Étoile

Les Pléiades , un amas ouvert d'étoiles dans le constellation de Taurus. NASA photo

Une étoile est une boule lumineuse massive de plasma . L'étoile la plus proche de la Terre est le Soleil , qui est la source de la plupart des l'énergie sur Terre. Autres étoiles sont visibles dans le ciel de la nuit, quand ils ne sont pas éclipsés par le soleil Pour la plupart de sa vie, une étoile brille parce la fusion thermonucléaire dans son base libère de l'énergie qui traverse l'intérieur de l'étoile, puis en rayonne cosmos. Presque tous les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium ont été créés par des processus de fusion dans les étoiles.

Les astronomes peuvent déterminer la masse , l'âge, composition chimique et de nombreuses autres propriétés d'une étoile en observant son spectre, la luminosité et le mouvement à travers l'espace. La masse totale d'une étoile est le principal déterminant dans sa l'évolution et le destin éventuel. D'autres caractéristiques d'une étoile sont déterminées par son histoire évolutive, dont le diamètre, la rotation, le mouvement et la température. Une parcelle de la température de nombreuses stars contre leurs luminosités, connu comme un Diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R schéma), permet à l'État d'une étoile âge et évolutive à déterminer.

Une étoile commence comme un nuage effondrement du matériau composé principalement d'hydrogène, avec hélium et des traces d'éléments plus lourds. Une fois que le noyau stellaire est suffisamment dense, une partie de l'hydrogène est progressivement converti en hélium dans le processus de fusion nucléaire. Le reste de l'intérieur de l'étoile transporte de l'énergie loin de l'âme à travers une combinaison de radiatif et processus convectif. La pression interne de l'étoile empêche de se effondrer en outre sous sa propre gravité . Une fois que l'hydrogène carburant à la base est épuisé, ces étoiles ayant au moins 0,4 fois la masse du Soleil développer pour devenir une géante rouge , dans certains cas de fusion plus lourds éléments à la base ou dans les coquilles autour du noyau. L'étoile évolue ensuite en une forme dégénérée, recyclage d'une partie de la matière dans le milieu interstellaire, où il formera une nouvelle génération d'étoiles avec une proportion plus élevée d'éléments lourds.

Binaires systèmes et multi-étoiles se composent de deux ou plusieurs étoiles qui sont gravitationnellement liés et se déplacent généralement autour de l'autre dans l'écurie orbites. Lorsque deux de ces étoiles ont une orbite relativement proche, de leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution.

Observation d'histoire

Historiquement, les étoiles ont été important pour les civilisations à travers le monde. Ils ont été utilisés dans religieuses et pratiques pour navigation céleste et l'orientation. Beaucoup d'astronomes de l'Antiquité croyaient que les étoiles ont été apposées de façon permanente à un sphère céleste, et qu'ils étaient immuables. Par convention, les astronomes regroupés étoiles dans constellations et les ont utilisés pour suivre les mouvements des planètes et de la position présumée du Soleil Le mouvement du Soleil contre les étoiles de fond (et l'horizon) a été utilisé pour créer calendriers, qui pourraient être utilisés pour réglementer les pratiques agricoles. Le Calendrier grégorien, actuellement utilisé presque partout dans le monde, est un calendrier solaire basée sur l'angle de l'axe de rotation de la Terre par rapport à l'étoile la plus proche, le Soleil

La plus ancienne, carte du ciel avec précision à jour est apparu dans l'Egypte ancienne dans 1534 BCE. Astronomes islamiques ont arabes noms de nombreuses étoiles qui sont encore utilisés aujourd'hui, et ils ont inventé de nombreuses instruments astronomiques qui pourrait calculer les positions des étoiles. Au 11ème siècle, Al-Biruni a décrit la Voie Lactée galaxie comme multitude de fragments ayant les propriétés de étoiles nébuleuses, et a également donné aux latitudes différentes stars lors d'une éclipse lunaire en 1019.

