Astronomie

Alfven Rayon des étoiles de la séquence principale

Alfven Rayon des étoiles de la séquence principale

Existe-t-il une valeur moyenne pour le rayon d'Alfven des étoiles de la séquence principale ? s'il n'y a pas de telles valeurs, comment puis-je le calculer ??


Il n'y a pas de valeur moyenne. Les champs magnétiques à grande échelle des étoiles de la séquence principale sont à la fois fonction du type spectral et de la rotation. À son tour, la rotation dépend de l'âge. De plus, la pression du gaz à distance de l'étoile dépend des conditions du vent stellaire et cela aussi dépendra du type spectral, de la rotation et de l'âge.

Il n'existe pas de modèles universellement acceptés pour le comportement de ces quantités.


Alfven Rayon des étoiles de la séquence principale - Astronomie

La détection de grains solides avec des températures de 50 à 125 K et des luminosités bolométriques fractionnaires comprises entre 10 exp -5 et 10 exp -3 au début de la mission IRAS autour de trois étoiles proches de la séquence principale A, Alpha Lyrae (Vega), Alpha Piscis Austrinus (Fomalhaut), et Beta Pictoris, est discuté. La résolution spatiale de l'émission indique que : les grains sont plus gros que les grains interstellaires, le matériau se situe probablement dans des disques dans les plans équatoriaux stellaires, les disques s'étendent à des distances de 100 à 1000 UA des étoiles, et zones à quelques dizaines d'UA dans rayon autour des étoiles centrales sont relativement vides. Des études ultérieures des données IRAS révèlent plus de 100 étoiles de la séquence principale de toutes les classes spectrales ayant des excès non résolus avec des températures et des luminosités fractionnaires similaires aux trois prototypes. Certaines étoiles avec des excès ont des âges estimés de 1 à 5 Gyr. Ainsi, les excès de FIR de la séquence principale semblent être répandus et sont présents dans des systèmes suffisamment anciens pour avoir probablement dépassé le stade de la formation active de la planète.


Alfven Rayon des étoiles de la séquence principale - Astronomie

Quel genre d'étoiles trouve-t-on ici ?

Essayez de lire vous-même les valeurs de L, T et R à partir du diagramme. Estimez-vous des valeurs pour la luminosité, la température et la taille de l'étoile similaires à celles énumérées ci-dessus ?

Les propriétés de base des étoiles situées le long de la séquence principale diffèrent les unes des autres de manière prévisible. Ils sont tous regroupés autour d'une ligne centrale qui descend au milieu du diagramme de Hertzsprung-Russell. Pour cette raison, pour n'importe quelle luminosité, la plage de rayons et de températures possibles pour les étoiles de la séquence principale est extrêmement petite. De même, pour n'importe quelle température, la gamme de rayons et de luminosités possibles pour les étoiles de la séquence principale est également assez petite. (Ce n'est qu'à des températures inférieures à 4 000 K que la distribution des étoiles le long de la séquence principale commence à s'élargir, de nombreuses étoiles de luminosités et de rayons différents étant trouvées avec la même température).

    Une ligne horizontale qui traverse le diagramme représente tout des emplacements où se trouvent les étoiles qui ont la même luminosité. Toute étoile située le long de la ligne verte horizontale dessinée ci-dessus a une luminosité de 600 L. (Cela inclut un certain nombre de géantes rouges, ainsi qu'une bande étroite le long de la séquence principale.)

Comment pouvons-nous utiliser cette distribution étroite pour estimer les rayons d'une étoile de la séquence principale à partir de la seule température T ?

Considérons le cas d'une étoile de la séquence principale, avec une température T de 15 400 K. Nous utiliserons le diagramme de Hertzsprung-Russell pour estimer son rayon R. En suivant la ligne verte verticale tracée à partir de 15 400 K sur l'axe des x, nous voyons que un certain nombre d'étoiles de la séquence principale de couleur jaune se trouvent le long de celle-ci (nous incluons toutes les étoiles de couleur jaune qui se trouvent juste au-dessus et juste en dessous de la croix verte). Ce sont toutes les étoiles de la séquence principale qui ont une température de 15 400 K. Ces étoiles sont toutes liées les unes aux autres par leur taille physique. Comme indiqué ci-dessus, les lignes diagonales tracées sur le diagramme représentent les emplacements des étoiles toutes de la même taille. Les étoiles de la séquence principale avec une température de 15 400 K ne s'étendent donc que sur une petite plage de rayon.

