1. Nébuleuse stellaire:
* Les étoiles commencent comme de vastes nuages de gaz et de poussière appelées nébuleuses.
* Ces nébulas contiennent principalement de l'hydrogène et de l'hélium, ainsi que des traces d'éléments plus lourds.
* La gravité rassemble le matériau, ce qui le fait se condenser et chauffer.
2. Protostar:
* Alors que la nébuleuse s'effondre, le noyau se réchauffe et commence à briller, formant un protostar.
* La protostar est toujours entourée d'un disque de gaz et de poussière.
* La fusion nucléaire n'a pas encore commencé.
3. Séquence principale:
* Lorsque le cœur de la protostar atteint une température et une pression suffisamment élevées, la fusion nucléaire commence.
* Les atomes d'hydrogène fusionnent pour former l'hélium, libérant d'énormes quantités d'énergie.
* Cette pression extérieure d'énergie équilibre l'attraction vers l'intérieur de la gravité, créant une étoile stable.
* La majeure partie de la vie d'une étoile est consacrée à la séquence principale.
* La taille, la température et la couleur d'une étoile de séquence principale dépendent de sa masse. Des étoiles plus massives sont plus chaudes, plus brillantes et plus courtes.
4. Séquence post-main:
* Une fois que le carburant hydrogène dans le noyau est épuisé, l'étoile quitte la séquence principale et pénètre dans son stade de séquence post-main.
* Ce qui se passe ensuite dépend de la masse de l'étoile.
pour les étoiles moins massives que le soleil:
* L'étoile se développe pour devenir un géant rouge.
* Il finit par perdre ses couches extérieures, formant une nébuleuse planétaire.
* Le noyau s'effondre dans un nain blanc, un reste dense et chaud.
pour les étoiles plus massives que le soleil:
* L'étoile se développe pour devenir un supergiant.
* Il subit une explosion de supernova, qui fait exploser les couches extérieures de l'étoile dans l'espace.
* Le noyau s'effondre, formant une étoile à neutrons ou un trou noir, selon sa masse.
Takeaway clé: La séquence principale est une étape cruciale de la vie d'une étoile, au cours de laquelle elle génère de l'énergie à travers la fusion nucléaire et brille brillamment pour une partie importante de sa durée de vie. Le sort final de l'étoile après avoir quitté la séquence principale est déterminé par sa masse initiale.