En dépit de l'apparente immuabilité du ciel, Astronomes chinois étaient conscients que de nouvelles étoiles pourraient apparaître. Les premiers européens astronomes tels que Tycho Brahe a identifié de nouvelles étoiles dans le ciel de nuit (plus tard appelé novae), ce qui suggère que les cieux ne étaient pas immuables. En 1584, Giordano Bruno suggéré que les étoiles étaient en réalité d'autres soleils, et peut avoir d'autres planètes , peut-être même comme la Terre, en orbite autour d'eux, une idée qui avait été suggéré auparavant par ces anciens philosophes grecs que Démocrite et Épicure. En siècle suivant l'idée des étoiles comme lointains soleils a été atteint un consensus parmi les astronomes. Pour expliquer pourquoi ces étoiles ont exercé aucune attraction gravitationnelle nette sur le système solaire, Isaac Newton a suggéré que les étoiles ont été répartis de manière égale dans tous les sens, une idée invité par le théologien Richard Bentley.

L'astronome italien Geminiano Montanari enregistré observant les variations de luminosité de l'étoile Algol en 1667. Edmond Halley a publié les premières mesures de la mouvement propre d'une paire de proximité étoiles "fixes", démontrant qu'ils avaient changé de position à partir du moment de l'ancienne astronomes grecs Ptolémée et Hipparque. La première mesure directe de la distance d'une étoile ( 61 Cygni à 11,4 années-lumière) a été faite en 1838 par Friedrich Bessel utilisant le technique de parallaxe. Mesures de parallaxe démontré la grande séparation des étoiles dans le ciel.

William Herschel fut le premier astronome à tenter de déterminer la distribution des étoiles dans le ciel. Pendant les années 1780, il a effectué une série de jauges dans 600 directions, et compté les étoiles observées le long de chaque ligne de mire. De cela, il en déduire que le nombre d'étoiles a augmenté régulièrement vers un côté du ciel, dans le sens de la Voie Lactée core. Son fils John Herschel répété cette étude dans l'hémisphère sud et a constaté une augmentation correspondante dans le même sens. En plus de ses autres réalisations, William Herschel est également connu pour sa découverte que certaines étoiles ne mentent pas seulement le long de la même ligne de mire, mais sont également compagnons physiques qui forment étoiles binaires systèmes.

La science de la spectroscopie stellaire a été lancée par Joseph von Fraunhofer et Angelo Secchi. En comparant les spectres des étoiles telles que Sirius au Soleil, ils ont trouvé des différences dans la force et le nombre de leur lignes-absorption les lignes sombres dans un spectres stellaires en raison de l'absorption de fréquences spécifiques par l'atmosphère. En 1865 Secchi a commencé dans la classification étoiles types spectraux. Cependant, la version moderne du système de classification stellaire a été développé par Annie J. Cannon au cours des années 1900.

Observation des étoiles doubles pris une importance croissante au cours du 19e siècle. En 1834, Friedrich Bessel changements observés dans le mouvement propre de l'étoile Sirius, et déduire un compagnon caché. Edward Pickering a découvert le premier binaire spectroscopique en 1899 quand il a observé la scission périodique des raies spectrales de l'étoile Mizar dans une période de 104 jours. Des observations détaillées de nombreux systèmes d'étoiles binaires ont été recueillies par les astronomes tels que William et Struve SW Burnham, permettant les masses des étoiles pour être déterminé à partir de calcul de la éléments orbitaux. La première solution au problème de dériver une orbite d'étoiles binaires à partir des observations du télescope a été faite par Felix Savary en 1827.

Le vingtième siècle a vu des progrès plus rapides dans l'étude scientifique des étoiles. Le photographie est devenue un outil astronomique précieux. Karl Schwarzschild découvert que la couleur d'une étoile, et donc sa température, pourraient être déterminées en comparant la magnitude visuelle contre l'ampleur photographique. Le développement de la photo-électrique photomètre permis des mesures très précises de grandeur à des intervalles de longueurs d'onde multiples. En 1921, Albert A. Michelson a fait les premières mesures d'un diamètre stellaire utilisant un sur l'interféromètre Télescope Hooker.

