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Les étoiles viennent à la vie, elles vivent sur une période très longue - et finalement elles meurent. La vie des étoiles peut très changer; le même s'applique à leur mort.

Notre SOLEIL est un des petites étoiles. Les plus petites étoiles sont un dixièmes de la masse de notre soleil et les plus grandes étoiles sont peut-être 20 fois plus grandes que notre soleil.

Les étoiles se composent de la matière qui est déjà présente dans le vaste espace extra-atmosphérique. De point de vue purement physique scientifique les étoiles sont d'énormes fours nucléaires, exécutant la fusion nucléaire. Les étoiles produisent des éléments chimiques plus lourds hors de l'hydrogène. L'énorme distance entre nous et les étoiles - ainsi que l'atmosphère de notre planète - est le seul facteur qui protègent nos corps contre la mort douloureuse hors de l'exposition au rayonnement.

Au-dessous de est un contour de l'évolution des étoiles, du commencement jusqu' à la mort spectaculaire.
 
 

L'Amérique du Nord Nebula (Deneb lumineux est à la droite)

L'espace entre les étoiles dehors dans le grand cosmos est presque vide. Par les normes de la référence que nous avons sur terre, il s'appellerait le vide parfait. Tandis que l'air normal contient légèrement en-dessous d'un quadrillion des particules par centimètre cubique, le meilleur vide qui peut être réalisé dans les laboratoires est environ milliard de particules par centimètre cubique. Le vide dans l'espace extra-atmosphérique contient de 0.00001 jusqu' à moins de 1 particule par centimètre cubique, qui est lointain, bien meilleur que le meilleur vide réalisé sur terre.

Note: un quadrillion = 10 ²⁴ = 1 000 000 000 000 000 000 000 000.

Le materia dans l'espace interstellaire a un nom: le milieu interstellaire, consistant principalement en hydrogène et hélium.

Quand la condensation des particules excède 1 particule par centimètre cubique, nous commençons à parler d'un nuage interstellaire. Et pensez maintenant: si le nuage interstellaire est celui vide, alors il n'y a aucune masse à l'intérieur il alors. Tous les deux oui, et non..

Un centimètre cubique ou même un kilomètre cubique de nuage interstellaire contient un nombre très limité de particules et pèse extrêmement peu. Mais l'espace interstellaire est immense, si immense que le volume n'est plus calculé en centimètres ou kilomètres cubiques, mais en années de lumière. Et... un nuage de quelques cent années cubiques de lumière contiendra un nombre extrêmement vaste de particules et aura une masse très substantielle.

Toutes les particules dans le nuage s'attirent par la force de la gravité. Selon des calculs des scientifiques, un nuage ayant la masse comparable à la masse de notre soleil peut individu-être soutenu dans la signification que la force de la gravité la gardera ensemble. Le nuage lui-même est très froid, quelque part autour d' cent degrés Kelvin, qui est lointain au-dessous de -150ºC.
 
 

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Le nuage interstellaire commencera à se contracter s' il est suffisamment grand (et suffisamment lourd). Il y a également d'autres facteurs qui peuvent faire un tel contrat de nuage, comme l'influence de la pesanteur des étoiles environnantes etc...

La contraction du nuage cause les particules du moyen interstellaire prennent la vitesse vers le centre de la gravité du nuage. Les vitesses des particules ne sont pas très hautes, quelques kilomètres par seconde - le processus est très long. L'augmentation de la vitesse des particules signifie également que la température du nuage augmente: la température d'un objet est directement liée à la vitesse des particules dans cet objet particulier - si c'est une cuvette de l'eau ou un morceau de fer, ou un nuage interstellaire.

En conclusion, la température à l'intérieur du nuage atteint autour 50 000K. Ceci signifie que la matière à l'intérieur du nuage se dégénère. Les atomes se composent normalement des noyaux et des électrons en orbite autour du noyau; à températures élevées les atomes se heurtent tellement violemment qu'ils obtiennent dépouillés outre de leurs électrons. La matière se transforme en mélange de deux gaz:

• le gaz de noyaux composé la plupart du temps de noyaux d'hydrogène (protons)

 

 
 
 

le gaz des électrons.

