Une étoile ne scintille pas seulement dans le ciel. Il mène une bataille perpétuelle contre la force de la gravité. Plus l'étoile est lourde, plus sa gravité est forte et plus elle doit lutter pour éviter l'effondrement. Les plus grandes stars vivent vite et meurent jeunes, dans un éclat de gloire. Mais on peut dire qu'une petite étoile, comme notre Soleil, meurt paisiblement dans son lit après une très longue vie.

Définitions

Nous décrivons la taille d'une étoile en utilisant la masse de notre propre Soleil. , une "masse solaire", comme unité de mesure commune. Il faut un peu plus de 0,08 de masse solaire pour qu'une étoile à hydrogène se forme. De là, nous disons que 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 de fin de vie stellaires distincts.

Protostar

Toutes les étoiles commencent de la même façon; comme protostars provenant de nébuleuses s'effondrant. Une nébuleuse est un nuage de poussière et de gaz, la plupart de l'hydrogène. La gravité fait tourbillonner et se contracter ce nuage, formant une masse centrale qui devient de plus en plus chaude à mesure que sa densité augmente. D'autres masses peuvent également se former, balayant les couches externes de la nébuleuse; ceux-ci deviendront des planètes.

Séquence principale

Finalement, le protostar devient suffisamment dense et 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 une pression de radiation suffisante pour arrêter l'effondrement gravitationnel du protostar. La phase protostar est maintenant terminée, la séquence principale a commencé, et une nouvelle étoile est née.

Red Giant

Après environ 10 milliards d'années, le noyau d'une petite étoile va manquer d'hydrogène . Les réactions nucléaires s'arrêtent. La génération de la pression de radiation cesse. L'effondrement gravitationnel se produit à nouveau, augmentant la densité et la chaleur du noyau jusqu'à ce que les températures soient suffisantes pour déclencher la fusion de l'hélium en carbone. La pression de radiation qui en résulte fera que les couches externes de l'étoile s'étendront jusqu'à un rayon aussi grand que celui de l'orbite de Mercure, de Vénus ou même de la Terre. Au fur et à mesure qu'ils se développent, ils refroidissent et deviennent rouges. Nous appelons une étoile à ce stade de sa vie un géant rouge.

White Dwarf

Le processus se répète lorsque l'approvisionnement en hélium du noyau s'épuise: les réactions nucléaires s'arrêtent et l'effondrement gravitationnel reprend. Dans une petite étoile, il n'y aura plus de réactions nucléaires. Au lieu de cela, la stabilité reprend lorsque les électrons de carbone se rapprochent tellement que la pression de dégénérescence des électrons se produit avec suffisamment de force pour équilibrer la gravité et arrêter l'effondrement de l'étoile. Les couches externes de l'étoile se dilatent composants 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 toute son énergie thermique ait disparu.