Quel est le cycle de vie d'une étoile?
Une étoile commence comme un nuage de gaz interstellaire, principalement en hydrogène. Finalement, les petites différences de densité commencent le nuage commence à créer des puits de gravité, rapprochant d'autres particules et les condensant. Au fil du temps, ce processus de compactage crée un nuage central en forme sphérique, orbité par le gaz en marge, créant ce qu'on appelle un disque d'accrétion.
L'étape critique de la naissance d'une étoile est la création de niveaux de densité suffisants pour initier la fusion d'hydrogène. La fusion rassemble des noyaux atomiques plus légers que celui du fer, libérant de l'énergie dans le processus. Les premiers atomes à fusionner dans un nuage étoilé de condensation sont probablement les atomes de deutrium, un isotope d'hydrogène avec un neutron. Malgré leur rareté par rapport à l'hydrogène conventionnel, ils nécessitent une température et une pression plus faibles pour fusionner et, par conséquent, commenceraient probablement en premier. La fusion des noyaux atomiques est difficile à réaliser en raison de la répulsion électrostatique causée par les coquilles d'électrons de BOLes atomes.
Après le deutrium dans l'étoile, l'allumage et commence à libérer des quantités prodigieuses d'énergie, ce n'est qu'une question de temps jusqu'à ce que l'hydrogène environnant commence à fusionner et que le corps céleste devienne une véritable étoile. Avec un noyau de quelques dizaines de millions de degrés ou plus, les étoiles pour nourrissons sont souvent les corps les plus énergiques pour les années-lumière.
La grande majorité des atomes à partir desquels nos corps sont fabriqués ont été synthétisés par la fusion de noyaux atomiques dans un processus appelé nucléosynthèse stellaire. La plupart des atomes en plus de l'hydrogène sont formés de cette manière.
L'avenir et la durée de vie d'une étoile dépend de sa masse. La plupart des étoiles passent la majeure partie de leur durée de vie sur ce qu'on appelle la séquence principale, fusionnant ensemble des noyaux légers dans les réactions énergétiques. Alors qu'ils commencent à fusionner tous leurs hydrogène, les étoiles commencent à perdre de l'énergie. Pour les étoiles environ 0,4 fois la masse OF notre soleil ou en dessous, cela provoque un effondrement gravitationnel. L'étoile se transforme en un nain rouge homogène et ne fusionnera plus jamais les éléments.
Pour les étoiles 0,4 fois la masse de notre soleil jusqu'à environ dix fois, l'hélium commence à s'agréger dans le noyau de l'étoile alors que le processus de fusion se poursuit. L'hélium ne fusionne pas facilement, donc il traîne. Sa plus grande densité fait que l'hydrogène est très fortement poussé ensemble dans les couches au-dessus, accélérant la fusion de l'hydrogène restant et rendant l'étoile 1 000 à 10 000 fois plus brillant. Cela produit un géant rouge, avec un rayon similaire à la distance à laquelle la Terre orbite le soleil. Après que le géant rouge dépense son carburant, il s'effondre violemment. La force de cisaillement de la matière se frottant libère une énorme quantité d'énergie, provoquant une explosion de supernova. Les supernovas sont parmi les phénomènes les plus énergiques de l'univers, une fin appropriée à la vie majestueuse d'une étoile.