Jusqu' à ce moment, le format document du nuage a également diminué des trillions des kilomètres vers le bas aux kilomètres d'environ 200 millions ou moins, qui est approximativement 30 000 fois le diametre de la terre. Etant donné la vitesse des particules, cette contraction du nuage original prend une quantité de temps énorme, des millions aux milliards d'années. La vitesse de contraction dépend de la masse du nuage: plus la masse est grande, le plus rapide la contraction.
 
 

Le Trapezium dans l'Orion Nebula, une autre région de starbirth

La compression du nuage produit de la chaleur et cette chaleur donne le nuage possèdent la lumière. Maintenant ce n'est plus un nuage interstellaire foncé mais d'une proto-étoile rougeoyante.

La force de la gravité cause davantage de contraction du nuage, donnant une température interne de l'proto-étoile d'environ 150 000 K et la température de surface autour de 3500 K. Naturellement, il peut y avoir à peine n'importe quelle surface " dure ", car l'proto-étoile est toujours un nuage du gaz. En raison de la taille énorme de l'proto-étoile, la surface - et ainsi le rayonnement - est énorme.

La lueur de l'proto-étoile est seulement provoquée par le dégagement de l'énergie dû à la contraction de l'proto-étoile. Aucune réaction nucléaire réelle ne a lieu, encore. À ce stade l'proto-étoile peut évoluer dans deux directions:

• si elle est assez massive, elle continuera le processus de la contraction; finalement les réactions nucléaires mettront le feu, donnant à l'proto-étoile le statut de l'étoile

 

 
 
 

s' il n'est pas assez massif, le destin seront différentes. L'proto-étoile transformera par la suite en planète géante faite de gaz, avec de la chaleur et une certaine émission de lumière, mais cette chaleur par la suite refroidira. Les planètes de Jupiter et de Saturnus sont de bons exemples de cela. Si les planètes avaient été des centaines de périodes plus massives, elles pourraient commencer un feu nucléaire, leur faisant les étoiles minuscules. Mais elles n'ont pas assez de masse et leur destin doit finir en tant que nains bruns.

Image de Gliese 229B et de Gliese nain brun 229B

Les corps célestes qui ne mettent pas le feu vers le haut pendant que les étoiles sont sans intérêt à nous, ainsi nous les laisserons seuls.

L'proto-étoile continue la contraction jusqu'à ce que la température au centre monte à environ 15 000 000 K, lesquels au point un événement très important se produit...
 
 

La température au centre de l'proto-étoile fait les noyaux se heurter de plus en plus violemment. À un certain point, quand la température de gaz au centre de l'étoile a atteint autour 15000000 K, les collisions entre les noyaux deviennent si violentes que les forces repulsive sont trop faibles et les noyaux fusionnent ensemble. Le processus de fusionnement de deux noyaux produit de la chaleur; cette chaleur monte la température encore plus.

Le fusionnement de deux noyaux atomiques peut être comparé à une collision entre deux voitures: avec de basses vitesses, vous pouvez immobile voir les deux voitures différentes. Avec des vitesses très élevées, vous voyez juste une d'une seule pièce d'ordure non identifiée.

Dans la physique, la réaction, quand deux noyaux fusionnent (fusible), s'appelle une réaction nucléaire ou une fusion nucléaire.

Une fois que mis à feu, le four nucléaire au centre de l'étoile brûlera pour la plupart du reste de la vie de l'étoile.
 
 

L'étoile mûre n'est pas très fascinante. Elle contient la plupart du temps l'hydrogène. Elle brûle... et elle brûle... et elle brûle... L'hydrogène à l'intérieur de l'étoile est converti en hélium par les moyens de la fusion nucléaire.

La contraction de l'étoile ralentit et cesse finalement, car la chaleur à l'intérieur de l'étoile compense la force de la gravité de l'étoile. L'étoile est dans un état d'équilibre.