Un important travail conceptuel sur la base physique des étoiles se est produite au cours des premières décennies du XXe siècle. En 1913, le Diagramme de Hertzsprung-Russell a été développé, propulsant l'étude astrophysique des étoiles. Le succès des modèles ont été développés pour expliquer l'intérieur des étoiles et l'évolution stellaire. Les spectres des étoiles ont également été expliqué avec succès grâce aux progrès de la physique quantique . Cela a permis à la composition chimique de l'atmosphère stellaire à déterminer.

À l'exception de supernovae , étoiles individuelles ont été principalement observée dans notre Groupe Local de galaxies , et surtout dans la partie visible de la Voie Lactée (comme en témoigne la fiche détaillée catalogues disponibles pour notre galaxie de Star). Mais certaines étoiles ont été observées dans la galaxie M100 de la Amas de la Vierge, à environ 100 millions d'années lumière de la Terre. Dans le Superamas local, il est possible de voir des amas d'étoiles, et télescopes actuels pourrait en principe observer individuels faibles étoiles dans le Cluster-étoiles les plus lointaines locaux résolus ont jusqu'à cent millions d'années-lumière (voir Céphéides). Cependant, en dehors de la Superamas Local de galaxies, ni les étoiles individuelles ni amas d'étoiles ont été observées; la seule exception était faible image d'un grand amas d'étoiles, contenant des centaines de milliers d'étoiles, un milliard d'années-lumière; dix fois la distance de la grappe de l'étoile la plus lointaine observée précédemment.

désignations des étoiles

Le concept de la constellation était connu pour exister au cours de la Période babylonienne. Observateurs du ciel anciens imaginé que des dispositions importantes de motifs étoiles se sont formées, et ils associés ceux-ci avec des aspects particuliers de la nature ou de leurs mythes. Douze de ces formations laïques long de la bande de la écliptique et ceux-ci sont devenus la base de l'astrologie . Bon nombre des étoiles individuelles les plus en vue ont également reçu des noms, en particulier avec l'arabe ou latine désignations.

Ainsi que certaines constellations et le Soleil lui-même, des étoiles dans son ensemble ont leurs propres mythes . Ils ont été pensés pour être les âmes des morts ou des dieux. Un exemple est l'étoile Algol, qui a été pensé pour représenter l'œil de la Gorgon Medusa.

Au Grecs de l'Antiquité, certains "étoiles", connus sous le nom des planètes (πλανήτης grec (Planètes), qui signifie «vagabond»), représenté diverses divinités importantes, à partir de laquelle les noms des planètes Mercure , Vénus , Mars , Jupiter et Saturne ont été prises. ( Uranus et Neptune ont aussi grecs et dieux romains , mais ni la planète était connu dans l'Antiquité raison de leur faible luminosité. Leurs noms ont été affectés par les astronomes plus tard).

Circa 1600, les noms des constellations ont été utilisés pour nommer les étoiles dans les régions correspondantes du ciel. L'astronome allemand Johann Bayer a créé une série de cartes d'étoiles et appliqué lettres grecques que désignations aux étoiles dans chaque constellation. Plus tard, l'astronome anglais John Flamsteed est venu avec un système utilisant des nombres, qui serait connu plus tard sous le Désignation Flamsteed. De nombreux systèmes supplémentaires ont été créées depuis que catalogues étoiles sont apparues.

Le seul organe qui a été reconnu par la communauté scientifique comme ayant l'autorité pour nommer les étoiles ou d'autres corps célestes est le Union astronomique internationale (UAI). Un certain nombre de sociétés privées (par exemple, le " International Star Registry ») prétend à vendre des noms d'étoiles; cependant, ces noms ne sont ni reconnus par la communauté scientifique, ni utilisés par eux, et beaucoup dans la communauté d'astronomie voir ces organisations fraudes qui se nourrissent de gens ignorants de la procédure d'attribution de noms étoiles.

