1. Fusion nucléaire et température centrale:
* Stars inférieur à 0,4 m☉: Ces étoiles sont trop petites et fraîches pour soutenir la fusion d'hydrogène dans leurs noyaux. Ils brûlent principalement le deutérium (un isotope de l'hydrogène plus lourd) dans leur début de vie, qui est un processus de fusion beaucoup plus faible et plus court.
* des étoiles supérieures à 0,4 m☉: Ces étoiles atteignent la température et la pression centrales nécessaires pour initier et maintenir la fusion d'hydrogène, entraînant la combustion stable de l'hydrogène dans l'hélium dans leurs noyaux. Ce processus fournit l'énergie qui permet à ces étoiles de briller pendant des milliards d'années.
2. Étapes à vie et évolutionnaires:
* Stars inférieur à 0,4 m☉: Ces étoiles ont une durée de vie extrêmement longue, potentiellement des billions d'années. Ils ne passent pas par les stades typiques des étoiles de séquence principale, des phases géantes rouges ou de la formation de nains blancs. Au lieu de cela, ils se refroidissent lentement et se fondent, devenant finalement des nains bruns.
* des étoiles supérieures à 0,4 m☉: Ces étoiles ont des durées de vie beaucoup plus courtes (milliards d'années) et passent par divers stades évolutifs. Ils brûlent de l'hydrogène dans leurs noyaux (séquence principale), se développent en géants rouges, puis passent par diverses phases nucléaires avant de devenir des nains blancs, des étoiles à neutrons ou des trous noirs.
3. Luminosité et température:
* Stars inférieur à 0,4 m☉: Ils sont très faibles et frais, rayonnant généralement dans la partie infrarouge du spectre électromagnétique.
* des étoiles supérieures à 0,4 m☉: Ils sont plus lumineux et plus chauds, avec des températures de surface allant de quelques milliers à des dizaines de milliers de degrés Celsius.
4. Manque de phase géante rouge:
* Stars inférieur à 0,4 m☉: Puisqu'ils ne subissent pas de fusion d'hydrogène dans leurs noyaux, ils sautent la phase géante rouge.
* des étoiles supérieures à 0,4 m☉: Ils éprouvent la phase géante rouge après l'épuisement de l'hydrogène dans leurs noyaux, car le cœur se contracte et se réchauffe, provoquant une augmentation considérablement des couches extérieures.
5. État final:
* Stars inférieur à 0,4 m☉: Ils deviennent finalement des nains bruns faibles et frais, qui sont des objets substromés trop petits pour soutenir une fusion nucléaire soutenue.
* des étoiles supérieures à 0,4 m☉: Leur état final dépend de leur masse initiale. Ils peuvent devenir des nains blancs, des étoiles à neutrons ou des trous noirs, selon la masse qu'ils conservent après avoir perdu leurs couches extérieures pendant leur évolution.
en résumé: Les étoiles inférieures à 0,4 masses solaires sont fondamentalement différentes de celles qui ont une plus grande masse en raison de leur incapacité à maintenir la fusion d'hydrogène dans leurs noyaux, ce qui entraîne une évolution unique qui les mène à un sort en tant que nains bruns cool et sombres.
