1. Étape Protostar:
* Formation: Un nuage de gaz et de poussière (nébuleuse) s'effondre sous sa propre gravité.
* chauffage: À mesure que le nuage s'effondre, son noyau se réchauffe en raison de la compression gravitationnelle.
* Allumage de la fusion nucléaire: À une température et une densité critiques, la fusion nucléaire commence dans le noyau. Ceci est le point d'allumage de l'étoile.
* T-tauri Phase: Les jeunes étoiles de séquence pré-main comme notre soleil passent à travers une phase T-Tauri caractérisée par de forts vents stellaires et une variabilité.
2. Étape de séquence principale:
* Fusion stable: L'étoile entre dans la séquence principale, une longue période de stabilité où l'hydrogène fusionne dans l'hélium dans le noyau. Ce processus libère de l'énergie, fournissant la pression extérieure qui équilibre l'attraction vers l'intérieur de la gravité.
* État actuel du soleil: Notre soleil est actuellement dans son stade de séquence principale.
3. Étape géante rouge:
* épuisement de l'hydrogène: Le noyau est à court de carburant d'hydrogène.
* Contraction et chauffage central: Le cœur se contracte sous la gravité, augmentant sa température.
* Shell Fusion: La fusion d'hydrogène commence dans une coquille entourant le noyau.
* Expansion: Les couches externes de l'étoile se développent considérablement, refroidissant et devenant plus rouge.
4. Étape de brûlure de l'hélium:
* Fusion d'hélium: Le noyau atteint une température suffisamment élevée pour allumer la fusion de l'hélium, formant du carbone et de l'oxygène.
* Instabilité: Les couches externes de l'étoile pulsent, conduisant à des périodes d'expansion et de contraction.
5. Étape de la branche horizontale:
* Burn d'hélium: L'étoile se stabilise pendant une période de combustion d'hélium, se déplaçant horizontalement sur le diagramme Hertzsprung-Russell (une parcelle de température stellaire par rapport à la luminosité).
6. Étape de branche géante asymptotique (AGB):
* épuisement de l'hélium: Le carburant de l'hélium est épuisé dans le noyau.
* noyau en carbone-oxygène: Le noyau se compose principalement de carbone et d'oxygène.
* Shell Fusion: La fusion continue dans les coquilles autour du noyau, impliquant des éléments comme l'hélium, le carbone et l'oxygène.
* impulsions thermiques: L'étoile subit des impulsions thermiques alors que l'hélium s'enflamme dans une coquille, provoquant de brèves périodes d'expansion rapide.
7. Étape de la nébuleuse planétaire:
* perte de masse: L'étoile perd ses couches externes à travers de forts vents stellaires, créant une coquille de gaz et de poussière appelée nébuleuse planétaire (même si cela n'a rien à voir avec les planètes).
8. Étape naine blanche:
* Remnant dense: Le noyau de l'étoile reste comme un nain blanc, un objet très dense et chaud de la taille de la Terre.
* refroidissement: Le nain blanc se refroidit lentement pendant des milliards d'années, se décollant finalement dans un nain noir.
Remarques importantes:
* La taille de l'étoile compte: Les détails de l'évolution stellaire dépendent de la masse initiale de l'étoile. Les petites étoiles ont une durée de vie plus longue et évoluent plus lentement.
* Autres chemins évolutifs: Les étoiles beaucoup plus massives que le soleil ont des chemins évolutifs différents, se terminant dans des explosions de supernova et potentiellement former des étoiles à neutrons ou des trous noirs.
Faites-moi savoir si vous souhaitez approfondir une étape ou un aspect particulier de l'évolution d'une étoile en forme de soleil!