L'étoile rayonne la lumière jaunâtre ou blanche, selon sa température de surface, qui alternativement est reliée à la taille de l'étoile. Une surface plus chaude donne une lumière plus blanche de l'étoile, extérieur plus frais donne la lumière jaunâtre de l'étoile. Les étoiles très chaudes peuvent même sembler bleues dans leur éclat.

Les grandes étoiles consomment le carburant au rythme rapide, plus l'étoile est grande - plus la consommation de carburant est rapide. Notre soleil a probablement la durée d'environ 10 milliards d'années. Une étoile avec des 100 périodes de masse plus grandes que la masse du soleil brûlera probablement le carburant 10 000 fois plus rapide que le soleil, qui signifie qu'il épuisera le carburant nucléaire dans environ 100 millions d'années. Une étoile avec une masse d'un dixième de la masse de notre soleil vivra probablement 10 fois plus longtemps que la durée de vie de notre soleil.

L'étoile reste dans l'état mûr pour la majeure partie de la vie; observer des changements de la lueur et de la taille d'une étoile mûre est environ aussi passionnant qu'observant une ampoule...
 
 

Betelgeuse,  la seule étoile (autre que notre soleil) à laquelle il est possible à l'image la surface -  parce qu'il est si grand (taille de l'orbite de la terre) et clôturez assez

Les noyaux d'hélium sont 4 fois plus lourds que les noyaux d'hydrogène, qui signifie qu'elles " descendent " dans le centre de l'étoile. Enfin nombre hélium noyau dans noyau étoile devenir si grand que là être peu de chance pour hydrogène noyau pour heurter avec autre hydrogène noyau. La réaction nucléaire au centre de l'étoile vient à une halte progressive, qui diminue la température du noyau de l'étoile. En même temps la surface de l'étoile refroidit environ à 3000 K, qui rend l'étoile rougeâtre dans l'aspect.

La réaction nucléaire étant arrêté - et la chaleur émanant toujours de l'étoile - il n'y a plus équilibre entre la chaleur libérée à l'intérieur de l'étoile et la force de la gravité. Le noyau de l'étoile commence à se contracter une fois de plus, qui augmente la température du noyau au point où l'extérieur du noyau est autour 15 000 000 K chauds. Ceci commence de nouveau la fusion nucléaire des noyaux d'hydrogène. Mais ce temps, brûler hydrogène produire NON dans noyau étoile, mais dans enveloppe entourer noyau étoile. Il est un des derniers souffles de l'étoile.

La chaleur produite par l'hydrogène brûlant dans l'enveloppe entourant le noyau de l'étoile fait les couches externes de l'étoile augmenter. Par opposition à la contraction - le gaz devient plus frais comme résultat d'expansion. Et c'est exactement ce qui se produit ici. Les couches externes de l'étoile augmentent 50-100 fois et elles deviennent plus fraîches.

L'étoile est maintenant un géant rouge, émanant des quantités énormes de lumière en raison de la grande surface. La lumière est rouge parce que la surface est comparativement fraîche.

Pour mettre des choses dans le contexte approprié: le jour où notre soleil augmente dans un géant rouge il augmentera probablement à la planète de Venus et il occupera la majeure partie du ciel pendant le jour. Inutile de dire, tout sur la terre sera brûlé aux cendres.
 
 

Le noyau d'hélium de l'étoile continuera à se contracter. Car il n'y a aucune réaction nucléaire à l'intérieur d'elle, la pesanteur fonctionne non réprimé. Mais à un certain point, le plasma combiné des noyaux et les électrons cesse de se comporter comme un gaz idéal. Après tout, le plasma est concentré dans la densité extrême, égale à beaucoup de tonnes par centimètre cubique. Sous cette pression énorme le gaz des électrons commence à se comporter comme la matière pleine, c.-à-d. l'augmentation de la température cause seulement l'expansion très modérée.

La température du noyau de l'étoile s'élève de façon constante, faisant l'hydrogène pour brûler plus vigoureusement dans les régions à côté du noyau. À un certain point la température du noyau de l'étoile atteint 100 000 000 K, qui commence à brûler les noyaux de l'hélium. La nouvelle réaction nucléaire fond des noyaux d'hélium dans des éléments plus lourds, comme le carbone.

