Astronomie

Si les étoiles semblables au soleil deviennent une géante rouge et finalement une naine blanche, que deviennent les naines rouges ?

Si les étoiles semblables au soleil deviennent une géante rouge et finalement une naine blanche, que deviennent les naines rouges ?

On dit que le Soleil devient une géante rouge à la fin de sa vie (avant cela, il deviendra d'abord une sous-géante orange, puis une géante orange environ) et après avoir éjecté ses couches externes, il devrait devenir une naine blanche. Si des naines jaunes comme le Soleil deviennent des géantes rouges, que deviennent les naines rouges ? Des géants encore plus rouges ? En quoi les géantes rouges des anciennes naines rouges (disons Proxima Centauri) diffèrent-elles de celles des anciennes naines jaunes (disons le Soleil) et en quoi la naine blanche de Proxima serait-elle différente de la naine blanche du Soleil ? Je veux dire, l'éventuelle naine blanche d'une naine rouge serait beaucoup moins massive que celle du Soleil, non ?


Un article pertinent ici est Laughlin, Bodenheimer & Adams (1997) "The End of the Main Sequence". Extrait du résumé :

On trouve que pour les masses $M_ast < 0,25 M_odot$ les étoiles restent pleinement convectives pendant une fraction significative de la durée de leur évolution. Le maintien de la convection complète empêche le développement de grands gradients de composition et permet à l'étoile entière de constituer une grande fraction massique d'hélium. Nous trouvons que les étoiles avec des masses $M < 0,20 M_dot$ n'évoluera jamais à travers une étape de géante rouge. Après être devenues progressivement plus brillantes et plus bleues pendant des milliers de milliards d'années, ces naines M tardives d'aujourd'hui développeront des noyaux conducteurs radiatifs et des sources d'obus nucléaires doux ; ces étoiles finissent alors leur vie en tant que naines blanches à l'hélium.

La section 3 du document fournit une description détaillée de la durée de vie d'un $0.1 M_dot$ Star. Un bref résumé:

  1. Après environ 2 Gyr de contraction, l'étoile atteint le point de séquence principal de l'âge zéro avec une température de 2228 K et une luminosité de $10^{-3.38} L_odot$.

  2. Sur la séquence principale, la fraction massique de $^3 m He$ augmente régulièrement depuis mille milliards d'années. La nature complètement convective de l'étoile garantit qu'elle est mélangée dans toute la structure de l'étoile. L'étoile augmente lentement sa température et sa luminosité.

  3. La fraction massique maximale de 9,95% $^3 m He$ est atteint à 1380 Gyr. Après cela, la fraction massique diminue à mesure que le taux de consommation dépasse le taux de production.

  4. Entre 1500 et 4000 Gyr (le texte semble utiliser des valeurs trop petites d'un facteur 1000 à en juger par la figure 1 et l'énoncé de la durée de vie totale au début du §3.2) l'étoile commence à se transformer en $^4 m He$, cet isotope devenant le composant principal de l'étoile (en masse) vers 3050 Gyr.

  5. Vers 5740 Gyr, l'étoile développe un noyau radiatif dû à la fraction massique d'hélium abaissant l'opacité. Cela provoque une petite contraction de l'étoile et une diminution de la luminosité.

  6. Après le développement du noyau radiatif, la combustion de la coquille se poursuit vers l'extérieur à travers l'étoile, augmentant la température de surface jusqu'à un maximum de 5807 K à 6144 Gyr. La luminosité à ce stade est d'environ $10^{-2.3} L_odot$. Cette étoile est appelée « naine bleue ».

  7. L'étoile devient plus froide et moins lumineuse. La combustion des coquilles se poursuit pendant ce temps, se terminant finalement par une fraction massique d'hydrogène d'environ 1 %. La durée de vie de la combustion nucléaire se termine à 6281 Gyr, produisant une naine blanche d'hélium avec une température de 1651 K et une luminosité de $10^{-5.287} L_odot$.

Une discussion sur l'apparition du stade nain bleu et sur son degré de bleu se trouve dans cette question.

le 0,16 $ le M_ast / M_dot le 0,20$ L'aire de répartition est transitoire entre les étoiles qui deviennent des naines bleues et les étoiles qui deviennent des géantes rouges. Du papier :

En relation avec leur sortie de luminosité accrue, les étoiles de transition dans la gamme de masse 0,16 $ le M_ast / M_dot le 0,20$ sont capables de produire des expansions de plus en plus grandes du rayon stellaire global après le développement du noyau radiatif épuisé en hydrogène.

Dans les modèles calculés dans le document, l'objet de masse la plus faible qui a produit sans ambiguïté une géante rouge était 0,25 $ M_dot$, mais comme indiqué, la région de transition n'est pas nette. Néanmoins, cela signifie que les naines M de masse plus élevée finiront par passer par une étape de géante rouge.


Nain rouge

UNE nain rouge est le type d'étoile le plus petit et le plus cool de la séquence principale. Les naines rouges sont de loin le type d'étoile le plus courant dans la Voie lactée, du moins au voisinage du Soleil, mais en raison de leur faible luminosité, les naines rouges individuelles ne peuvent pas être facilement observées. Depuis la Terre, aucune étoile correspondant aux définitions plus strictes d'une naine rouge n'est visible à l'œil nu. [1] Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Soleil, est une naine rouge, tout comme cinquante des soixante étoiles les plus proches. Selon certaines estimations, les naines rouges représentent les trois quarts des étoiles de la Voie lactée. [2]

Les naines rouges les plus froides près du Soleil ont une température de surface de

2000 K et les plus petits ont des rayons de

9% de celle du Soleil, avec des masses d'environ

7,5% de celui du Soleil. Ces naines rouges ont des classes spectrales de L0 à L2. Il y a un certain chevauchement avec les propriétés des naines brunes, car les naines brunes les plus massives à faible métallicité peuvent être aussi chaudes que 3 600 K et ont des types spectraux M tardifs.

Les définitions et l'utilisation du terme "naine rouge" varient selon leur degré d'inclusion à l'extrémité la plus chaude et la plus massive. Une définition est synonyme de stellaire M nains (Étoiles de la séquence principale de type M), donnant une température maximale de 3 900 K et 0,6 M . L'un comprend toutes les étoiles de la séquence principale de type M et toutes les étoiles de la séquence principale de type K (nain K), donnant une température maximale de 5 200 K et 0,8 M . Certaines définitions incluent toute naine stellaire M et une partie de la classification des naines K. D'autres définitions sont également utilisées (voir définition). La plupart des naines M les plus froides et les plus basses devraient être des naines brunes, pas de vraies étoiles, et celles-ci seraient donc exclues de toute définition de naine rouge.

Les modèles stellaires indiquent que les naines rouges de moins de 0,35 M sont entièrement convectifs. [3] Par conséquent, l'hélium produit par la fusion thermonucléaire de l'hydrogène est constamment remélangé dans toute l'étoile, évitant l'accumulation d'hélium au cœur, prolongeant ainsi la période de fusion. Les naines rouges de faible masse se développent donc très lentement, maintenant une luminosité et un type spectral constants pendant des milliards d'années, jusqu'à épuisement de leur combustible. En raison de l'âge relativement court de l'univers, il n'existe pas encore de naines rouges à des stades avancés d'évolution.


Surprise : les étoiles à neutrons et les naines blanches ne sont pas vraiment des étoiles

Sirius A et B, une étoile normale (semblable au Soleil) et une étoile naine blanche dans un système binaire. Beaucoup de tels. [+] des systèmes comme celui-ci sont connus pour exister, et l'accrétion de matière de l'étoile sur la naine blanche est ce qui motive les novas classiques qui créent le lithium de l'Univers. L'étoile normale est une étoile réelle, la naine blanche n'est pas.

NASA, ESA et G. Bacon (STScI)

Lorsque nous pensons aux objets de notre Univers, ils se répartissent en deux catégories :

  1. les objets auto-lumineux, comme les étoiles, qui génèrent leur propre lumière,
  2. et les objets non lumineux, qui nécessitent une source d'énergie externe pour être vus.

Cette dernière catégorie, qui comprend les planètes, les lunes, la poussière et le gaz, n'émettra de lumière que si elle est soit réfléchie par une source lumineuse, soit absorbée et réémise par une source d'énergie externe.

Mais être auto-lumineux signifie-t-il automatiquement que vous êtes une star ? Étonnamment, non seulement il existe de nombreuses exceptions à cette règle, mais certaines de ces exceptions ont même le mot «étoile» dans leur nom, bien qu'elles ne soient pas de véritables stars. Les étoiles naines brunes, les étoiles naines blanches et même les étoiles à neutrons ne sont pas réellement des étoiles, tandis que les étoiles naines rouges, les naines jaunes (comme notre Soleil) et toutes les étoiles géantes se révèlent être des étoiles. Voici ce qui fait toute la différence.