Examinez vous-même le Hertzsprung-Russell pour estimer quelles lignes diagonales délimiteraient le mieux l'emplacement de ces étoiles de la séquence principale. Ces étoiles se trouvent toutes au-dessus de la ligne indiquant l'emplacement de toutes les étoiles ayant le même rayon que le Soleil, et elles se trouvent en dessous de la ligne indiquant l'emplacement de toutes les étoiles ayant un rayon dix fois plus grand que celui du Soleil. Il est facile de voir que toutes les étoiles de la séquence principale avec une température de 15 400 K ont un rayon entre une et dix fois plus grand que le Soleil, mais nous pouvons faire mieux !

Pour garder le diagramme facile à lire, nous avons tracé des lignes de rayon constant au rayon du Soleil, à dix fois le rayon du Soleil, à cent fois le rayon du Soleil, et ainsi de suite, ne marquant que des puissances de dix. Cependant, nous pourrions aussi facilement tracer une ligne de rayon constant à deux fois le rayon du Soleil, ou à deux cents fois le rayon du Soleil, ou à toute autre échelle de taille.

Avec votre esprit, remplissez la région entre la ligne diagonale à un rayon solaire et la ligne diagonale à dix rayons solaires avec des lignes supplémentaires, toutes parallèles aux deux trouvées sur le diagramme. Ces lignes marqueront l'emplacement d'étoiles qui sont deux fois plus grandes que le Soleil, trois fois plus grandes que le Soleil, quatre fois plus grandes que le Soleil et jusqu'à neuf fois plus grandes que le Soleil. Vous pouvez utiliser vos pouvoirs d'observation pour voir que les étoiles de la séquence principale avec une température de 15 400 K se situeront toutes au-dessus de la ligne où les étoiles sont deux fois plus grandes que le Soleil et en dessous de la ligne où les étoiles sont six fois plus grandes que le Soleil. .

Nous avons accompli beaucoup avec peu d'informations ! En utilisant uniquement la température d'une étoile et le fait qu'elle se trouve sur la séquence principale, nous avons limité son rayon à entre deux et six fois celui du Soleil.


Supergéantes rouges

La région d'Orion montrant la supergéante rouge Bételgeuse
Par Rogelio Bernal Andreo CC BY-SA 3.0

Les supergéantes rouges ont le plus grand rayon de toutes les étoiles connues. Ils ont des températures de surface basses (pour les étoiles !) inférieures à 4 100 K. Cela les fait briller d'une couleur rouge. L'étoile Bételgeuse dans la constellation d'Orion est une supergéante rouge.

Les supergéantes rouges évoluent à partir de grandes étoiles de la séquence principale qui contiennent plus de 8 fois la masse de notre Soleil. Certaines étoiles naissent avec plus de 200 fois la masse du Soleil ! Comme toutes les étoiles, les étoiles massives créent de l'énergie par fusion nucléaire, mais ces étoiles utilisent tout leur approvisionnement en hydrogène après 5 à 20 millions d'années. Leur noyau devient alors fait d'hélium, qui commence à brûler à la place. Une enveloppe d'hydrogène autour du noyau commence également à fusionner. Cela crée beaucoup d'énergie qui provoque l'expansion de l'étoile. Au fur et à mesure que l'étoile grandit, elle se refroidit et prend une couleur rouge. Ces énormes étoiles froides sont connues sous le nom de supergéantes.