Les unités de mesure

La plupart des paramètres stellaires sont exprimés en Unités SI par convention, mais Unités CGS sont également utilisés (par exemple, exprimer luminosité dans ergs par seconde). Messe, la luminosité, et les rayons sont généralement administrés en unités solaires, sur la base des caractéristiques du soleil:

masse solaire:	kg
luminosité solaire:	watts
rayon solaire:	m

De grandes longueurs, telles que le rayon d'une étoile géante ou la demi-grand axe d'un système d'étoile binaire, sont souvent exprimés en termes de unité astronomique (UA) -environ la distance moyenne entre la Terre et le Soleil (150.000.000 km ou 93 million miles).

Formation et évolution

Les étoiles se forment dans les nuages moléculaires; grandes régions de haute densité (bien que toujours moins denses que l'intérieur d'une terre chambre à vide) dans la milieu interstellaire. Ces nuages se composent principalement d'hydrogène, avec environ 23 à 28% d'hélium et quelques pour cent des éléments plus lourds. Un exemple d'une telle formation d'étoiles nébuleuse, est la nébuleuse d'Orion . Comme les étoiles massives sont formés à partir de ces nuages, ils éclairent puissamment et ionisent les nuages à partir de laquelle ils ont formé, créant une région H II .

Formation Protostar

La formation d'une étoile commence par une instabilité gravitationnelle l'intérieur d'un nuage moléculaire, souvent déclenchée par des ondes de choc de supernovae (explosions stellaires massives) ou la collision de deux galaxies (comme dans un galaxie hybride). Une fois qu'une région atteint une densité suffisante de matière pour satisfaire aux critères de Jeans Instabilité il commence à se effondrer sous son propre force gravitationnelle.

La conception de l'artiste de la naissance d'une étoile dans un nuage moléculaire dense image. NASA

Comme les effondrements de nuages, agglomérations individuelles de la forme de poussière et de gaz dense ce qu'on appelle les Globules de Bok. Ceux-ci peuvent contenir jusqu'à 50 masses solaires de matière. En tant que effondrements de globules et la densité augmente, l'énergie gravitationnelle est convertie en chaleur et la température se élève. Quand le nuage protostellaire a environ atteint l'état stable de équilibre hydrostatique, un formes protoétoile au cœur. Ces pré-séquence principale étoiles sont souvent entourés par un disque protoplanétaire. La période de contraction gravitationnelle dure environ 10-15 millions d'années.

Les premières étoiles de moins de deux masses solaires sont appelés Étoiles T Tauri, tandis que ceux avec une plus grande masse sont Herbig Ae / Be étoiles. Ces étoiles nouveau-nés émettent des jets de gaz le long de leur axe de rotation, la production de petites parcelles de nébulosité connu comme objets Herbig Haro- .

Séquence principale

Étoiles passent environ 90% de leur durée de vie fusion hydrogène pour produire de l'hélium dans les réactions à haute température et haute pression près de la base. Ces étoiles sont dites sur la séquence principale et sont appelés étoiles naines. À partir de la séquence principale zéro âge, la proportion d'hélium dans le noyau d'une étoile augmentera régulièrement. En conséquence, afin de maintenir le taux requis de la fusion nucléaire au cœur, l'étoile va augmenter lentement la température et la luminosité. Le Soleil, par exemple, est estimé avoir augmenté de luminosité d'environ 40% depuis qu'il a atteint la séquence principale il ya 4,6 milliards d'années.

Chaque étoile génère un vent stellaire de particules qui crée un flux continu de gaz dans l'espace. Pour la plupart des étoiles, le montant de la perte de masse est négligeable. Le Soleil perd 10 ^-14 masses solaires par an, soit environ 0,01% de sa masse totale sur toute sa durée de vie. Cependant étoiles très massives peuvent perdre 10 ^-7 à 10 ^-5 masses solaires chaque année, affectant de façon significative leur évolution. Étoiles qui commencent avec plus de 50 masses solaires peuvent perdre plus de la moitié de leur masse totale alors qu'ils restent sur la séquence principale.