Les étoiles se forment dans une grande variété de tailles, de couleurs et de masses, y compris de nombreuses étoiles bleues brillantes qui sont . [+] des dizaines voire des centaines de fois plus massives que le Soleil. Ceci est démontré ici dans l'amas d'étoiles ouvert NGC 3766, dans la constellation du Centaure. Si l'Univers était infini, même un amas comme celui-ci n'afficherait pas de « trous » entre les étoiles, car une étoile plus éloignée finirait par combler ces trous.

Dans notre vie familière et quotidienne, la plupart d'entre nous aiment penser que nous connaissons une étoile quand nous la voyons. Nous pensons conventionnellement à une énorme boule de matière, dégageant sa propre lumière, rayonnant de l'énergie dans l'Univers. C'est vrai dans un sens : toutes les stars font réellement ces choses. Ce sont des amas massifs de matière, entraînés en équilibre hydrostatique par gravité. Ils subissent des processus physiques à l'intérieur, qui transfèrent l'énergie vers l'extérieur vers leur surface. Et à partir de leurs limites - connues sous le nom de photosphère d'une étoile - l'énergie, dont certaines tombent dans la gamme de lumière visible, rayonne dans l'Univers.

29 civilisations extraterrestres intelligentes nous ont peut-être déjà repérés, disent les scientifiques

Expliqué: Pourquoi la «Lune aux fraises» de cette semaine sera si basse, si tardive et si lumineuse

La vérité non filtrée derrière le magnétisme humain, les vaccins et le COVID-19

Toutes ces choses sont vraies pour les étoiles, mais elles sont également vraies pour d'autres objets, dont certains ne sont pas du tout des étoiles. Pour un astronome, il y a un seuil plus strict à franchir si vous voulez devenir une étoile : vous devez déclencher la fusion nucléaire dans votre cœur. Pas n'importe quel type de fusion, remarquez, mais la fusion d'hydrogène (protons bruts) en hélium, ou les produits de cette réaction en éléments encore plus lourds. Sans y parvenir, les astronomes ne peuvent pas considérer un objet comme une étoile.

L'évolution d'une étoile de masse solaire sur le diagramme de Hertzsprung-Russell (couleur-magnitude) à partir de son . [+] phase pré-séquence principale jusqu'à la fin de la fusion. Chaque étoile de chaque masse suivra une courbe différente, mais le Soleil n'est une étoile qu'une fois qu'il commence à brûler de l'hydrogène et cesse d'être une étoile une fois la combustion de l'hélium terminée.

Utilisateur de Wikimedia Commons Szczureq

Cela peut sembler arbitraire, mais il y a un ensemble important de raisons à cela : des raisons qui deviennent claires si nous partons d'un nuage de gaz, qui est l'origine de toutes les étoiles que nous connaissons dans l'Univers aujourd'hui. Les nuages ​​​​de gaz se trouvent dans tout l'Univers, sont principalement constitués d'hydrogène et d'hélium (avec seulement quelques pour cent d'autres éléments plus lourds ajoutés dans le mélange), et - s'ils deviennent suffisamment froids et massifs, ou s'ils présentent une instabilité suffisamment importante - va commencer à s'effondrer.

Lorsque cet effondrement gravitationnel commencera à se produire, il y aura inévitablement des régions qui commenceront avec des densités de matière supérieures à la moyenne. Ces régions surdenses exerceront une force d'attraction sur la matière plus grande que les autres régions, et deviendront donc de plus en plus denses avec le temps. Il s'ensuit alors une course entre différentes régions pour attirer le plus de matière possible. Il y a cependant un problème avec ce scénario : lorsque les nuages ​​de gaz s'effondrent, les particules à l'intérieur entrent en collision et se réchauffent, les empêchant de s'effondrer davantage.

La nébuleuse de l'Aigle, célèbre pour sa formation continue d'étoiles, contient un grand nombre de globules Bok, ou . [+] des nébuleuses sombres, qui ne se sont pas encore évaporées et travaillent à s'effondrer et à former de nouvelles étoiles avant qu'elles ne disparaissent complètement. Alors que l'environnement extérieur de ces globules peut être extrêmement chaud, l'intérieur peut être protégé des rayonnements et atteindre des températures très basses.

La seule issue est que ces nuages ​​de gaz qui s'effondrent puissent d'une manière ou d'une autre irradier de l'énergie : ils doivent se refroidir. Le moyen le plus efficace d'y parvenir consiste à utiliser ces éléments plus lourds, qui sont bien meilleurs pour émettre de l'énergie que les atomes d'hydrogène ou d'hélium seuls. Au fur et à mesure que les nuages ​​développent des régions de matière qui deviennent de plus en plus chaudes, le gaz chauffé commence non seulement à rayonner, mais à piéger cette énergie à l'intérieur, provoquant une montée en flèche des températures internes.

Ce gaz émet peut-être de la lumière, mais ce n'est pas une étoile, du moins pas encore. Cependant, elle pourrait être considérée comme une nébuleuse proto-stellaire, car elle emprunte un chemin qui pourrait la conduire à devenir une étoile à part entière. Mais pour y arriver, sa température doit continuer à augmenter, et cela ne peut continuer que tant que la matière continue de tomber dans cette région surdense, la faisant croître et piégeant encore plus de chaleur.

Lorsque la température dépasse environ 1 million de K dans le cœur, les toutes premières réactions de fusion commencent à se produire.

La protostar IM Lup est entourée d'un disque protoplanétaire qui présente non seulement des anneaux, mais une spirale. Fonction [+] vers le centre. Il y a probablement une planète très massive à l'origine de ces caractéristiques en spirale, mais cela n'a pas encore été définitivement confirmé. Aux premiers stades de la formation d'un système solaire, ces disques protoplanétaires provoquent une friction dynamique, provoquant une spirale des jeunes planètes vers l'intérieur plutôt que des ellipses parfaites et fermées. La protoétoile centrale n'a pas encore déclenché la fusion nucléaire dans son noyau.

S.M. Andrews et al. et la collaboration DSHARP, arXiv:1812.04040

Ce qui se passe d'abord, c'est que le deutérium - un isotope de l'hydrogène composé d'un proton et d'un neutron - peut fusionner avec un proton libre pour former un noyau d'hélium-3 : avec deux protons et un neutron. Lorsque ce seuil est franchi, la nébuleuse devient officiellement une protoétoile : une grande masse de matière qui continue de s'accumuler à partir de son environnement moléculaire, dont le noyau est soutenu par la pression. La réaction de fusion du deutérium qui se produit fournit cette pression, tandis que la gravitation la contrecarre.

Dans la plupart des circonstances, il y aura de nombreux points dans ces gros nuages ​​de gaz qui se précipiteront pour grandir et grandir, siphonnant la masse sur eux-mêmes et loin des autres protoétoiles. Il y a des gagnants et des perdants dans cette guerre, car certaines protostars gagneront suffisamment de masse pour se réchauffer au-dessus

4 millions de K, où ils commenceront la même réaction en chaîne qui alimente notre Soleil : la chaîne proton-proton. Si vous franchissez ce seuil, vous êtes un gagnant cosmique, car vous deviendrez une véritable star. Mais si vous ne le faites pas, et que vous restez dans ces « limbes » où vous ne fusionnez que du deutérium, vous deviendrez une étoile naine brune : une étoile ratée.

Gliese 229 est une étoile naine rouge et est en orbite autour de Gliese 229b, une naine brune, qui fusionne le deutérium. [+] uniquement. Bien que Gliese 229b soit environ 20 fois la masse de Jupiter, elle ne représente qu'environ 47% de son rayon. Les étoiles ratées deviendront des naines brunes avec entre 13 et 80 fois la masse de Jupiter.

T. Nakajima et S. Kulkarni (CalTech), S. Durrance et D. Golimowski (JHU), NASA

Les naines brunes ont une masse allant d'environ 13 fois la masse de Jupiter à environ 80 masses de Jupiter : environ 7,5% de la masse de notre Soleil. Bien qu'elles soient souvent appelées étoiles naines brunes, ce ne sont pas vraiment des étoiles, car elles n'atteignent pas ce seuil critique : elles ne peuvent pas subir les réactions de fusion nécessaires pour devenir une étoile à part entière. Si une naine brune fusionne avec une autre ou accumule suffisamment de masse d'un compagnon pour franchir ce seuil de masse, elle peut élever son niveau pour devenir une étoile naine rouge : fusionner l'hydrogène en hélium et devenir une véritable étoile.