Les supergéantes brûleront tout l'hélium de leur noyau en quelques millions d'années. Ils commenceront alors à brûler du carbone. Cela continue avec des éléments de plus en plus lourds jusqu'à ce que l'étoile contienne un noyau de fer. A ce stade, l'étoile ne peut plus fusionner d'éléments pour produire de l'énergie, donc l'étoile s'effondre sous l'effet de la gravité et produit une supernova.


La parallaxe ne fonctionne que pour les étoiles les plus proches

  • Le Soleil est G2V, V étant la classe de luminosité stellaire pour la séquence principale.
  • Bételgeuse est M2Ia
  • Binaire visuel - Voir les étoiles en orbite - double étoile Kruger 60
  • Binaire spectroscopique - Le spectre révèle la nature binaire par effet Doppler
  • Eclipsing Binary - Forme de courbe de lumière
    a = demi-grand axe = rayon pour orbite circulaire
    p = période d'orbite
  • Remarque: je ne m'attends pas à ce que vous connaissiez cette formule, juste qu'il existe une relation entre la masse, la période et la taille (demi-grand axe) de l'orbite
  • lumineux Sirius A et faible compagnon Sirius B
  • période orbitale = 50 ans
  • demi-grand axe = 20 UA
  • MUNE + MB = 3,2 millionsSoleil
  • une étude plus approfondie révèle :
    • MUNE = 2,1 millionsSoleil
    • MB = 1,1 millionsSoleil
    • variation de masse le long de la séquence principale

    Les étoiles de la séquence principale ont une masse de 0,1 à 20 fois la masse du Soleil (à quelques exceptions près)

    La plupart des étoiles de la séquence principale sont des étoiles de faible masse, et seule une petite fraction est beaucoup plus massive que le Soleil

    • relation masse-rayon pour les étoiles de la séquence principale
    • relation masse-luminosité pour les étoiles de la séquence principale
      • luminosité


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      1. Les étoiles brillent parce qu'elles sont chaudes et denses : émettent un spectre de rayonnement thermique (corps noir) modifié par des raies d'absorption. Ce spectre de raies d'absorption est produit à sa surface (appelée photosphère).

      • le résultat de l'effondrement gravitationnel d'un nuage de gaz
      • pression - équilibre gravitaire
        • étant donné leur masse par rapport à leur taille, cela signifie que les étoiles doivent être et rester chaudes
        • met en place une structure au sein de l'étoile : pression (P), Température (T), densité en nombre de particules (n) - pour que l'étoile s'appuie contre son propre poids, ces trois éléments doivent atteindre leurs valeurs les plus élevées à l'intérieur du noyau de l'étoile, puis diminuer en valeur vers la surface de l'étoile. Rappelons que la pression du gaz P est proportionnelle au produit de la densité numérique des particules n et de la température T.
        • l'énergie générée par le noyau de l'étoile est transportée à travers elle, à & à travers l'enveloppe de l'étoile (la partie de l'étoile à l'extérieur de son noyau), puis à la surface par radiation (photons) ou alors par convection. Les photons jaillissent de la photosphère de l'étoile dans l'espace sombre et froid - ce que nous appelons la lumière stellaire.
        • bilan énergétique & transport d'énergie : énergie perdue à la surface sous forme de lumière (luminosité L*) est remplacé précisément par l'énergie libérée par fusion (Lla fusion) dans le noyau de l'étoile, c'est-à-dire L*= Lla fusion. Dans ce cas, l'étoile n'a pas besoin de se contracter pour rester suffisamment chaude pour générer une pression suffisante pour éviter de s'effondrer sous son propre poids.
        • thermostat pression-température régule la fusion au sein du noyau (empêche l'étoile d'exploser comme une bombe thermonucléaire), & avec le transport d'énergie régule le bilan énergétique de l'étoile
        • nécessitent un T plus élevé à chaque couche à l'intérieur pour un support de pression suffisant contre la gravité
          • T à la surface de l'étoile (Ts) dicte le spectre de l'étoile (spectre du rayonnement thermique modifié par les raies d'absorption)
          • T dans le noyau définit l'énergie libérée par la fusion - un T central plus élevé signifie un L plus grandla fusion, équilibrant ainsi la plus grande luminosité de surface d'une étoile plus massive L*