Un exemple d'un Diagramme de Hertzsprung-Russell pour un ensemble d'étoiles qui comprend le Soleil (au centre). (Voir "Classification" ci-dessous.)

La durée pendant laquelle une étoile passe sur la séquence principale dépend principalement de la quantité de carburant qu'il a à brûler et la vitesse à laquelle il brûle ce combustible. En d'autres termes, sa masse initiale et sa luminosité. Pour le Soleil, ce est estimée à environ ¹⁰ 10 ans. Les grandes étoiles brûlent leur carburant très rapidement et sont de courte durée. Les petites étoiles (appelées naines rouges ) brûlent leur carburant très lentement et dernières dizaines à des centaines de milliards d'années. À la fin de leur vie, ils deviennent tout simplement gradateur et le gradateur, se fondre dans nains noirs. Toutefois, étant donné la durée de vie de ces étoiles est supérieur à l'âge actuel de l'univers (13,7 milliards années), pas de nains noirs devraient encore exister.

Outre la masse, la partie des éléments plus lourds que l'hélium peut jouer un rôle important dans l'évolution des étoiles. En astronomie tous les éléments plus lourds que l'hélium sont considérés comme un «métal», et les produits chimiques la concentration de ces éléments est appelé le métallicité. La métallicité peut influencer la durée qu'une étoile va brûler son carburant, contrôler la formation de champs magnétiques et de modifier la force du vent stellaire. Ancien, étoiles de Population II ont sensiblement moins métallicité que les étoiles plus jeunes, la population I en raison de la composition des nuages moléculaires dont ils formés. (Au fil du temps ces nuages deviennent de plus en plus enrichies en éléments plus lourds comme des étoiles âgées meurent et perdent une partie de leurs atmosphères.)

Post-séquence principale

Comme étoiles d'au moins 0,4 masses solaires épuisent leur réserve d'hydrogène à leur base, leurs couches extérieures se dilatent et fraîche pour former une géante rouge. Dans environ 5 milliards d'années, lorsque le Soleil est une géante rouge , elle se dilate jusqu'à un rayon maximal d'environ 1 UA (1,5 × 10 ¹¹ m), 250 fois sa taille actuelle. Comme un géant, le Soleil va perdre environ 30% de sa masse actuelle. Quand le soleil se dilate, Mercure et Vénus seront probablement englouties. terre sort de l 'est moins claire. On pense qu'il sera sur une orbite plus éloignée du Soleil qu'à l'heure actuelle en raison de du Soleil diminué la masse, mais en désaccord sur les modèles qu'ils échapperont être enveloppé par le Soleil Interactions de marée entre la Terre et le rouge géant Sun peuvent causer traînée supplémentaire qui pourrait causer la Terre pour retomber à une orbite plus basse et être englouti. Cependant, dans environ 1 milliard d'années, le Soleil sera 10% plus lumineux que ce est maintenant et la Terre ne sera plus dans le zone habitable près du Soleil et sera rendu sans vie.

Dans une géante rouge jusqu'à 2,25 masses solaires, la fusion de l'hydrogène se déroule dans une coquille couche entourant le noyau. Finalement, le noyau est comprimé suffisant pour démarrer la fusion d'hélium, et l'étoile maintenant rétrécit progressivement en rayon et augmente sa température de surface. Pour de plus grandes étoiles, la région de coeur transitions hydrogène directement à partir de la fusion de la fusion de l'hélium.

Après l'étoile a consommé de l'hélium à la base, la fusion continue dans une coquille autour d'un noyau chaud de carbone et d'oxygène. La star se ensuit alors un chemin évolutif qui est parallèle à la phase de géante rouge d'origine, mais à une température de surface plus élevée.

