Fusion nucléaire:
* Les étoiles sont des boules géantes de gaz chaud, principalement de l'hydrogène et de l'hélium. L'immense pression gravitationnelle dans leur noyau crée une chaleur et une densité extrêmes.
* La fusion nucléaire, le processus qui alimente les étoiles, se produit lorsque les noyaux des éléments plus légers (comme l'hydrogène) fusionnent ensemble pour former des éléments plus lourds (comme l'hélium), libérant une énorme quantité d'énergie.
* Pour que la fusion commence, la température centrale doit atteindre un point critique, connu sous le nom de température d'allumage .
l'exigence de masse minimale:
* La température d'allumage est déterminée par l'équilibre entre la pression extérieure de la fusion nucléaire et la pression intérieure de la gravité.
* La masse d'une star joue un rôle crucial dans cet équilibre. Une étoile plus massive a une traction gravitationnelle plus forte, ce qui nécessite une température centrale plus élevée pour la fusion.
* Pour les objets avec des masses inférieures à 0,08 m☉, la pression gravitationnelle est trop faible pour comprimer suffisamment le noyau pour atteindre la température d'allumage.
nains bruns:
* Les objets avec des masses comprises entre 0,013 et 0,08 m☉ sont appelés nains bruns . Ces objets sont parfois appelés "étoiles ratées" car elles n'ont pas la masse pour maintenir la fusion d'hydrogène.
* Ils éprouvent cependant une fusion de deutérium (un isotope plus lourd d'hydrogène) dans leur noyau, mais ce processus est beaucoup moins efficace que la fusion d'hydrogène et brûle relativement rapidement.
en résumé:
Les étoiles avec des masses inférieures à 0,08 m☉ n'ont tout simplement pas suffisamment de traction gravitationnelle pour créer les conditions extrêmes nécessaires à la fusion hydrogène soutenue dans leurs noyaux. Cela les empêche de devenir de vraies étoiles et les relègue plutôt à la catégorie des nains bruns.