          M/R 3 ), alors la taille de l'étoile serait plus grande pour une masse plus grande, à l'échelle comme R

          M 1/3 . Cependant, une étoile qui est supportée contre son poids par une pression qui dépend de la température (comme la pression du gaz) ne peut pas avoir à la fois plus de masse et une densité égale ou supérieure. Par conséquent, les étoiles MS de masse supérieure doivent être moins denses que celles de masse inférieure. En fait, les tailles des étoiles de la séquence principale évoluent plus rapidement avec la masse, car R

          N'oubliez pas que vous ne pouvez comparer les structures que des étoiles qui ont la même source d'énergie dans leur noyau. Pour les étoiles de la séquence principale, il s'agit de la fusion de l'hydrogène en hélium dans leurs régions les plus centrales. Pouvez-vous voir comment les nombreux faits observés connus des étoiles de la séquence principale sont logiquement et causalement liés entre eux par les lois de la nature ?

          1 À strictement parler, cela est vrai lorsqu'on fait la moyenne sur le temps caractéristique requis pour transporter l'énergie à travers l'étoile. Si pour une raison quelconque l'étoile n'est pas en équilibre énergétique, vous pouvez parier qu'elle ajuste sa structure (expansion/refroidissement ou contraction/chauffage) jusqu'à ce qu'elle le soit.
          2 À ce stade, les densités de ces objets sont devenues si élevées qu'une étrange pression mécanique quantique connue sous le nom de "pression de dégénérescence des électrons" devient importante. Étant donné que ce type de pression ne dépend pas de la température, il peut s'équilibrer contre la force de gravité même si l'objet continue de rayonner de l'énergie sous forme de lumière depuis sa surface. En conséquence, l'objet ne se contracte pas, et sans contraction plus aucune énergie potentielle gravitationnelle ne peut être libérée pour élever la température, et ainsi la température chute lentement au fil des éons.
          Kirk Korista
          Professeur d'Astronomie
          Département de physique
          Université Western Michigan


          Alfven Rayon des étoiles de la séquence principale - Astronomie

          Nuages ​​de Magellan Deux petites galaxies irrégulières proches à environ 160 000 années-lumière (Grand Nuage de Magellan) et 200 000 années-lumière (Petit Nuage de Magellan) distantes, visibles à l'œil nu depuis l'hémisphère sud

          champ magnétique Champ qui accompagne tout courant électrique ou champ électrique changeant et régit l'influence des objets magnétisés les uns sur les autres.

          magnétosphère La région de l'espace entourant un objet magnétisé en rotation dans laquelle les mouvements des particules chargées sont contrôlés par le champ magnétique de l'objet.

          magnitude La méthode que nous utilisons aujourd'hui pour comparer la luminosité apparente (magnitude) des étoiles a commencé avec Hipparque, un astronome grec qui a vécu au IIe siècle av. Hipparque a qualifié l'étoile la plus brillante de chaque constellation de « première magnitude ». Ptolémée, en 140 après JC, affina le système d'Hipparque et utilisa une échelle de 1 à 6 pour comparer la luminosité des étoiles, 1 étant le plus brillant et 6 le plus faible. [Plus d'informations]

          séquence principale Une bande bien définie sur un diagramme H-R sur laquelle la plupart des étoiles ont tendance à être trouvées, allant du haut à gauche du diagramme vers le bas à droite.

          arrêt de la séquence principale Point spécial sur un diagramme H-R pour un cluster. Si toutes les étoiles d'un amas particulier sont tracées, les étoiles de masse inférieure traceront la séquence principale jusqu'au point où les étoiles commencent à évoluer de la séquence principale vers la branche de la géante rouge. Le point où les étoiles commencent tout juste à évoluer est la déviation de la séquence principale.

          masse Une mesure de la quantité totale de matière contenue dans un objet.

          relation masse-luminosité La dépendance de la luminosité d'une étoile de la séquence principale sur sa masse. La luminosité augmente à peu près au fur et à mesure que la masse s'élève à la troisième puissance.