Ces étoiles réelles se présentent dans une grande variété de masses, de couleurs et de luminosités. Celles qui vont de 7,5% à environ 40% de la masse du Soleil sont les étoiles naines rouges : elles vont brûler de l'hydrogène en hélium et c'est tout elles n'atteindront jamais des températures plus élevées pour faire autre chose. Les étoiles de 40 à 800% de la masse du Soleil finiront par évoluer en géantes rouges, fusionnant l'hélium en carbone lorsqu'elles le feront, avant de manquer de carburant. Et les étoiles encore plus massives deviendront des supergéantes, devenant éventuellement des supernovas lorsqu'elles atteindront la fin de leur vie.

Le (moderne) système de classification spectrale Morgan-Keenan, avec la plage de température de chaque étoile . [+] classe indiquée au-dessus, en kelvin. Notre Soleil est une étoile de classe G, produisant de la lumière avec une température effective d'environ 5800 K et une luminosité de 1 luminosité solaire. Les étoiles peuvent avoir une masse aussi faible que 8% de la masse de notre Soleil, où elles brûleront avec

0,01 % de la luminosité de notre Soleil et vivent plus de 1000 fois plus longtemps, mais ils peuvent également atteindre des centaines de fois la masse de notre Soleil, avec des millions de fois la luminosité de notre Soleil et des durées de vie de quelques millions d'années seulement. La première génération d'étoiles devrait être composée presque exclusivement d'étoiles de type O et de type B, et peut contenir des étoiles jusqu'à plus de 1 000 fois la masse de notre Soleil.

Utilisateur de Wikimedia Commons LucasVB, ajouts par E. Siegel

Toutes les étoiles qui brûlent de l'hydrogène, de l'hélium, du carbone ou des éléments plus lourds jusqu'au fer - qu'elles soient de taille naine, géante ou supergéante - sont toutes des étoiles. Tant qu'ils convertissent des éléments légers en éléments lourds via le processus de libération d'énergie de la fusion nucléaire, ils peuvent être considérés comme des étoiles. Certains sont stables, d'autres pulsent et s'éclairent. Certaines sont constantes, d'autres variables. Certains sont rouges, d'autres bleus, certains sont extrêmement faibles, d'autres sont des millions de fois plus lumineux que le Soleil.

Rien de tout cela n'a d'importance, ce sont toutes des stars. Tant que la fusion nucléaire (à part la combustion du deutérium) se produit dans le cœur de ces objets, ce sont des étoiles.

Mais il y a une quantité finie de carburant dans chacune de ces étoiles, et une quantité finie de masse qu'elles convertiront en énergie via l'équation la plus célèbre d'Einstein : E = mc². Lorsque la fusion s'arrête et que la nouvelle fusion ne se poursuit pas lorsque le noyau se contracte et se réchauffe davantage, la vie de l'étoile est terminée. À ce stade, les seules questions sont ce qui vient ensuite.

L'anatomie d'une étoile très massive tout au long de sa vie, culminant en une supernova de type II. Au . [+] fin de vie, si le noyau est suffisamment massif, la formation d'un trou noir est absolument inévitable. Si la masse est siphonnée, une naine blanche exotique peut émerger, et si sa masse est trop faible, une étoile à neutrons se formera à la place.

Nicole Rager Fuller pour la NSF

Pour autant que nous puissions en juger, il existe cinq options, en fonction de la masse et de la situation de l'étoile.

  1. Les naines rouges seront entièrement constituées d'hélium, où l'ensemble (ancienne) étoile se contracte en une étoile naine blanche, finissant par disparaître pour devenir une naine noire.
  2. Les étoiles semblables au soleil souffleront leurs couches externes dans une nébuleuse planétaire, tandis que le noyau se contractera en une étoile naine blanche à carbone-oxygène, finissant par disparaître pour devenir une naine noire.
  3. Les étoiles plus lourdes sont destinées à devenir des supernovas, où les supernovae de masse inférieure produiront des étoiles à neutrons dans leurs noyaux, jusqu'à environ 2,5 à 2,75 masses solaires.
  4. Les supernovae de masse plus élevée exploseront toujours, mais leurs noyaux sont trop massifs pour produire des étoiles à neutrons et produiront à la place des trous noirs.
  5. Ou, dans de rares circonstances, les étoiles supergéantes qui donneraient naissance à des supernovae se voient voler leurs enveloppes extérieures. De cette façon, des naines blanches « exotiques », comme les naines blanches au néon ou au magnésium, peuvent être produites à partir de la masse qui reste.

Ces destins généraux, cependant – les étoiles naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs – représentent ce que nous savons être possible.

Au cœur des étoiles à neutrons les plus massives, les noyaux individuels peuvent se décomposer en un . [+] plasma quark-gluon. Les théoriciens se disputent actuellement pour savoir si ce plasma existerait et, dans l'affirmative, s'il serait composé uniquement de quarks ascendants et descendants, ou si des quarks étranges feraient également partie de ce mélange.

Bien sûr, il existe des possibilités plus exotiques qui peuvent également se produire. Une étoile à neutrons peut fusionner avec une étoile géante, créant un objet Thorne-Zytkow. Une supernova superlumineuse ou un événement de perturbation de marée peut déchirer une étoile supergéante entière, ne laissant rien du tout derrière. Ou peut-être existe-t-il d'autres formes dégénérées de matière comprimée — étoiles étranges, étoiles à quarks, étoiles à préons, etc. — que nous n'avons tout simplement pas encore découvert et identifié. De plus, toutes les étoiles naines blanches se refroidiront et s'estomperont avec le temps, virant au rouge, puis à l'infrarouge, et finiront par disparaître jusqu'à l'obscurité totale sur une période de près d'un quadrillion d'années.

Malgré les noms de ces restes, ce ne sont pas du tout des étoiles. Une fois qu'ils cessent de fusionner des éléments dans leurs noyaux, ils ne sont plus que des restes stellaires : ce qui est laissé par les anciennes étoiles. Les étoiles naines blanches ne sont pas des étoiles, les étoiles naines noires qu'elles deviendront ne sont pas non plus des étoiles. Les étoiles à neutrons ne sont pas des étoiles ni des trous noirs, ni (s'ils existent) aucune des étoiles exotiques comme les étoiles étranges, les étoiles à quarks ou les étoiles à préons. Les objets de Thorne-Zytkow resteront des étoiles tant que l'étoile géante continuera à fusionner des éléments lourds une fois qu'elle aura cessé, ce n'est plus une étoile.

Un objet Thorne-Zyktow devrait être une étoile supergéante rouge fusionnée avec une étoile à neutrons qui a coulé. [+] à son noyau. On peut soutenir qu'environ 1 étoile supergéante rouge observée sur 70 a montré la signature spectrale que vous associeriez à un objet Thorne-Zytkow. C'est un destin inhabituel pour une étoile supergéante, mais ces bêtes cosmiques exceptionnelles existent.

Capture d'écran de la conférence d'Emily Levesque à l'Institut Périmètre

Lorsque vous rassemblez toutes ces informations, nous pouvons tracer une ligne claire entre ce qui est une étoile et ce qui ne l'est pas. Si quelque chose a un noyau effondré retenu par le rayonnement mais recueille toujours du gaz d'un nuage moléculaire environnant, c'est une protoétoile, pas une vraie étoile. Si quelque chose fusionne du deutérium mais rien d'autre dans son noyau, c'est une étoile naine brune (c'est-à-dire une étoile ratée), pas une vraie étoile. Ce n'est que si votre noyau réussit à fusionner l'hydrogène en hélium, ou l'hélium (ou des éléments plus lourds) en quelque chose de plus massif, à des températures de 4 millions de K ou plus, que vous pouvez être considéré comme une véritable étoile.

Mais une fois que vous avez terminé avec cette fusion nucléaire dans votre cœur, vous avez également fini d'être une star. Toute sorte de reste stellaire – étoiles naines blanches, étoiles à neutrons, étoiles naines noires, etc. – n'est pas du tout une étoile, mais les restes d'une étoile unique qui est maintenant décédée. Ces restes peuvent continuer à briller et à rayonner pendant des milliers de milliards d'années, même plus longtemps que la durée de vie des étoiles qui les ont engendrés, mais ils ne sont pas eux-mêmes de véritables étoiles, malgré leurs noms. Vous pouvez toujours être brillant sans fusion dans votre cœur, mais vous ne pouvez plus être considéré comme une star.


Surprise : les étoiles à neutrons et les naines blanches ne sont pas vraiment des étoiles

Sirius A et B, une étoile normale (semblable au Soleil) et une étoile naine blanche dans un système binaire. Beaucoup de tels. [+] des systèmes comme celui-ci sont connus pour exister, et l'accrétion de matière de l'étoile sur la naine blanche est ce qui motive les novas classiques qui créent le lithium de l'Univers. L'étoile normale est une étoile réelle, la naine blanche n'est pas.