La température du noyau de l'étoile s'élève comme résultat de la nouvelle réaction nucléaire. Le noyau de l'étoile - cependant - se comporte comme la matière pleine; le noyau ne peut pas augmenter beaucoup pour compenser la source de chaleur supplémentaire. Ceci signifier que intérieur noyau étoile devenir encore chaud, qui ajouter encore plus pression, qui encore signifier bien plus chaleur dans noyau étoile et que moyen un égal rapide nucléaire réaction.

Enfin la pression est si grande que le noyau de l'étoile... ÉCLATE. L'explosion se produit à l'intérieur de l'étoile et elle est seulement évidente par un soudain, bien que modérée, augmentation de l'éclat de l'étoile. Ceci s'appelle le FLASH d'HÉLIUM. temps commencement hélium fusion explosion noyau étoile prendre un extrême court temps comparer vie étoile: juste quelques heures.
 
 

L'explosion d'hélium cause une grande expansion du noyau de l'étoile. L'expansion refroidit le noyau extrêmement chaud de l'étoile - et l'enveloppe environnante d'hydrogène. En raison de l'explosion, le plasma d'hélium n'a plus les mêmes caractéristiques qu'avant. Il se comporte davantage comme un gaz.

La diminution de la température ralentit la vitesse de la brûlure de l'hydrogène; la diminution de la température cause également le noyau augmenté d'hélium de la brûlure d'étoile à un rythme plus lent. Pour la première fois dans la vie de l'étoile la luminosité de la surface diminue sensiblement. La diminution de la température de l'étoile cause la contraction des couches externes de l'étoile.

À environ 10 000 ans de cela, un nouvel état d'équilibre est réalisé. L'étoile a maintenant deux fours:

• dans enveloppe, noyau hydrogène être être combiner dans hélium température autour 15 000 000 K

 

 
 
 

dans noyau étoile, noyau hélium être être combiner principal dans carbone température autour 200 000 000 K.

L'étoile commence à accumuler le carbone au centre du noyau. Et encore, carbone étant plus lourd que l'hélium, elle " descend " vers le bas dans le centre du noyau de l'étoile, où elle forme un noyau intérieur à l'intérieur du noyau d'hélium de l'étoile. Par la suite, les la plupart de l'hélium de l'étoile sont converties en carbone et oxygène.

De nouveau l'enveloppe externe de l'étoile augmente, la transformant en géant rouge une fois de plus. Seulement cette fois le processus prend à peine quelques millions d'années.
 
 

Quelque point tout nucléaire carburant dans étoile avoir être épuiser. Une plupart de l'hydrogène a été convertie en hélium et les la plupart d'hélium ont été converties en carbone et oxygène. Ce qui arrive maintenant à l'étoile dépend de la masse de l'étoile.

Le noyau de carbone de l'étoile est extrêmement dense, un centimètre cubique de lui pesant des tonnes métriques. La surface du noyau de l'étoile est également très chaude, 50 000-100 000 K.
 
 

Petites étoiles

De plus petites étoiles, les environ 4 masses de notre soleil ou moins, refroidissent. Temps indiqué, les couches externes de l'étoile deviennent assez fraîches pour partir de l'état de plasma. Les atomes s'inversent à leur état neutre et capturent des électrons. La capture des électrons accélère l'expansion des couches externes, qui fait partir plus d'atomes de l'état de plasma.

L'enveloppe de l'étoile devient finalement une coquille transparente et étendue des atomes; cette coquille peut seulement être vue du côté des distances très longues, de ce fait donnant aux environnements de l'étoile un aspect particulier d'un anneau lumineux. Il était une fois, les astronomes ont cru que ces anneaux étaient la première étape de la formation des systèmes planétaires; en raison de celui les anneaux se sont appelés " les nebulae planétaires " Nous savons aujourd'hui qu'il n'y a aucun raccordement entre les nebulae planétaires et les systèmes planétaires, mais le nom est demeuré.

