1. Fusion de l'hydrogène dans l'hélium
* la séquence principale: Une étoile passe la majorité de sa vie dans un état stable connu sous le nom de séquence principale. Au cours de cette étape, le cœur de l'étoile fusionne les atomes d'hydrogène dans les atomes d'hélium, libérant d'énormes quantités d'énergie dans le processus. Cette énergie crée une pression extérieure qui équilibre la force intérieure de la gravité.
* épuisement de l'hydrogène: À mesure que l'étoile fusionne l'hydrogène, la quantité d'hydrogène dans le noyau diminue. Finalement, le noyau est principalement composé d'hélium.
2. Le noyau d'hélium se contracte et se réchauffe
* effondrement gravitationnel: Sans fusion d'hydrogène pour fournir une pression extérieure, le noyau d'hélium commence à se contracter sous sa propre gravité.
* Température accrue: Cette contraction augmente la température et la densité du noyau, ce qui le rend encore plus chaud.
3. L'étoile se développe et devient un géant rouge
* Fusion d'hydrogène dans la coque: L'augmentation de la température du noyau permet à la fusion d'hydrogène de commencer dans une coquille entourant le noyau d'hélium.
* Expansion: L'énergie libérée par cette fusion de coquille fait que les couches extérieures de l'étoile se développent considérablement, transformant l'étoile en géant rouge.
4. La fusion d'hélium commence
* Processus triple alpha: Si le noyau devient suffisamment chaud (environ 100 millions de degrés Celsius), les noyaux d'hélium (particules alpha) peuvent fusionner pour former du carbone dans un processus appelé procédé triple alpha.
* Expansion supplémentaire: La fusion d'hélium libère encore plus d'énergie que la fusion d'hydrogène, ce qui a fait se développer davantage l'étoile.
5. L'avenir de l'étoile dépend de sa masse
* étoiles à faible masse: Pour les étoiles plus petites que 0,8 fois la masse de notre soleil, le noyau ne deviendra jamais assez chaud pour fusionner l'hélium. Ils finiront par perdre leurs couches externes, laissant derrière lui une naine blanche composée principalement de carbone et d'oxygène.
* étoiles de masse intermédiaire: Des étoiles comme notre soleil fusionneront l'hélium en carbone et en oxygène, et peuvent même fusionner le carbone en éléments plus lourds. Ils élimineront ensuite leurs couches extérieures, formant une nébuleuse planétaire et laisseront un nain blanc.
* étoiles de masse haute: Les étoiles plus massives que le soleil fusionneront l'hélium et les éléments plus lourds, atteignant finalement le fer dans leurs noyaux. Ils exploseront sous forme de supernovae, laissant derrière lui une étoile à neutrons ou un trou noir.
Prise des clés:
* La fusion d'hydrogène est la principale source d'énergie pour la vie principale d'une séquence d'une étoile.
* Lorsque l'hydrogène est épuisé dans le noyau, l'étoile entre dans une nouvelle phase, se développant et devenant un géant rouge.
* L'hélium Fusion commence dans le cœur, libérant encore plus d'énergie et élargissant davantage l'étoile.
* Le sort de l'étoile après la fusion de l'hélium dépend de sa masse initiale.