Les étoiles massives

Bételgeuse est une étoile supergéante rouge approchant de la fin de son cycle de vie

Au cours de leur phase de l'hélium-brûlant, étoiles très élevés de masse avec plus de neuf masses solaires élargir pour former supergéantes rouges. Une fois que ce carburant est épuisé à la base, ils peuvent continuer à fusionner des éléments plus lourds que l'hélium. Les contrats de base jusqu'à ce que la température et la pression sont suffisantes pour faire fondre carbone . Ce processus se poursuit, les étapes successives étant alimentées par de l'oxygène , le néon , le silicium et le soufre . Vers la fin de la vie de l'étoile, la fusion peut se produire le long d'une série de coquilles oignon-couche à l'intérieur de l'étoile. Chaque coquille fusionne un élément différent, avec le plus à l'extérieur shell fusion de l'hydrogène; l'autre coquille de fusion de l'hélium, et ainsi de suite.

La dernière étape est atteinte lorsque l'étoile commence à produire du fer . Etant donné que les noyaux de fer sont plus étroitement lié à des noyaux plus lourds, se ils sont fusionnés ils ne libèrent pas d'énergie le processus serait, au contraire, consommer de l'énergie. De même, car ils sont plus étroitement liés que tous les noyaux plus légers, l'énergie ne peut pas être libérée par la fission . En relativement vieilles étoiles, très massives, un grand noyau de fer inerte va se accumuler dans le centre de l'étoile. Les éléments plus lourds dans ces étoiles peuvent se frayer un chemin jusqu'à la surface, formant des objets évolués appelés Étoiles Wolf-Rayet qui ont un vent stellaire dense qui met l'atmosphère extérieure.

Effondrement

Une évolué, de taille moyenne étoiles va maintenant jeter ses couches externes comme nébuleuse planétaire . Si ce qui reste après l'atmosphère extérieure a été versé est inférieur à 1,4 masses solaires, il se réduit à un objet relativement petit (environ la taille de la Terre) qui ne est pas suffisamment massive pour une meilleure compression ait lieu, connu comme une naine blanche . Le électrons dégénéré matière à l'intérieur d'une naine blanche ne est plus un plasma, même si étoiles sont généralement désignées comme étant les sphères de plasma. Les naines blanches finira par se estomper dans nains noirs sur une très longue période de temps.

La nébuleuse du Crabe , vestiges d'une supernova qui a été observé pour la première vers 1050 AD

Dans les grandes étoiles, la fusion continue jusqu'à ce que le noyau de fer a pris tellement d'envergure (plus de 1,4 masses solaires) qu'il ne peut plus supporter sa propre masse. Ce noyau va soudainement se effondrer comme ses électrons sont enfoncés dans ses protons, neutrons et les neutrinos former dans un éclat de inverse désintégration bêta, ou capture d'électrons. Le onde de choc formé par cet effondrement soudain provoque le reste de l'étoile d'exploser dans une supernova . Les supernovae sont si brillantes qu'elles peuvent brièvement éclipser toute la galaxie de la maison de la star. Quand ils se produisent au sein de la Voie lactée, supernovae ont été observées historiquement par des observateurs à l'œil nu comme des «nouvelles étoiles" là où il ne en existait pas auparavant.

La plupart de la matière dans l'étoile est époustouflé par l'explosion de supernovae (nébuleuses formant tels que la nébuleuse du Crabe) et ce qui reste aura un étoile à neutrons (qui se manifeste parfois comme une pulsar ou Sursauteur X) ou, dans le cas des plus grandes étoiles (assez grandes pour laisser un reste stellaire supérieure à environ 4 masses solaires), un trou noir . Dans une étoile à neutrons la question est dans un état connu sous le nom neutrons dégénérés matière, avec une forme plus exotique de la matière dégénérée, CDQ matière, éventuellement présent dans le noyau. Dans un trou noir la question est dans un état qui ne est pas actuellement compris.

Les couches externes soufflé hors de mourir étoiles comprennent des éléments lourds pouvant être recyclés pendant la formation de nouvelles étoiles. Ces éléments lourds permettent la formation de planètes rocheuses. Le débit sortant du supernovae et le vent stellaire de grandes étoiles jouent un rôle important dans l'élaboration du milieu interstellaire.