          relation masse-rayon La dépendance du rayon d'une étoile de la séquence principale sur sa masse. Le rayon augmente à peu près proportionnellement à la masse.

          univers dominé par la matière Univers dans lequel la densité de matière dépasse la densité de rayonnement. L'univers actuel est dominé par la matière.

          annihilation matière-antimatière Un processus très efficace dans lequel des quantités égales de matière et d'antimatière entrent en collision et se détruisent, produisant une explosion d'énergie, principalement sous la forme de rayons gamma.

          micro-quasar : Un trou noir de masse stellaire qui lance de puissants jets de particules et de rayonnement.

          rayonnement micro-ondes Rayonnement entre les longueurs d'onde radio et infrarouge, ayant une longueur d'onde comprise entre environ 0,1 et 10 cm. [Plus d'informations]

          rayonnement de fond de micro-ondes Voir rayonnement de fond de micro-ondes cosmique.

          Galaxie de la Voie Lactée La galaxie spécifique à laquelle appartient le Soleil, ainsi nommée parce que la plupart de ses étoiles visibles apparaissent au-dessus d'une nuit claire et sombre sous la forme d'une bande de lumière laiteuse s'étendant à travers le ciel. [Plus d'informations : Guide de terrain]

          pulsar milliseconde Un pulsar dont la période indique que l'étoile à neutrons tourne près de 1000 fois par seconde.

          nuage moléculaire Un nuage interstellaire froid et dense qui contient une fraction élevée de molécules. Il est largement admis que la densité relativement élevée de particules de poussière dans ces nuages ​​joue un rôle important dans la formation et la protection des molécules.

          complexe de nuages ​​moléculaires Collection de nuages ​​moléculaires qui s'étendent sur jusqu'à 150 années-lumière et peuvent contenir suffisamment de matière pour former des millions d'étoiles de la taille du soleil.

          molécule Ensemble étroitement lié d'atomes maintenus ensemble par les champs électromagnétiques des atomes. Les molécules, comme les atomes, émettent et absorbent des photons à des longueurs d'onde spécifiques.

          quantité de mouvement Une mesure de l'état de mouvement d'un corps la quantité de mouvement d'un corps est le produit de sa masse et de sa vitesse. En l'absence de force, la quantité de mouvement est conservée.


          Si une étoile de 100 masses solaires avait une luminosité de 107 fois la luminosité du Soleil, comment la densité d'une telle étoile se comparerait-elle lorsqu'elle est sur la séquence principale en tant qu'étoile de type O, et lorsqu'elle est une supergéante froide (type M ) ? Utilisez les valeurs de température de la figure 18.14 ou de la figure 18.15 et la relation entre la luminosité, le rayon et la température comme indiqué dans l'exercice 18.47. Figure 18.15 Diagramme H−R schématique pour plusieurs étoiles. Quatre-vingt-dix pour cent de toutes les étoiles sur un tel diagramme tombent le long d'une bande étroite appelée séquence principale. Une minorité d'étoiles se trouvent en haut à droite, elles sont à la fois froides (et donc rouges) et brillantes, et doivent être des géantes. Certaines étoiles tombent en bas à gauche du diagramme, elles sont à la fois chaudes et sombres, et doivent être des naines blanches. Figure 18.14 Diagramme H−R pour un échantillon sélectionné d'étoiles. Dans de tels diagrammes, la luminosité est tracée le long de l'axe vertical. Le long de l'axe horizontal, nous pouvons tracer soit la température, soit le type spectral (aussi parfois appelé classe spectrale). Plusieurs des étoiles les plus brillantes sont identifiées par leur nom. La plupart des étoiles tombent sur la séquence principale.

          Si une étoile de 100 masses solaires avait une luminosité de 107 fois la luminosité du Soleil, comment la densité d'une telle étoile se comparerait-elle lorsqu'elle est sur la séquence principale en tant qu'étoile de type O, et lorsqu'elle est une supergéante froide (type M ) ? Utilisez les valeurs de température de la figure 18.14 ou de la figure 18.15 et la relation entre la luminosité, le rayon et la température comme indiqué dans l'exercice 18.47.