NASA, ESA et G. Bacon (STScI)

Lorsque nous pensons aux objets de notre Univers, ils se répartissent en deux catégories :

  1. les objets auto-lumineux, comme les étoiles, qui génèrent leur propre lumière,
  2. et les objets non lumineux, qui nécessitent une source d'énergie externe pour être vus.

Cette dernière catégorie, qui comprend les planètes, les lunes, la poussière et le gaz, n'émettra de lumière que si elle est soit réfléchie par une source lumineuse, soit absorbée et réémise par une source d'énergie externe.

Mais être auto-lumineux signifie-t-il automatiquement que vous êtes une star ? Étonnamment, non seulement il existe de nombreuses exceptions à cette règle, mais certaines de ces exceptions ont même le mot «étoile» dans leur nom, bien qu'elles ne soient pas de véritables stars. Les étoiles naines brunes, les étoiles naines blanches et même les étoiles à neutrons ne sont pas réellement des étoiles, tandis que les étoiles naines rouges, les naines jaunes (comme notre Soleil) et toutes les étoiles géantes se révèlent être des étoiles. Voici ce qui fait toute la différence.

Les étoiles se forment dans une grande variété de tailles, de couleurs et de masses, y compris de nombreuses étoiles bleues brillantes qui sont . [+] des dizaines voire des centaines de fois plus massives que le Soleil. Ceci est démontré ici dans l'amas d'étoiles ouvert NGC 3766, dans la constellation du Centaure. Si l'Univers était infini, même un amas comme celui-ci n'afficherait pas de « trous » entre les étoiles, car une étoile plus éloignée finirait par combler ces trous.

Dans notre vie familière et quotidienne, la plupart d'entre nous aiment penser que nous connaissons une étoile quand nous la voyons. Nous pensons conventionnellement à une énorme boule de matière, dégageant sa propre lumière, rayonnant de l'énergie dans l'Univers. C'est vrai dans un sens : toutes les stars font réellement ces choses. Ce sont des amas massifs de matière, entraînés en équilibre hydrostatique par gravité. Ils subissent des processus physiques à l'intérieur, qui transfèrent l'énergie vers l'extérieur vers leur surface. Et à partir de leurs limites - connues sous le nom de photosphère d'une étoile - l'énergie, dont certaines tombent dans la gamme de la lumière visible, rayonne dans l'Univers.

29 civilisations extraterrestres intelligentes nous ont peut-être déjà repérés, disent les scientifiques

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La vérité non filtrée derrière le magnétisme humain, les vaccins et le COVID-19

Toutes ces choses sont vraies pour les étoiles, mais elles sont également vraies pour d'autres objets, dont certains ne sont pas du tout des étoiles. Pour un astronome, il y a un seuil plus strict à franchir si vous voulez devenir une star : vous devez déclencher la fusion nucléaire dans votre cœur. Pas n'importe quel type de fusion, remarquez, mais la fusion d'hydrogène (protons bruts) en hélium, ou les produits de cette réaction en éléments encore plus lourds. Sans y parvenir, les astronomes ne peuvent pas considérer un objet comme une étoile.

L'évolution d'une étoile de masse solaire sur le diagramme de Hertzsprung-Russell (couleur-magnitude) à partir de son . [+] phase pré-séquence principale jusqu'à la fin de la fusion. Chaque étoile de chaque masse suivra une courbe différente, mais le Soleil n'est une étoile qu'une fois qu'il commence à brûler de l'hydrogène et cesse d'être une étoile une fois la combustion de l'hélium terminée.

Utilisateur de Wikimedia Commons Szczureq

Cela peut sembler arbitraire, mais il y a un ensemble important de raisons à cela : des raisons qui deviennent claires si nous partons d'un nuage de gaz, qui est l'origine de toutes les étoiles que nous connaissons dans l'Univers aujourd'hui. Les nuages ​​de gaz se trouvent dans tout l'Univers, sont principalement constitués d'hydrogène et d'hélium (avec seulement quelques pour cent d'autres éléments plus lourds ajoutés au mélange), et - s'ils deviennent suffisamment froids et massifs, ou s'ils présentent une instabilité suffisamment importante - va commencer à s'effondrer.

Lorsque cet effondrement gravitationnel commencera à se produire, il y aura inévitablement des régions qui commenceront avec des densités de matière supérieures à la moyenne. Ces régions surdenses exerceront une force d'attraction sur la matière plus importante que les autres régions, et deviendront donc de plus en plus denses avec le temps. Il s'ensuit alors une course entre différentes régions pour attirer le plus de matière possible. Il y a cependant un problème avec ce scénario : lorsque les nuages ​​de gaz s'effondrent, les particules à l'intérieur entrent en collision et se réchauffent, les empêchant de s'effondrer davantage.

La nébuleuse de l'Aigle, célèbre pour sa formation continue d'étoiles, contient un grand nombre de globules Bok, ou . [+] des nébuleuses sombres, qui ne se sont pas encore évaporées et travaillent à s'effondrer et à former de nouvelles étoiles avant qu'elles ne disparaissent complètement. Alors que l'environnement extérieur de ces globules peut être extrêmement chaud, l'intérieur peut être protégé des radiations et atteindre des températures très basses.

La seule issue est que ces nuages ​​de gaz qui s'effondrent puissent d'une manière ou d'une autre irradier de l'énergie : ils doivent se refroidir. Le moyen le plus efficace d'y parvenir consiste à utiliser ces éléments plus lourds, qui sont bien meilleurs pour émettre de l'énergie que les atomes d'hydrogène ou d'hélium seuls. Au fur et à mesure que les nuages ​​développent des régions de matière qui deviennent de plus en plus chaudes, le gaz chauffé commence non seulement à rayonner, mais à piéger cette énergie à l'intérieur, provoquant une montée en flèche des températures internes.

Ce gaz émet peut-être de la lumière, mais ce n'est pas une étoile, du moins pas encore. Cependant, elle pourrait être considérée comme une nébuleuse proto-stellaire, car elle emprunte un chemin qui pourrait la conduire à devenir une étoile à part entière. Mais pour y arriver, sa température doit continuer à augmenter, et cela ne peut continuer que tant que la matière continue de tomber dans cette région surdense, la faisant croître et piégeant encore plus de chaleur.

Lorsque la température dépasse environ 1 million de K dans le cœur, les toutes premières réactions de fusion commencent à se produire.

La protostar IM Lup est entourée d'un disque protoplanétaire qui présente non seulement des anneaux, mais une spirale. Fonction [+] vers le centre. Il y a probablement une planète très massive à l'origine de ces caractéristiques en spirale, mais cela n'a pas encore été définitivement confirmé. Aux premiers stades de la formation d'un système solaire, ces disques protoplanétaires provoquent une friction dynamique, provoquant une spirale des jeunes planètes vers l'intérieur plutôt que des ellipses parfaites et fermées. La protoétoile centrale n'a pas encore déclenché la fusion nucléaire dans son noyau.

S.M. Andrews et al. et la collaboration DSHARP, arXiv:1812.04040

Ce qui se passe d'abord, c'est que le deutérium - un isotope de l'hydrogène composé d'un proton et d'un neutron - peut fusionner avec un proton libre pour former un noyau d'hélium-3 : avec deux protons et un neutron. Lorsque ce seuil est franchi, la nébuleuse devient officiellement une protoétoile : une grande masse de matière qui continue de s'accumuler à partir de son environnement moléculaire, dont le noyau est soutenu par la pression. La réaction de fusion du deutérium qui se produit fournit cette pression, tandis que la gravitation la contrecarre.

Dans la plupart des circonstances, il y aura de nombreux points dans ces gros nuages ​​de gaz qui se précipiteront pour grandir et grandir, siphonnant la masse sur eux-mêmes et loin des autres protoétoiles. Il y a des gagnants et des perdants dans cette guerre, car certaines protostars gagneront suffisamment de masse pour se réchauffer au-dessus

4 millions de K, où ils commenceront la même réaction en chaîne qui alimente notre Soleil : la chaîne proton-proton. Si vous franchissez ce seuil, vous êtes un gagnant cosmique, car vous deviendrez une véritable star. Mais si vous ne le faites pas, et que vous restez dans ces « limbes » où vous ne fusionnez que du deutérium, vous deviendrez une étoile naine brune : une étoile ratée.

Gliese 229 est une étoile naine rouge et est en orbite autour de Gliese 229b, une naine brune, qui fusionne le deutérium. [+] uniquement. Bien que Gliese 229b soit environ 20 fois la masse de Jupiter, elle ne représente qu'environ 47% de son rayon. Les étoiles ratées deviendront des naines brunes avec entre 13 et 80 fois la masse de Jupiter.