Distribution

Une étoile naine blanche Sirius en orbite (vue d'artiste) image. NASA autour

En plus des étoiles isolées, un système multi-étoiles peut être constitué de deux ou plusieurs gravitationnellement liés étoiles qui orbite autour de l'autre. Le système multi-étoile la plus commune est une étoile binaire , mais les systèmes de trois ou plusieurs étoiles sont également trouvés. Pour des raisons de stabilité orbitale, ces systèmes multi-étoiles sont souvent organisés en ensembles hiérarchiques de binaires étoiles co-orbite. Les plus grands groupes appelés amas d'étoiles existent également. Elles vont de lâche associations stellaires avec seulement quelques étoiles, jusqu'à énormes amas globulaires avec des centaines de milliers d'étoiles.

Il a été une hypothèse de longue date que la majorité des étoiles se produit dans des systèmes multiples étoiles gravitationnellement liés. Ce est particulièrement vrai pour les étoiles O et B classe très massives, où 80% des systèmes sont soupçonnés d'être multiple. Cependant la partie des systèmes simples étoiles augmente pour les petites étoiles, de sorte que seulement 25% des naines rouges sont connues pour avoir des compagnons stellaires. Comme 85% de toutes les étoiles sont des naines rouges, la plupart des étoiles dans la Voie Lactée sont susceptibles unique de la naissance.

Étoiles ne sont pas répartis uniformément à travers l'univers, mais sont normalement regroupées en galaxies avec du gaz et de la poussière interstellaire. Une galaxie typique contient des centaines de milliards d'étoiles, et il ya plus de 100 milliards (10 ¹¹⁾ de galaxies dans l' univers observable . Se il croit souvent que les étoiles ne existent que dans les galaxies, étoiles intergalactiques ont été découverts. Les astronomes estiment qu'il ya au moins 70 sextillion (7 × 10 ²²⁾ étoiles dans l'univers observable. Ce est 230 000 000 000 fois plus que 300 milliards dans la Voie Lactée.

L'étoile la plus proche de la Terre, à part le Soleil, est Proxima Centauri , qui est 39900000000000 (10) ¹² km, ou 4,2 années-lumière. Lumière de Proxima Centauri prend 4,2 années pour atteindre la Terre. Voyageant à la vitesse orbitale de la Navette spatiale (5 miles par seconde près de 30.000 kilomètres par heure), il faudrait environ 150000 années pour y arriver. Distances de ce genre sont typique à l'intérieur disques galactiques, y compris dans le voisinage du système solaire. Les étoiles peuvent être beaucoup plus proche de l'autre dans les centres des galaxies et les amas globulaires , ou beaucoup plus loin à part dans halos galactiques.

En raison des relativement grandes distances entre les étoiles en dehors du noyau galactique, les collisions entre étoiles sont considérés comme rares. Dans les régions plus denses tels que le cœur des amas globulaires ou le centre galactique, les collisions peuvent être plus fréquents. Ces collisions peuvent produire ce qu'on appelle les traînards bleus. Ces étoiles anormales ont une température de surface plus élevée que les autres séquences principales étoiles avec la même luminosité dans le cluster.

Caractéristiques

Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre

Presque tout sur une étoile est déterminée par sa masse initiale, y compris les caractéristiques essentielles telles que la luminosité et la taille, ainsi que l'évolution de l'étoile, durée de vie, et le destin éventuel.

Âge

La plupart des étoiles sont âgés entre 1 milliard et 10 milliards d'années. Certaines étoiles peuvent même être proche de la vieille-le 13700000000 années observé âge de l'univers . La plus ancienne étoiles encore découvert, HE 1523-0901, est âgé environ 13,2 milliards d'années.

Le l'étoile plus massive, plus courte est sa durée de vie, principalement parce que les étoiles massives ont une plus grande pression sur leurs cœurs, les obligeant à brûlent de l'hydrogène plus rapidement. Les étoiles les plus massives ont une durée moyenne d'environ un million d'années, tandis que les étoiles de masse minimale (des naines rouges) brûlent leur carburant très lentement et dernières dizaines à des centaines de milliards d'années.