          Figure 18.15 Diagramme H−R schématique pour plusieurs étoiles. Quatre-vingt-dix pour cent de toutes les étoiles sur un tel diagramme tombent le long d'une bande étroite appelée séquence principale. Une minorité d'étoiles se trouvent en haut à droite, elles sont à la fois froides (et donc rouges) et brillantes, et doivent être des géantes. Certaines étoiles tombent en bas à gauche du diagramme, elles sont à la fois chaudes et sombres, et doivent être des naines blanches.

          Figure 18.14 Diagramme H−R pour un échantillon sélectionné d'étoiles. Dans de tels diagrammes, la luminosité est tracée le long de l'axe vertical. Le long de l'axe horizontal, nous pouvons tracer soit la température, soit le type spectral (aussi parfois appelé classe spectrale). Plusieurs des étoiles les plus brillantes sont identifiées par leur nom. La plupart des étoiles tombent sur la séquence principale.


          Analyser l'univers - Course Wiki: L'arbre généalogique stellaire

          Le département d'astronomie de l'Université du Nebraska-Lincoln héberge un excellent site Web avec diverses ressources pédagogiques, dont l'un est un diagramme H-R interactif très informatif. Regardons de plus près ce guide.

          1. Ouvrez le diagramme interactif H-R. Notez que le x rouge apparaît initialement à la position où réside le soleil.

          2. Sélectionnez "magnitude" pour l'axe y. Notez que c'est grandeur absolue , qui quantifie la luminosité d'une étoile en vous indiquant à quel point elle apparaîtrait si elle était placée à une distance de 10 parsecs (32,6 années-lumière) d'un observateur sur Terre. Cela donne une véritable mesure de la puissance de sortie d'une étoile.

          3. Ensuite, sélectionnez "show luminosity classes" sous options et laissez le bouton de bande d'instabilité non sélectionné pour le moment. Sous ces boutons se trouvent des options pour les étoiles tracées. Sélectionnez le bouton « les étoiles les plus proches et les plus brillantes » pour que votre écran ressemble au mien ci-dessous.

          4. Discutons de certaines des nombreuses caractéristiques du diagramme H-R qui sont affichées. L'axe des abscisses du graphique représente la température d'une étoile (veuillez noter que les températures vont de haut en bas si on regarde de gauche à droite sur l'axe). Cette échelle de température est en Kelvin, qui est similaire à l'échelle centigrade en ce sens qu'une différence de 1 degré Celsius est égale à une différence de 1 degré dans l'échelle de température Kelvin. cependant, zéro (0) Kelvin est égal à environ -273 degrés Celsius. Zero Kelvin est connu sous le nom de zéro absolu, la température à laquelle un gaz aurait une énergie nulle, autre que ses propres fluctuations quantiques.

          Les lignes diagonales vertes qui vont du haut à gauche au bas à droite sont des lignes sur lesquelles les étoiles ont la même taille physique (c'est-à-dire qu'elles représentent des lignes de rayon constant). Si vous regardez l'écran en bas à gauche, vous verrez l'expression mathématique qui relie la température et la luminosité (magnitude) d'une étoile à son rayon. La bande verte qui s'étend également du haut à gauche au bas à droite avec une fine ligne rouge la traversant est connue sous le nom de "Séquence principale". Ce sont des étoiles dans la fleur de l'âge où elles ont atteint un équilibre stable entre la force gravitationnelle sur l'étoile qui agit vers l'intérieur vers le noyau ardent, et les changements de pression vers l'extérieur résultant de la chaleur générée par la fusion dans le noyau. Cet équilibre est appelé équilibre hydrostatique.

