Life de séquence principale:
* Fusion d'hydrogène: Des étoiles sur la séquence principale passent la majorité de leur vie fusionnant l'hydrogène dans l'hélium dans leur noyau. Ce processus génère une énergie qui crée une pression extérieure, contrecarrant l'attraction vers l'intérieur de la gravité. Cet équilibre est ce qui définit l'état stable d'une star.
* État stable: L'étoile maintient une taille, une température et une luminosité cohérentes.
en quittant la séquence principale:
* épuisement de l'hydrogène: Finalement, le carburant d'hydrogène dans le noyau est épuisé. Cela déclenche une réaction en chaîne qui mène l'étoile de la séquence principale:
* Contraction centrale: Sans la pression extérieure de la fusion d'hydrogène, la gravité tire le noyau vers l'intérieur, la faisant chauffer.
* Burn de coquille: La chaleur intense du noyau contractant fait allumer une coquille entourant le noyau, fusionnant l'hydrogène en hélium. Ce processus est appelé brûlure de coquille.
* Expansion et refroidissement: L'augmentation du débit d'énergie de la combustion de la coquille provoque se développer et refroidir les couches extérieures de l'étoile. L'étoile devient un géant rouge ou supergiant, selon sa masse initiale.
Que se passe-t-il ensuite:
* L'évolution de l'étoile après avoir quitté la séquence principale dépend de sa masse initiale.
* étoiles à faible masse: Ils deviennent des géants rouges, finissant par perdre leurs couches extérieures pour former des nébuleuses planétaires, laissant derrière lui un nain blanc.
* étoiles de masse intermédiaire: Ils subissent une série de processus de fusion, créant des éléments plus lourds comme le carbone et l'oxygène. Finalement, ils deviennent des supergiants rouges, s'effondrant en étoiles à neutrons ou en trous noirs.
* étoiles massives: Ils subissent une évolution beaucoup plus dramatique, fusionnant rapidement des éléments plus lourds jusqu'à ce qu'ils explosent sous forme de supernovae.
en résumé:
Une étoile quitte la séquence principale car elle manque de carburant d'hydrogène dans son noyau. Cela déclenche une série de changements, notamment la contraction centrale, la combustion de la coquille, l'expansion et le refroidissement. L'évolution future de l'étoile dépend de sa masse initiale, conduisant à différents résultats comme les nains blancs, les étoiles à neutrons, les trous noirs ou les supernovae.