Le seul reste de l'étoile est maintenant le noyau de l'étoile et c'est un objet minuscule et pas très lumineux au milieu du nebula. Dans le commencement le noyau de l'étoile rougeoie toujours avec blanc chaud, absorbant la chaleur des feux nucléaires, maintenant éteints. Ce s'appelle " un nain blanc " Un blanc nain peser beaucoup moins qui original étoile, par exemple un étoile quatre fois lourd que masse notre soleil donner origine un blanc nain avoir 1½ masse notre soleil.
 
 

Étoiles moyennes

De plus grandes étoiles, entre les 4 et 8 masses de notre soleil, rencontrent un destin plus violent. L'arrêt des réactions nucléaires les fait s'effondrer plus rapidement et plus violemment que les petites étoiles. Le noyau de l'étoile consiste maintenant en carbone plein, qui ne brûle pas. Cependant, la contraction de l'étoile produit d'énormes quantités de la chaleur. Au point quand la température du noyau atteint 600 000 000 K, le carbone commence une réaction nucléaire, produisant du néon, de l'hélium, du magnésium et de quelques autres éléments.

Mais encore, noyau étoile être plein et pouvoir non augmenter pour réduire interne pression qui accumuler en raison nucléaire réaction. Le noyau devient un réacteur nucléaire incontrôlable de la façon semblable comme dans le cas du flash d'hélium. Mais maintenant, la température est plus haute, la pression est plus haute et le résultat plus violent.

L'étoile éclate dans une SUPERNOVA. L'explosion est si lumineuse qu'une supernova puisse même être vue sur la terre en jour. L'explosion brise l'étoile et peut être si violente qu'elle ait dispersé tout le matériel de l'étoile dans l'espace extra-atmosphérique. S' il y a des restes de l'étoile, ce sera un petit partt comprimé du noyau de l'étoile.
 
 

Grandes étoiles

Les étoiles vraiment grandes, avec masses plus grandes que des masses les 8 du soleil, ne deviennent pas une supernova en ce moment de temps. L'arrêt des réactions nucléaires cause la contraction, comme pour les étoiles plus petites. Mais le noyau des plus grandes étoiles ne devient jamais aussi dense que le noyau des étoiles moyennes. Ceci être probablement provoquer par intense rayonnement à l'intérieur noyau grand étoile, donner un abondance haut énergique photon qui chasser matière centre étoile.

À un certain point la température du noyau atteint les 600 000 000 K qui mettent à feu le carbone. nucléaire réaction non être aussi violent comme en moyen étoile, parce que noyau grand étoile être moins dense. Le noyau de carbone brûle au rythme modéré; la température augmente par la suite, mettant également l'oxygène sur le feu.

Quand le carbone et l'oxygène sont épuisés, l'étoile refroidit et se rétrécit encore, qui chauffe encore le noyau de l'étoile aux températures plus élevées. Ces températures plus élevées mettent à feu les éléments plus lourds produits à partir du charbon et de l'oxygène, donnant encore des éléments plus lourds. Après un moment l'étoile est une série d'enveloppes contenues chez l'un l'autre; chacune des enveloppes brûle différents éléments chimiques. lourd élément être dans intérieur enveloppe, tandis que hélium et hydrogène être dans externe enveloppe.

Une étoile à cette étape de la vie peut produire des éléments pas plus lourds que le fer. La réaction nucléaire se termine avec du fer. Le fer ne s'engage pas dans la fusion nucléaire. La fusion des éléments moins lourds que le fer libère l'énergie, alors que la fusion du fer et des éléments plus lourds que le fer consomme l'énergie.

La création du fer s'éteint le feu nucléaire à l'intérieur de l'étoile. L'étoile se rétrécit pour la dernière fois. Le noyau de fer de l'étoile absorbe la majeure partie de la chaleur produite par la contraction de l'étoile, qui accélère la contraction encore plus. Quand la température à l'intérieur du noyau atteint des trillions des degrés et les noyaux atomiques voisins se touchent, il ne peut y avoir plus de contraction. Au lieu de cela, l'étoile rebondit dans une grande explosion.