T. Nakajima et S. Kulkarni (CalTech), S. Durrance et D. Golimowski (JHU), NASA

Les naines brunes ont une masse allant d'environ 13 fois la masse de Jupiter à environ 80 masses de Jupiter : environ 7,5% de la masse de notre Soleil. Bien qu'elles soient souvent appelées étoiles naines brunes, ce ne sont pas vraiment des étoiles, car elles n'atteignent pas ce seuil critique : elles ne peuvent pas subir les réactions de fusion nécessaires pour devenir une étoile à part entière. Si une naine brune fusionne avec une autre ou accumule suffisamment de masse d'un compagnon pour franchir ce seuil de masse, elle peut augmenter son niveau de jeu pour devenir une étoile naine rouge : fusionner l'hydrogène en hélium et devenir une véritable étoile.

Ces étoiles réelles se présentent dans une grande variété de masses, de couleurs et de luminosités. Celles qui vont de 7,5% à environ 40% de la masse du Soleil sont les étoiles naines rouges : elles brûleront de l'hydrogène en hélium et c'est tout elles n'atteindront jamais des températures plus élevées pour faire autre chose. Des étoiles de 40% à 800% de la masse du Soleil finiront par évoluer en géantes rouges, fusionnant l'hélium en carbone lorsqu'elles le feront, avant de manquer de carburant. Et les étoiles encore plus massives deviendront des supergéantes, devenant éventuellement des supernovas lorsqu'elles atteindront la fin de leur vie.

Le (moderne) système de classification spectrale Morgan-Keenan, avec la plage de température de chaque étoile . [+] classe indiquée au-dessus, en kelvin. Notre Soleil est une étoile de classe G, produisant de la lumière avec une température effective d'environ 5800 K et une luminosité de 1 luminosité solaire. Les étoiles peuvent avoir une masse aussi faible que 8% de la masse de notre Soleil, où elles brûleront avec

0.01% our Sun's brightness and live for more than 1000 times as long, but they can also rise to hundreds of times our Sun's mass, with millions of times our Sun's luminosity and lifetimes of just a few million years. The first generation of stars should consist of O-type and B-type stars almost exclusively, and may contain stars up to 1,000+ times the mass of our Sun.

Wikimedia Commons user LucasVB, additions by E. Siegel

All the stars that burn hydrogen, helium, carbon, or heavier elements up to iron — whether they’re dwarf-sized, giant-sized or supergiant-sized — are all stars. So long as they’re converting light elements into heavy elements via the energy-releasing process of nuclear fusion, they can be considered stars. Some are stable, others pulse and flare. Some are constant, others are variable. Some are red, others are blue some are extremely faint, others are millions of times as luminous as the Sun.

None of that matters they’re all stars. For as long as nuclear fusion (aside from deuterium burning) occurs in the cores of these objects, they’re stars.

But there’s a finite amount of fuel in each of these stars, and a finite amount of mass that they will convert into energy via Einstein’s most famous equation: E = mc². When the fusion stops, and new fusion doesn’t proceed when the core contracts and heats up further, the star’s life is over. At this point, the only questions is what comes next.

The anatomy of a very massive star throughout its life, culminating in a Type II Supernova. At the . [+] end of its life, if the core is massive enough, the formation of a black hole is absolutely unavoidable. If mass is siphoned off, an exotic white dwarf can emerge, and if its mass is too low, a neutron star will be formed instead.

Nicole Rager Fuller for the NSF

As far as we can tell, there are five options, depending on the star’s mass and situation.

  1. Red dwarfs will be made entirely of helium, where the entire (former) star contracts down to a white dwarf star, eventually fading away to become a black dwarf.
  2. Sun-like stars will blow off their outer layers in a planetary nebula, while the core contracts down to a carbon-oxygen white dwarf star, eventually fading away to become a black dwarf.
  3. Heavier stars are destined to go supernova, where the lower-mass supernovae will produce neutron stars in their cores, up to about 2.5-2.75 solar masses.
  4. Higher-mass supernovae will still explode, but their cores are too massive to produce neutron stars, and will produce black holes instead.
  5. Or, in rare circumstances, the supergiant stars that would give rise to supernovae have their outer envelopes stolen away. In this fashion, “exotic” white dwarfs, like neon or magnesium white dwarfs, can be produced from the mass that’s left behind.

Those general fates, however — white dwarf stars, neutron stars, and black holes — represent what we know is possible.

At the cores of the most massive neutrons stars, the individual nuclei may break down into a . [+] quark-gluon plasma. Theorists presently argue over whether that plasma would exist, and if so, whether it would be composed of up-and-down quarks only, or whether strange quarks would be a part of that mix, too.

Sure, there are more exotic possibilities that can also occur. A neutron star can merge with a giant star, creating a Thorne-Zytkow object. A superluminous supernova or tidal disruption event can rip an entire supergiant star apart, leaving nothing behind at all. Or perhaps there are further degenerate forms of compressed matter — strange stars, quark stars, preon stars, etc. — that we simply have yet to discover and identify. Additionally, all white dwarf stars will cool and fade over time, turning red, then infrared, and eventually fading away to total blackness over nearly a quadrillion year timespan.

Despite the names of these remnants, they are not stars at all. Once they cease fusing elements in their cores, they’re only stellar remnants: what’s left behind by former stars. White dwarf stars aren’t stars the black dwarf stars that they’ll become aren’t stars either. Neutron stars aren’t stars neither are black holes, or (if they exist) any of the exotic stars like strange stars, quark stars, or preon stars. Thorne-Zytkow objects will remain stars so long as the giant star continues to fuse heavy elements once it ceases, it’s a star no more.

A Thorne-Zyktow object should be a red supergiant star that's merged with a neutron star that sank . [+] to its core. Arguably, approximately 1-out-of-70 observed red supergiant stars showed the spectral signature you'd associate with a Thorne-Zytkow object. It's an unusual fate for a supergiant star, but these exceptional cosmic beasts do exist.

Screenshot from Emily Levesque's Perimeter Institute lecture

When you put all of this information together, we can draw a clear line between what is a star and what isn’t. If something has a collapsed core held up by radiation but is still gathering gas from a surrounding molecular cloud, it’s a protostar, not a true star. If something is fusing deuterium but nothing else in its core, it’s a brown dwarf star (i.e., a failed star), not a true star. Only if your core is successfully fusing hydrogen into helium, or helium (or heavier elements) into something more massive, at temperatures of 4 million K or higher, can you be considered a true star.

But once you’re done with that nuclear fusion in your core, you’re also done being a star. Any sort of stellar remnant — white dwarf stars, neutron stars, black dwarf stars, etc. — isn’t a star at all, but the leftover remains of a one-time star that’s now deceased. These remnants may continue to shine and radiate for trillions of years, longer than even the lifetime of the stars that spawned them, but they themselves are not actual stars, despite their names. You can still be brilliant without fusion in your core, but you can no longer be considered a star.


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A red giant is a star that has exhausted the supply of hydrogen in its core and has begun thermonuclear fusion of hydrogen in a shell surrounding the core. They have radii tens to hundreds of times larger than that of the Sun. However, their outer envelope is lower in temperature, giving them a reddish-orange hue. Despite the lower energy density of their envelope, red giants are many times more luminous than the Sun because of their great size. Red-giant-branch stars have luminosities up to nearly three thousand times that of the Sun ( L ), spectral types of K or M, have surface temperatures of 3,000–4,000 K, and radii up to about 200 times the Sun ( R ). Stars on the horizontal branch are hotter, with only a small range of luminosities around 75 L . Asymptotic-giant-branch stars range from similar luminosities as the brighter stars of the red-giant branch, up to several times more luminous at the end of the thermal pulsing phase.

Among the asymptotic-giant-branch stars belong the carbon stars of type C-N and late C-R, produced when carbon and other elements are convected to the surface in what is called a dredge-up. [1] The first dredge-up occurs during hydrogen shell burning on the red-giant branch, but does not produce a large carbon abundance at the surface. The second, and sometimes third, dredge up occurs during helium shell burning on the asymptotic-giant branch and convects carbon to the surface in sufficiently massive stars.