          Le coin supérieur droit du diagramme est l'endroit où résident les supergéantes bleues. Les étoiles géantes rouges sont immédiatement en bas et à droite des supergéantes bleues, tandis que les étoiles naines blanches sont représentées par la bande grise en bas du diagramme H-R. Tous ces groupes sont intimement liés à l'évolution des étoiles de la séquence principale, qui sont mieux décrites par deux chemins différents qui diffèrent en fonction de la masse stellaire.

          2014 Rutgers, Université d'État du New Jersey
          Département de physique et d'astronomie, 136 Frelinghuysen Rd, Piscataway, NJ 08854
          Aimez-nous sur:

          Séquence principale des étoiles

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          La plupart des étoiles de l'Univers sont dans la phase de séquence principale de leur vie, un point de leur évolution stellaire où elles convertissent l'hydrogène en hélium dans leur noyau et libèrent une énorme quantité d'énergie. Prenons l'exemple de la phase de séquence principale de la vie d'une étoile et voyons quel rôle elle joue dans l'évolution d'une étoile.

          Une étoile se forme d'abord à partir d'un nuage froid d'hydrogène moléculaire et d'hélium. La gravité mutuelle rapproche la matière stellaire et cette énergie gravitationnelle la réchauffe. L'étoile passe d'abord par une phase de protoétoile pendant environ 100 000 ans, puis une phase T Tauri, où elle ne brille qu'avec l'énergie libérée par son effondrement gravitationnel en cours. Cette deuxième phase T Tauri dure encore environ 100 millions d'années.

          Finalement, les températures et les pressions dans le noyau de l'étoile sont suffisantes pour qu'elle puisse déclencher la fusion nucléaire, convertissant les atomes d'hydrogène en hélium. Lorsque ce processus démarre, on dit qu'une étoile est dans le séquence principale phase de sa vie.

          Dans une étoile comme notre Soleil, le noyau représente environ 20 % de son rayon. C'est à l'intérieur de cette région où toute l'énergie du Soleil est libérée. L'énergie libérée dans le noyau doit alors voyager lentement à travers une zone radiative, où les photons d'énergie sont absorbés puis réémis. L'énergie est ensuite transportée à travers une zone convective, où des colonnes de plasma chaud transportent des bulles de gaz chauffé à la surface du Soleil où elles sont libérées. Le matériau se refroidit et retombe à l'intérieur du Soleil où il se réchauffe à nouveau. Ce voyage peut prendre plus de 100 000 ans pour qu'un seul photon passe du cœur d'une étoile à sa surface.

          Au fil du temps, une étoile utilise lentement l'approvisionnement en hydrogène de son noyau et les restes d'hélium s'accumulent. Mais la phase de séquence principale peut durer longtemps. Notre Soleil est déjà dans sa séquence principale depuis 4,5 milliards d'années et durera probablement encore 7,5 milliards d'années avant de manquer de carburant.

          Les plus petites étoiles naines rouges peuvent couver dans la phase de séquence principale pendant environ 10 000 milliards d'années ! Les plus grandes étoiles supergéantes pourraient ne durer que quelques millions. Tout se résume à la masse.

          Et la masse définit comment une étoile sort de la phase de séquence principale de sa vie. Pour les plus petites étoiles naines rouges, les astronomes pensent qu'elles s'éteindront simplement une fois qu'elles auront épuisé tout leur hydrogène, devenant des naines blanches. Les étoiles plus massives, avec jusqu'à 10 masses solaires, passeront par une phase de géante rouge où elles augmenteront plusieurs fois leur taille d'origine avant de s'effondrer en naine blanche. Et les étoiles les plus massives exploseront simplement en supernovae.

          Nous avons écrit de nombreux articles sur les étoiles sur Universe Today. Voici un article sur l'ensemble du cycle de vie des étoiles et les différents types d'étoiles.

          Nous avons enregistré plusieurs épisodes d'Astronomy Cast sur les étoiles. En voici deux qui pourraient vous être utiles : Épisode 12 : D'où viennent les bébés étoiles et Épisode 13 : Où vont les étoiles quand elles meurent ?


          Voir la vidéo: Aux Frontieres De LUnivers Vrai documentaire (Juillet 2021).