le protostar est devenu une véritable étoile dans sa phase de séquence principale. L'étoile va passer la plus grande partie de sa vie dans cette période de stabilité, générant de la lumière et de la chaleur par la fusion de l'hydrogène en hélium pendant des millions d'années.

    Red Giant

    Quand le coeur de l'étoile À court d'hydrogène, la gravité a de nouveau son chemin, c'est-à-dire jusqu'à ce que les températures atteignent un niveau suffisant pour permettre la fusion de l'hélium, qui produit la pression extérieure nécessaire pour stabiliser les choses. Quand il ne reste plus d'hélium, le cycle recommence. Le cœur oscille ainsi entre des états de compression et d'équilibre à mesure que des réactions de fusion de plus en plus hautes températures ont lieu. Pendant ce temps, la chaleur extrême fait que la couche externe de l'étoile, ou «coquille», s'étend jusqu'à un rayon comparable à celui de l'orbite terrestre. À une si grande distance du noyau, la coque refroidira suffisamment pour devenir rouge. L'étoile est maintenant un géant rouge.

    Supernova

    Les réactions nucléaires cessent à jamais quand le noyau de l'étoile est réduit en fer; cet élément ne fusionnera pas sans apport d'énergie supplémentaire. L'effondrement gravitationnel reprend de façon catastrophique avec une force assez forte pour détruire les noyaux mêmes des atomes qui composent le noyau. Cela génère tellement d'énergie que l'explosion domine le ciel pendant des années-lumière dans toutes les directions. L'étoile est devenue supernova.

    Étoile à neutrons

    Pendant ce temps, ce qui reste de l'étoile a rétréci jusqu'à un diamètre ne dépassant pas quelques kilomètres - à peu près la taille d'une ville. A cette densité, la pression vers l'extérieur générée par les protons et les neutrons réagissant à la compression est finalement suffisante pour stopper la gravité. L'étoile est si dense que, si vous pouviez apporter une cuillère à thé de son matériel à la Terre, il pèserait un billion de tonnes. Il tourne jusqu'à 30 fois par seconde et présente un très grand champ magnétique. C'est une étoile à neutrons, la dernière étape du cycle de vie d'une étoile de taille moyenne.

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