The stellar limb of a red giant is not sharply defined, contrary to their depiction in many illustrations. Rather, due to the very low mass density of the envelope, such stars lack a well-defined photosphere, and the body of the star gradually transitions into a 'corona'. [2] The coolest red giants have complex spectra, with molecular lines, emission features, and sometimes masers, particularly from thermally pulsing AGB stars. [3] Observations have also provided evidence of a hot chromosphere above the photosphere of red giants, [4] [5] [6] where investigating the heating mechanisms for the chromospheres to form requires 3D simulations of red giants. [7]

Another noteworthy feature of red giants is that, unlike Sun-like stars whose photospheres have a large number of small convection cells (solar granules), red-giant photospheres, as well as those of red supergiants, have just a few large cells, the features of which cause the variations of brightness so common on both types of stars. [8]

Red giants are evolved from main-sequence stars with masses in the range from about 0.3 M to around 8 M . [9] When a star initially forms from a collapsing molecular cloud in the interstellar medium, it contains primarily hydrogen and helium, with trace amounts of "metals" (in stellar structure, this simply refers to quelconque element that is not hydrogen or helium i.e. atomic number greater than 2). These elements are all uniformly mixed throughout the star. The star reaches the main sequence when the core reaches a temperature high enough to begin fusing hydrogen (a few million kelvin) and establishes hydrostatic equilibrium. Over its main sequence life, the star slowly converts the hydrogen in the core into helium its main-sequence life ends when nearly all the hydrogen in the core has been fused. For the Sun, the main-sequence lifetime is approximately 10 billion years. More-massive stars burn disproportionately faster and so have a shorter lifetime than less massive stars. [10]

When the star exhausts the hydrogen fuel in its core, nuclear reactions can no longer continue and so the core begins to contract due to its own gravity. This brings additional hydrogen into a zone where the temperature and pressure are sufficient to cause fusion to resume in a shell around the core. The hydrogen-burning shell results in a situation that has been described as the mirror principle when the core within the shell contracts, the layers of the star outside the shell must expand. The detailed physical processes that cause this are complex, but the behaviour is necessary to satisfy simultaneous conservation of gravitational and thermal energy in a star with the shell structure. The core contracts and heats up due to the lack of fusion, and so the outer layers of the star expand greatly, absorbing most of the extra energy from shell fusion. This process of cooling and expanding is the subgiant star. When the envelope of the star cools sufficiently it becomes convective, the star stops expanding, its luminosity starts to increase, and the star is ascending the red-giant branch of the Hertzsprung–Russell (H–R) diagram. [10] [11]

The evolutionary path the star takes as it moves along the red-giant branch depends on the mass of the star. For the Sun and stars of less than about 2 M [12] the core will become dense enough that electron degeneracy pressure will prevent it from collapsing further. Once the core is degenerate, it will continue to heat until it reaches a temperature of roughly 10 8 K, hot enough to begin fusing helium to carbon via the triple-alpha process. Once the degenerate core reaches this temperature, the entire core will begin helium fusion nearly simultaneously in a so-called helium flash. In more-massive stars, the collapsing core will reach 10 8 K before it is dense enough to be degenerate, so helium fusion will begin much more smoothly, and produce no helium flash. [10] The core helium fusing phase of a star's life is called the horizontal branch in metal-poor stars, so named because these stars lie on a nearly horizontal line in the H–R diagram of many star clusters. Metal-rich helium-fusing stars instead lie on the so-called red clump in the H–R diagram. [13]

An analogous process occurs when the central helium is exhausted and the star collapses once again, causing helium in a shell to begin fusing. At the same time hydrogen may begin fusion in a shell just outside the burning helium shell. This puts the star onto the asymptotic giant branch, a second red-giant phase. [14] The helium fusion results in the build up of a carbon–oxygen core. A star below about 8 M will never start fusion in its degenerate carbon–oxygen core. [12] Instead, at the end of the asymptotic-giant-branch phase the star will eject its outer layers, forming a planetary nebula with the core of the star exposed, ultimately becoming a white dwarf. The ejection of the outer mass and the creation of a planetary nebula finally ends the red-giant phase of the star's evolution. [10] The red-giant phase typically lasts only around a billion years in total for a solar mass star, almost all of which is spent on the red-giant branch. The horizontal-branch and asymptotic-giant-branch phases proceed tens of times faster.

If the star has about 0.2 to 0.5 M , [12] it is massive enough to become a red giant but does not have enough mass to initiate the fusion of helium. [9] These "intermediate" stars cool somewhat and increase their luminosity but never achieve the tip of the red-giant branch and helium core flash. When the ascent of the red-giant branch ends they puff off their outer layers much like a post-asymptotic-giant-branch star and then become a white dwarf.

Stars that do not become red giants Edit

Very-low-mass stars are fully convective [15] [16] and may continue to fuse hydrogen into helium for up to a trillion years [17] until only a small fraction of the entire star is hydrogen. Luminosity and temperature steadily increase during this time, just as for more-massive main-sequence stars, but the length of time involved means that the temperature eventually increases by about 50% and the luminosity by around 10 times. Eventually the level of helium increases to the point where the star ceases to be fully convective and the remaining hydrogen locked in the core is consumed in only a few billion more years. Depending on mass, the temperature and luminosity continue to increase for a time during hydrogen shell burning, the star can become hotter than the Sun and tens of times more luminous than when it formed although still not as luminous as the Sun. After some billions more years, they start to become less luminous and cooler even though hydrogen shell burning continues. These become cool helium white dwarfs. [9]

Very-high-mass stars develop into supergiants that follow an evolutionary track that takes them back and forth horizontally over the H–R diagram, at the right end constituting red supergiants. These usually end their life as a type II supernova. The most massive stars can become Wolf–Rayet stars without becoming giants or supergiants at all. [18] [19]

Red giants with known planets: the M-type HD 208527, HD 220074 and, as of February 2014, a few tens [20] of known K-giants including Pollux, Gamma Cephei and Iota Draconis.

Prospects for habitability Edit

Although traditionally it has been suggested the evolution of a star into a red giant will render its planetary system, if present, uninhabitable, some research suggests that, during the evolution of a 1 M star along the red-giant branch, it could harbor a habitable zone for several billion years at 2 astronomical units (AU) out to around 100 million years at 9 AU out, giving perhaps enough time for life to develop on a suitable world. After the red-giant stage, there would for such a star be a habitable zone between 7 and 22 AU for an additional one billion years. [21] Later studies have refined this scenario, showing how for a 1 M star the habitable zone lasts from 100 million years for a planet with an orbit similar to that of Mars to 210 million years for one that orbits at Saturn's distance to the Sun, the maximum time (370 million years) corresponding for planets orbiting at the distance of Jupiter. However, planets orbiting a 0.5 M star in equivalent orbits to those of Jupiter and Saturn would be in the habitable zone for 5.8 billion years and 2.1 billion years, respectively for stars more massive than the Sun, the times are considerably shorter. [22]

Enlargement of planets Edit

As of June 2014, fifty giant planets have been discovered around giant stars. However, these giant planets are more massive than the giant planets found around solar-type stars. This could be because giant stars are more massive than the Sun (less massive stars will still be on the main sequence and will not have become giants yet) and more massive stars are expected to have more massive planets. However, the masses of the planets that have been found around giant stars do not correlate with the masses of the stars therefore, the planets could be growing in mass during the stars' red giant phase. The growth in planet mass could be partly due to accretion from stellar wind, although a much larger effect would be Roche lobe overflow causing mass-transfer from the star to the planet when the giant expands out to the orbital distance of the planet. [23]

Many of the well-known bright stars are red giants, because they are luminous and moderately common. The red-giant branch variable star Gamma Crucis is the nearest M-class giant star at 88 light-years. [24] The K0 red-giant branch star Arcturus is 36 light-years away. [25]


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The revised Yerkes Atlas system (Johnson & Morgan 1953) [14] listed 11 G-type dwarf spectral standard stars however, not all of these still conform to this designation.

The "anchor points" of the MK spectral classification system among the G-type main-sequence dwarf stars, i.e. those standard stars that have remained unchanged over years, are beta CVn (G0V), the Sun (G2V), Kappa1 Ceti (G5V), 61 Ursae Majoris (G8V). [15] Other primary MK standard stars include HD 115043 (G1V) and 16 Cygni B (G3V). [16] The choices of G4 and G6 dwarf standards have changed slightly over the years among expert classifiers, but often-used examples include 70 Virginis (G4V) and 82 Eridani (G8V). There are not yet any generally agreed upon G7V and G9V standards.

Some of the nearest G-type stars known to have planets include the Sun, 61 Virginis, HD 102365, HD 147513, 47 Ursae Majoris, Mu Arae, and Tau Ceti.


Dwarf stars

Most stars in the sky, except the brightest, appear white or bluish to the naked eye because they are too dim for color vision to work.

Red giant stars are cooler and redder than red dwarf stars.

From the moment a star is born, until the hydrogen in its core is depleted, practically ninety percent of the life of that star passes.

Stars. Evolution of Stars. Credit: youtube.

During this phase of its life, the star shines less than the Sun.

The vast majority of the stars in the universe are dwarf stars and represent “normality” in stellar astrophysics.

First steps in star rating?

Until 1980, “astronomie” consisted of the study of “position and movements” of the celestial bodies.

