🌧️ 🎬 👨🏼‍⚖️ Demandez à Ethan n ° 26: Gori-gori clairement 🙆 🚰 ♈️

Un homme aime la compagnie - même si ce n'est qu'une bougie.
- Georg Christoph Lichtenberg

Le lecteur demande:

Si je comprends bien, des étoiles de masse égale au soleil brûlent de l'hydrogène dans le noyau pendant plusieurs milliards d'années, jusqu'à ce qu'un noyau d'hélium se forme et que l'étoile s'écarte de la séquence principale. Mais après tout, le noyau devait être formé atome par atome dès le tout début de la vie de l'étoile. Et les étoiles massives ne créent pas de noyaux de fer en même temps - la formation de ces noyaux prend du temps. Alors, comment l'évolution des étoiles se produit-elle réellement?

Plongeons dans une étoile nouveau-née et voyons ce qui se passe à l'intérieur.

Dans un groupe d'étoiles jeunes, tel que NGC 265 dans l'image ci-dessus, il y a des étoiles de différentes masses - des classes O et B massives et les plus chaudes, qui sont des centaines de fois plus massives que le Soleil, aux plus petites étoiles rouges et sombres de la classe M.

Qu'est-ce qui donne aux étoiles couleur et luminosité?

Vous pouvez répondre sans réfléchir: «masse», mais la réalité est un peu plus compliquée. En général, les étoiles brillent du fait qu'il y a dans leurs noyaux une réaction de fusion nucléaire. Après que l'énorme masse, qui, même dans la plus petite étoile de classe M, recueille environ 25000 masses terrestres, se rassemble dans la protoétoile et se réchauffe, la densité et la température atteignent le point où le début de la réaction de fusion nucléaire autonome devient possible.

Et si l'étoile sera brillante et bleue, ou terne et rouge, cela dépend de la température à l'intérieur. Au cœur du soleil, la température atteint 15 millions de K, et la fusion nucléaire y passe assez rapidement.

Si nous nous éloignons du noyau, la température commencera à baisser - mais le taux de synthèse chutera de façon exponentielle. En nous éloignant de 25% du cœur du Soleil, nous verrons que la température n'a pas baissé plus de deux fois et que la vitesse de réaction est inférieure à 1% de ce qui se passe au centre du cœur.

Par conséquent, une étoile avec une température à moitié solaire peut vivre des centaines de fois plus longtemps, et une étoile très chaude, par exemple, R136a1 (au centre de l'amas ci-dessous), avec une masse de 260 solaires, vivra 0,1% de la vie du Soleil.

C'est la différence entre les étoiles nouveau-nées. Mais lorsqu'ils vivent et brûlent leur combustible, leurs couches de combustible brûlé sont compressées. Il existe de nombreuses façons de modifier le volume d'un objet; la compression se produit de manière adiabatique, c'est-à-dire que l'entropie reste constante, mais la température à l'intérieur augmente. Pour cette raison, le carburant commence à brûler dans la majeure partie de l'étoile, et le taux de synthèse augmente également.

Cela signifie entre autres que la température et la luminosité d'une étoile devraient augmenter avec son âge.

L'étoile a une pression de rayonnement qui empêche la compression gravitationnelle. Le rayon du Soleil ne change pas, car la pression de rayonnement à la surface de l'étoile est presque égale à la force de compression gravitationnelle. Mais lorsque l'énergie se termine dans le noyau de l'étoile, la pression de radiation chute et commence à perdre de la gravité.

Et ici, soit le noyau est comprimé et réchauffé pour commencer la prochaine synthèse - l'hydrogène, l'hélium ou, comme dans le cas des étoiles massives, le carbone et plus encore; ou il reste inerte, car il n'est pas assez chaud pour enflammer le prochain combustible, et alors la fin de l'étoile est proche.

Le noyau d'hélium se forme depuis des millions d'années, même dans les étoiles les plus massives, et l'hélium est brûlé dans le temps par environ 10% du temps que l'hydrogène brûle. Si une étoile vient à brûler du carbone, le temps depuis le début de ce processus, et jusqu'au moment où le noyau de fer conduit à une explosion de supernova, n'est mesuré qu'en milliers d'années.

En fait, lorsque le noyau interne d'une étoile semblable au soleil manque d'hydrogène dans la partie centrale (cela arrivera au Soleil dans 5-7 milliards d'années), il se développera en un sous-géant et restera sous cette forme pendant des centaines de millions d'années avant d'allumer l'hélium et de devenir rouge géant. Mais quand il se transforme en sous-géant, il quitte la séquence principale.

Les étapes suivantes sont relativement rapides, car la "séquence principale" n'est pas en vain appelée - les étoiles y passent la majeure partie de leur vie.

Dans les étoiles massives, la température joue un rôle majeur et le mélange des couches est trop lent pour faire la différence. Par conséquent, même l'hélium que notre Soleil produit actuellement dans le cœur aidera à éteindre les réactions de fusion dans des milliards d'années. Il faudra des centaines de milliards d'années pour que le cœur d'une étoile passe à d'autres éléments (et cela ne se produit que dans les étoiles de classe M).

C'est ainsi que se produit l'évolution des étoiles - beaucoup plus proche du système «tout à la fois» que certains ne le pensent.

Demandez à Ethan n ° 26: Gori-gori clairement

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