Voici une ventilation:
* Séquence principale: C'est la phase la plus longue et la plus stable de la vie d'une star. Au cours de cette phase, l'étoile fusionne l'hydrogène dans l'hélium dans son noyau, produisant une énergie qui crée une pression extérieure équilibrant l'attraction vers l'intérieur de la gravité.
* épuisement de l'hydrogène: Au fil du temps, le carburant d'hydrogène dans le noyau est épuisé. Cela signifie que le processus de fusion ralentit, provoquant une diminution de la pression extérieure.
* effondrement gravitationnel: Avec moins de pression poussant vers l'extérieur, le noyau de l'étoile commence à se contracter sous sa propre gravité. Cette contraction réchauffe considérablement le noyau.
* Burn de coquille: L'augmentation de la chaleur fait que l'hydrogène dans une coquille entourant le noyau commence à fusionner, élargissant l'étoile en un géant rouge ou Red Supergiant , selon sa masse initiale.
Points clés:
* La masse d'étoile détermine la durée de vie: Des étoiles plus massives ont des températures centrales plus élevées, les faisant brûler dans leur carburant d'hydrogène beaucoup plus rapidement. Cela signifie qu'ils passent moins de temps sur la séquence principale par rapport aux étoiles moins massives.
* pas de fin abrupte: La transition de la séquence principale à la phase suivante n'est pas un événement brusque. L'étoile se développe progressivement et modifie son type spectral au fil du temps.
Exemple:
Notre soleil, une étoile relativement petite, est actuellement dans sa phase de séquence principale. Il devrait rester sur la séquence principale pendant environ 10 milliards d'années.