Edward Pickering set out to go one step further and come to know the nature of the stars. He set out to discover the physical composition of the stars. That was already “astrophysics.

Edward Pickering astronomer, discoverer of stars and highlighted the worth of women. Credit: Popular Science Monthly.

This visionary professor began by placing a prism on the objective of the telescope, in order to obtain the light spectra of the stars.

This elemental technique had already been devised by William Hershel in 1798. Thus he made the first descriptions of the spectra of two well-known stars: Sirius and Arthur.

Soon after, in 1814, Joseph Fraunhofer began to study the lines that appeared in the spectrum of the Sun.

Each chemical element originates a unique light spectrum from that element. Credit: web slideshare.net

In 1861, Gustav Kirhhoff and Robert Bunsen used the lines discovered by Fraunhofer to identify the chemical elements in the solar atmosphere.

In 1862, Lewis Rutherford had obtained the first spectral plates of starlight.

In 1867, the Jesuit Angelo Secchi, made a classification of the stars, based on the chemical elements that their light spectra showed.

Star rating at Harvard

In 1881, at the Harvard Observatory, Edward Pickering had accumulated photographic plates with the most detailed stellar spectra captured up to that date.

Professor Pickering decided to offer temporary employment to his young housekeeper, Williamina Fleming, to work on sorting the material.

Williamina Fleming. Credit: Wikipedia

As the astute and clairvoyant professor expected, once her intelligence was at the service of an attractive cause, Williamina Fleming worked tirelessly and efficiently.

In this early stage, she identified and classified the spectra of more than 10,000 stars.

In 1886, the widow of Henry Draper, a pioneer in obtaining photographs of star spectra, decided to fund the work of the Harvard Observatory.

Edward Pickering did not waste a single moment. His first experience with a smart woman couldn’t have been better, so he hired nine other women.

He tasked them with performing routine calculations to analyze the photographs of the stars and classify the spectra recorded on the photographic plates.

Edward Pickering and his team of calculators outside Harvard College’s Building C. Credit: Wikipedia.

This was undoubtedly a more challenging job for these young women than cleaning in a house or working in a factory.

Women were trained in the women’s universities in the area and the team, led by Williamina Fleming, began to stand out for its efficiency and sagacity.

It was a wonderful team, and these young women became known as “Harvard computers.

New star rating system

Williamina Fleming helped to develop a star assignment system, which basically consisted of assigning the star a letter, which depended on the amount of hydrogen observed in its spectrum.

The stars classified with the letter A were almost entirely made up of hydrogen, those classified with the letter B contained less hydrogen, and so on, 16 types of stars, from A to N.

Professor Pickering did not hesitate to make public recognition of her authorship and it is the basis of the spectral classification in use today: Harvard Classification.

Improvements to the Harvard ranking system

The system devised by Williamina Fleming served as the basis of work to develop a classification of stars based on the observed temperature.

In 1896, Annie Cannon joined the Harvard Computer team. She was commissioned to continue with the stellar classification of the Southern Hemisphere.

Annie Cannon, the first woman to receive a Ph.D. from Oxford University. Credit: web “on this day.com”.

In an attempt to make improvements and streamline work on the cataloging system, Annie Cannon established classification rules based on the temperature of the stars.

These substantial advances in spectral classification are the basis of the system currently used.

In 1906, the Danish astronomer Ejnar Hertzprung suggested that the reddest stars, assigned as K and M in the Harvard Classification scheme, be divided into two groups:

  • Giant stars, those that were much brighter than the Sun
  • Dwarf stars, those that shone much fainter than the Sun.

Classification of dwarf stars.

The group of dwarf stars was later divided into seven subgroups:

  • Red dwarfs: they are low-mass stars during their evolution.
  • Yellow dwarfs: their masses are comparable to that of the Sun.
  • Orange dwarfs: they are stars with a mass slightly greater than that of the Sun.
  • Blue dwarf is a hypothetical class of very low mass stars that increase in temperature as soon as they reach the end of their life.
  • White dwarfs: they are stars made up of electrons, which are in the final stage of their evolution. They don’t have enough mass to collapse into a neutron star or to explode as a supernova.
  • Black dwarfs: these are white dwarfs that have cooled so much that they no longer emit any visible light.
  • Brown dwarfs: they have little mass, less than 0.08 solar masses. This small mass is not enough to cause the fusion of hydrogen into helium.

Stars do not remain in their dwarf state for life, but instead become giants, although, in the course of their evolution, they may eventually revert to a white dwarf state.

The Sun, currently a dwarf star, will be a red giant in five billion years, and in another half a billion years it will be a dwarf again, this time a white dwarf.

The group of dwarf stars is technically called “luminosity class V” stars.

Red dwarfs

Red dwarf is a small and relatively cool star.

This type is formed by most of the stars, their mass and diameter values ​​being less than half those of the Sun and a surface temperature of less than 4,000º K.

According to some estimates, red dwarfs represent three-quarters of the stars in the Milky Way but, due to their low luminosity, they cannot be easily observed.

From Earth, none are visible to the naked eye. Proxima Centauri, the closest star to the Sun, is a red dwarf, as are twenty of the thirty closest stars.

Red dwarfs with less than 0.35 solar masses develop very slowly, harboring a constant luminosity and spectral type, so – in theory – their fuel will take a few billion years to run out.

Naines blanches

White dwarf is a stellar remnant that is generated when a star of mass less than 10 solar masses has exhausted its nuclear fuel, and has expelled much of this mass in a planetary nebula.

Ancient white dwarf explosión Credit: web “newatlas.com”

White dwarfs are, along with red dwarfs, the most abundant stars in the universe.

97% of the stars that we know, including the Sun, go through this stage of stellar evolution.

Brown dwarfs

Brown dwarfs are believed to be failed stars, as they contain the same materials as a star like the Sun, but with too little mass to shine.

They are very similar to the gaseous planets They are not quite planets, but neither are they stars.

Artist’s impression of the relative sizes of brown dwarfs compared to stars and gas giant planets. Credit: Carnegie Institution for Science

Using Jupiter as a comparison, the brown dwarf is 10 times more massive, the low-mass star is 100 times more massive, and the Sun is approximately 1,000 times more massive.

The first verified brown dwarf was Teide-1, in 1995, at the Teide Observatory, in the Canary Islands.

The mass of this dwarf star is 25 times that of Jupiter. Canarian researchers referred to it as a superplanet.

María Teresa Ruiz, on March 15, 1997, was able to make a very important contribution to Astronomy.

Her gaze met an object she wasn’t looking for.

She at first she did not know what this object was. It didn’t look like a star It could be a giant planet, a super Jupiter, or a brown dwarf.

Ultimately, it turned out to be a system of two brown dwarfs located in the southern constellation Hydra, approximately 61 light-years from Earth.

This photo shows a small sky area around the newly discovered Brown Dwarf object KELU-1 in the southern constellation of Hydra. It is indicated with tick marks. Credit: ESO.

This object discovered by Dr. María Teresa Ruiz has been called Kelu-1 brown dwarf object.

The image that María Teresa obtained on March 15, 1997, she made through an infrared filter, with the 3.6-meter telescope, at the La Silla Observatory.

Brown dwarfs occupy the mass range between the heaviest gas giant planets and the lightest stars.

The mass of the largest brown stars is between 75 and 80 times the mass of Jupiter.

Nuclear fusion occurs in the youth of the star, but the atomic fuel disappears quickly, and its nuclear reaction cannot withstand the immense gravitational collapse.

Brown dwarfs continue to glow for a time due to residual heat from reactions and the slow contraction of the matter that forms them. But, they cool down until they reach an equilibrium.

Stars are classified by spectral class, with brown dwarfs being designated as M, L, T, and Y types.

Despite their name, brown dwarfs come in different colors: magenta, orange, or red.


What's Causing the Two White Dwarfs to Collide

Over time, their orbits can deteriorate, eventually causing a collision between the two white dwarfs. What's going to take place next is according to the situation.

Frequently, as shown in the recent Astronomy & Astrophysics paper, the stars can explode either as a nova or supernova, developing a remnant neutron star, although there are times when they can form something more uncommon.

Furthermore, an x-ray source was detected in 2019 that looked the same as a white dwarf, although it was too bright to be caused by the latter.

It was proposed that the object could be an unsteady merger of two white dwarfs. In this new research, a group of researchers used a tool identified as the XMM-Newton X-ray telescope to capture an object's image.


Surprise: Neutron Stars And White Dwarf Stars Aren’t Actually Stars

When we think about the objects in our Universe, they fall into two categories:

  1. self-luminous objects, like stars, which generate their own light,
  2. and non-luminous objects, that require an external energy source to be seen.