Cette explosion également s'appelle une SUPERNOVA et peut être aussi spectaculaire que pour les étoiles moyennes. L'étoile est des temps de milliards plus brillamment que n'importe quand précédemment et elle peut même être aussi lumineuse qu'une galaxie entière.

L'explosion de la supernova lourde brise même les noyaux atomiques aux morceaux; ces morceaux obtiennent capturés par d'autres noyaux atomiques, formant des éléments au delà de fer, comme l'argent, l'or et l'uranium. Les éléments au delà du fer n'abondent pas en nature - et cela est attribué à leur création pendant le souffle court de supernova.
 
 

Les Nains Noirs

Un nain blanc refroidit lentement. La couleur de la lueur de la surface change de blanc en jaune, en orange et rouge. Enfin le reste de l'étoile devient un morceau foncé froid de matière - le nain noir. Le nain noir a la taille de notre planète et d'une pesanteur qui est des millions de périodes plus haut que la pesanteur que nous éprouvons sur la terre.

Le nain noir est simplement un reste silencieux, désolé et mort d'une étoile, se déplaçant pour toujours par l'univers froid.
 
 

Pulsars

Il y a une certaine heure on l'a découvert qu'il y a des objets célestes qui émettent les signaux par radio extrêmement réguliers, plus que 1/100 d'une seconde. Dans le commencement les scientifiques ont pensé que c'était un signal d'une civilisation étrangère. Mais les signaux ont été émis au-dessus d'une bande très grande des fréquences par radio, de ce fait exigeant des quantités énormes d'énergie.

Par mesurer signal déformation scientifique vien conclusion que objet émettre signal être autour 10-20 kilomètre dans rayon, mais aussi massif comme soleil. L'intervalle et la durée de signal sont venus de la rotation de l'objet. Elle ressemble d'un phare avec le faisceau lumineux balayant autour.

Mais quels sont ces objets?
 
 

Étoiles neutron

L'existence des étoiles neutron a été prévue par les astronomes théoriques. On l'a précisé que pendant l'explosion de supernova le noyau d'étoile (ou la partie restante de lui) peut devenir ainsi comprimé que des protons et les électrons peuvent être forcés pour fusionner. Fusionnant des protons et des neutrons forment ensemble des neutrons.

Les neutrons de l'étoile formeraient une boule très compacte avec un rayon de peut-être 10-20 kilomètres et avec la majeure partie de la masse de l'étoile emballée à l'intérieur d'elle. La matière dans une étoile neutron serait si dense qu'un centimètre cubique rempli de lui pèse des milliards de tonnes.

Il n'y a eu aucune observation directe des étoiles neutron. Dans les endroits où les scientifiques ont prévu on trouverait des étoiles neutron, pulsars ont été trouvés à la place. De nos jours les scientifiques sont certains que les pulsars et les étoiles neutron soient la même chose.
 
 

Trous noirs

Un noyau très massif d'étoile, reste d'une explosion de supernova, peut exercer une force de la gravité si énorme à la laquelle non seulement les objets pleins, atomes ne peuvent pas échapper de la surface de l'étoile. En outre lumière " tombe en bas de " sur la surface de l'étoile. Ce genre d'objet s'appelle " un trou noir "

La matière dans le trou noir se rétrécit probablement à de plus petits et plus petits volumes toute l'heure. L'étoile se rétrécit à quelques kilomètres, puis quelques centimètres et - finalement - à l' " singularité " qui est un seul point dans l'espace. Quoique la matière à l'intérieur du trou noir s'effondre dans des tailles plus petites que quelque chose humanité a jamais mesuré, le trou noir lui-même ne change pas dans la taille. Après tout, " le trou noir " nommé s'applique au rayon autour du noyau dégénéré de l'étoile, déterminant la ligne entre l'endroit dans où nous pouvons encore voir et l'endroit où nous ne pouvons voir rien. Ce rayon détermine la taille du l'" horizon d'événement ".
 

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