1. Contraction centrale: Sans hydrogène à fusionner, la pression extérieure de la fusion nucléaire s'affaiblit. La propre gravité de la star submerge cette pression, provoquant le contrat du noyau.
2. Chauffage du noyau: À mesure que le noyau se rétrécit, il se réchauffe considérablement. Cette chaleur intense déclenche la fusion de l'hélium, la cendre laissée de la combustion d'hydrogène.
3. Burn d'hélium: La fusion de l'hélium produit des éléments plus lourds, comme le carbone et l'oxygène. Ce nouveau processus de fusion libère de l'énergie, mais pas autant que la fusion d'hydrogène. Cela fait que l'étoile se dilate et refroidit, devenant un Giant rouge .
4. Brûle de coquille: L'étoile a maintenant deux zones de fusion:un noyau à combustion d'hélium et une coquille brûlant l'hydrogène qui l'entoure. Cela crée une pression extérieure qui pousse encore les couches externes de l'étoile.
5. Évolution stellaire (dépend de la masse de l'étoile):
* étoiles à faible masse: Ces étoiles, comme notre Soleil, continueront de fusionner l'hélium pendant quelques centaines de millions d'années. Finalement, ils élimineront leurs couches extérieures, formant une nébuleuse planétaire et laissant derrière lui un nain blanc - un reste dense et chaud du noyau.
* étoiles de masse intermédiaire: Ces étoiles continueront de fusionner des éléments plus lourds dans leurs noyaux, comme le carbone et l'oxygène. Ils deviendront finalement instables et subiront une série d'événements explosifs appelés supernovae . Les restes de ces supernovae sont des étoiles à neutrons ou des trous noirs.
* étoiles de masse haute: Ces étoiles passent rapidement par une série d'étapes de fusion, brûlant des éléments toujours plus lourds. Ils deviennent des supergiants extrêmement lumineux et finissent par exploser sous le nom de supernovae , laissant des étoiles à neutrons ou des trous noirs.
Résumé: La mort d'une étoile est un processus complexe dicté par sa masse initiale. Alors que l'hydrogène du noyau s'épuise, l'étoile peut continuer à fusionner des éléments plus lourds, mais ce processus devient de plus en plus instable, conduisant finalement à des événements de mort stellaire dramatiques comme les supernovae.