The latter category, which includes planets, moons, dust, and gas, will only emit light if it’s either reflected from a luminous source or absorbed and re-emitted from an external energy source.

But does being self-luminous automatically mean that you’re a star? Surprisingly, not only are there many exceptions to that rule, but some of those exceptions even have the word “star” right there in their name, despite not being actual stars. Brown dwarf stars, white dwarf stars, and even neutron stars aren’t actually stars, while red dwarf stars, yellow dwarfs (like our Sun), and all giant stars do turn out to be stars. Here’s what makes all the difference.

In our colloquial, day-to-day lives, most of us like to think that we know a star when we see it. We conventionally think of a massive ball of matter, giving off its own light, radiating energy out into the Universe. That’s true in a sense: all stars do actually do those things. They are massive clumps of matter, pulled into hydrostatic equilibrium by gravity. They undergo physical processes in their interior, which transfers energy outwards towards their surface. And from their boundaries — known as a star’s photosphere — energy, some of which falls in the visible light range, radiates out into the Universe.

All of those things are true of stars, but they’re also true of other objects, some of which aren’t stars at all. To an astronomer, there’s a more stringent threshold that needs to be crossed if you’re going to be a star: you need to ignite nuclear fusion in your core. Not just any type of fusion, mind you, but the fusion of hydrogen (raw protons) into helium, or the products of that reaction into still heavier elements. Without achieving this, astronomers cannot consider an object to be a star.

This might seem arbitrary, but there’s an important set of reasons for it: reasons that become clear if we begin from a cloud of gas, which is the origin of all stars that we know of in the Universe today. Gas clouds are found throughout the Universe, are primarily made of hydrogen and helium (with only a few percent of other, heavier elements added into the mix), and — if they get cold and massive enough, or have a significant enough instability in them — will begin to collapse.

When this gravitational collapse begins to occur, there will inevitably be regions that begin with greater-than-average densities of matter. These overdense regions will exert a greater attractive force on matter than the other regions, and so will grow denser over time. What then ensues is a race between different regions to draw in as much matter as possible. There’s a problem with this scenario, however: when gas clouds collapse, the particles inside collide and heat up, preventing them from collapsing further.

The only way out is if these collapsing clouds of gas can somehow radiate energy away: they have to cool themselves down. The most efficient way to do that is through those heavier elements, which are far better at radiating energy away than hydrogen or helium atoms alone. As the clouds develop regions of matter that become hotter and hotter, the heated gas begins to not only radiate, but to trap that energy inside, causing the internal temperatures to skyrocket.

This gas might be emitting light, but it isn’t a star, at least not yet. It could be considered a proto-stellar nebula, however, as it’s taking a path that could lead to it becoming a full-blown star. But in order to get there, its temperature needs to continue to rise, and that can only continue so long as matter continues to fall into this overdense region, growing it and trapping even more heat.

When the temperature rises over about 1 million K in the core, the very first fusion reactions begin to occur.

What happens first is that deuterium — an isotope of hydrogen made of one proton and one neutron — can fuse together with a free proton to form a helium-3 nucleus: with two protons and one neutron. When this threshold is crossed, the nebula officially becomes a protostar: a large mass of matter that’s still accruing mass from its molecular surroudings, whose core is supported by pressure. The deuterium fusion reaction that’s occurring provides that pressure, while gravitation counteracts it.

Under most circumstances, there will be many points in this large clouds of gas that race to grow and grow, siphoning mass onto themselves and away from the other protostars. There are winners and losers in this war, as some protostars will gain enough mass to heat up above

4 million K, where they’ll begin the same chain reaction that powers our Sun: the proton-proton chain. If you cross that threshold, you’re a cosmic winner, as you’ll become a true star. But if you don’t, and you remain in this “limbo” where you only fuse deuterium, you’ll become a brown dwarf star: a failed star.

Brown dwarfs range in mass from about 13 times the mass of Jupiter up to about 80 Jupiter masses: about 7.5% the mass of our Sun. Although they’re often called brown dwarf stars, they’re not truly stars, because they don’t meet that critical threshold: they cannot undergo the fusion reactions that are required to become a full-blown star. If a brown dwarf ever merges with another or accretes enough mass from a companion to cross this mass threshold, it can raise its game to become a red dwarf star: fusing hydrogen into helium and becoming a true star.

These actual stars come in a wide variety of masses, colors, and brightnesses. The ones that range from 7.5% to about 40% of the Sun’s mass are the red dwarf stars: they will burn hydrogen into helium and that’s it they will never reach higher temperatures to do anything else. Stars from 40% to 800% the Sun’s mass will eventually evolve into red giants, fusing helium into carbon when they do, before running out of fuel. And the even more massive stars will become supergiants, eventually going supernova when they reach the end of their lives.

0.01% our Sun’s brightness and live for more than 1000 times as long, but they can also rise to hundreds of times our Sun’s mass, with millions of times our Sun’s luminosity and lifetimes of just a few million years. The first generation of stars should consist of O-type and B-type stars almost exclusively, and may contain stars up to 1,000+ times the mass of our Sun. (WIKIMEDIA COMMONS USER LUCASVB, ADDITIONS BY E. SIEGEL)

All the stars that burn hydrogen, helium, carbon, or heavier elements up to iron — whether they’re dwarf-sized, giant-sized or supergiant-sized — are all stars. So long as they’re converting light elements into heavy elements via the energy-releasing process of nuclear fusion, they can be considered stars. Some are stable, others pulse and flare. Some are constant, others are variable. Some are red, others are blue some are extremely faint, others are millions of times as luminous as the Sun.

None of that matters they’re all stars. For as long as nuclear fusion (aside from deuterium burning) occurs in the cores of these objects, they’re stars.

But there’s a finite amount of fuel in each of these stars, and a finite amount of mass that they will convert into energy via Einstein’s most famous equation: E = mc². When the fusion stops, and new fusion doesn’t proceed when the core contracts and heats up further, the star’s life is over. At this point, the only questions is what comes next.

As far as we can tell, there are five options, depending on the star’s mass and situation.

  1. Red dwarfs will be made entirely of helium, where the entire (former) star contracts down to a white dwarf star, eventually fading away to become a black dwarf.
  2. Sun-like stars will blow off their outer layers in a planetary nebula, while the core contracts down to a carbon-oxygen white dwarf star, eventually fading away to become a black dwarf.
  3. Heavier stars are destined to go supernova, where the lower-mass supernovae will produce neutron stars in their cores, up to about 2.5–2.75 solar masses.
  4. Higher-mass supernovae will still explode, but their cores are too massive to produce neutron stars, and will produce black holes instead.
  5. Or, in rare circumstances, the supergiant stars that would give rise to supernovae have their outer envelopes stolen away. In this fashion, “exotic” white dwarfs, like neon or magnesium white dwarfs, can be produced from the mass that’s left behind.

Those general fates, however — white dwarf stars, neutron stars, and black holes — represent what we know is possible.

Sure, there are more exotic possibilities that can also occur. A neutron star can merge with a giant star, creating a Thorne-Zytkow object. A superluminous supernova or tidal disruption event can rip an entire supergiant star apart, leaving nothing behind at all. Or perhaps there are further degenerate forms of compressed matter — strange stars, quark stars, preon stars, etc. — that we simply have yet to discover and identify. Additionally, all white dwarf stars will cool and fade over time, turning red, then infrared, and eventually fading away to total blackness over nearly a quadrillion year timespan.

Despite the names of these remnants, they are not stars at all. Once they cease fusing elements in their cores, they’re only stellar remnants: what’s left behind by former stars. White dwarf stars aren’t stars the black dwarf stars that they’ll become aren’t stars either. Neutron stars aren’t stars neither are black holes, or (if they exist) any of the exotic stars like strange stars, quark stars, or preon stars. Thorne-Zytkow objects will remain stars so long as the giant star continues to fuse heavy elements once it ceases, it’s a star no more.

When you put all of this information together, we can draw a clear line between what is a star and what isn’t. If something has a collapsed core held up by radiation but is still gathering gas from a surrounding molecular cloud, it’s a protostar, not a true star. If something is fusing deuterium but nothing else in its core, it’s a brown dwarf star (i.e., a failed star), not a true star. Only if your core is successfully fusing hydrogen into helium, or helium (or heavier elements) into something more massive, at temperatures of 4 million K or higher, can you be considered a true star.

But once you’re done with that nuclear fusion in your core, you’re also done being a star. Any sort of stellar remnant — white dwarf stars, neutron stars, black dwarf stars, etc. — isn’t a star at all, but the leftover remains of a one-time star that’s now deceased. These remnants may continue to shine and radiate for trillions of years, longer than even the lifetime of the stars that spawned them, but they themselves are not actual stars, despite their names. You can still be brilliant without fusion in your core, but you can no longer be considered a star.