Composition chimique

Lorsque les étoiles se forment, ils sont composés d'environ 70% d'hydrogène et 28% d'hélium, telle que mesurée en masse, avec une petite fraction des éléments plus lourds. Typiquement la partie d'éléments lourds est mesurée en termes de la teneur en fer de l'atmosphère stellaire, que le fer est un élément commun et ses raies d'absorption sont relativement faciles à mesurer. Parce que les nuages moléculaires où les étoiles se forment sont régulièrement enrichi par des éléments plus lourds provenant d'explosions de supernovae, une mesure de la composition chimique d'une étoile peut être utilisé pour en déduire son âge. Le passage d'éléments plus lourds peut aussi être un indicateur de la probabilité que l'étoile a un système planétaire.

L'étoile la plus faible teneur en fer est jamais mesuré l'HE1327-2326 nain, avec seulement 1 / 200.000ème la teneur en fer du Soleil En revanche, l'étoile riche en super-métal μ Leonis a presque le double de l'abondance du fer comme le Soleil, tandis que l'étoile planète roulement 14 Herculis a presque le triple du fer. Il existe également chimiquement étoiles particulières qui montrent abondances inhabituelles de certains éléments dans leur spectre; en particulier le chrome et éléments de terres rares.

Diamètre

En raison de leur grande distance de la Terre, toutes les étoiles, à l'exception du Soleil apparaissent à l'œil humain comme des points brillants dans le ciel de nuit qui scintillement en raison de l'effet de l'atmosphère terrestre. Le Soleil est aussi une étoile, mais il est assez proche de la Terre à apparaître comme un disque à la place, et de fournir la lumière du jour. Autre que le Soleil, l'étoile à la plus grande taille apparente est R Doradus, avec un diamètre angulaire de seulement 0,057 secondes d'arc.

Les disques de la plupart des étoiles sont beaucoup trop petite taille angulaire à observer avec des télescopes optiques terrestres actuels, et ainsi de télescopes de l'interféromètre sont nécessaires afin de produire des images de ces objets. Une autre technique pour mesurer la taille angulaire des étoiles est à travers occultation. En mesurant précisément la baisse de luminosité d'une étoile car il est occulté par la Lune (ou l'augmentation de la luminosité quand il réapparaît), le diamètre angulaire de l'étoile peut être calculée.

Etoiles taille varie étoiles à neutrons, qui varient entre 20 et 40 km de diamètre, à supergéantes comme Bételgeuse dans la La constellation d'Orion, qui a un diamètre d'environ 650 fois plus grande que le Soleil, soit environ 0,9 milliards km. Cependant, Bételgeuse a une beaucoup plus faible densité que le Soleil

Cinématique

Le mouvement d'une étoile par rapport au Soleil peut fournir des informations utiles sur l'origine et l'âge d'une étoile, ainsi que la structure et l'évolution de la galaxie environnante. Les composants du mouvement d'une étoile sont constituées de la vitesse radiale vers ou loin du Soleil, et le mouvement angulaire traverse, qui est appelé son mouvement propre.

Vitesse radiale est mesurée par la décalage Doppler des raies spectrales de l'étoile, et est exprimée en unités de km / s. Le mouvement propre d'une étoile est déterminée par des mesures astrométriques précises en unités de millimètres secondes d'arc (de mas) par an. En déterminant la parallaxe d'une étoile, le mouvement propre peut alors être converti en unités de vitesse. Étoiles avec des taux élevés de mouvement propre sont susceptibles d'être relativement proche du Soleil, ce qui en fait de bons candidats pour les mesures de parallaxe.

Une fois les deux vitesses de déplacement sont connus, le vitesse spatiale de l'étoile par rapport au Soleil ou la galaxie peut être calculée. Parmi les étoiles proches, il a été constaté que je étoiles de population ont des vitesses généralement plus faibles que la population, II étoiles âgées. Ces derniers ont des orbites elliptiques inclinées par rapport au plan de la galaxie. Comparaison de la cinématique d'étoiles à proximité a également conduit à l'identification des associations stellaires. Ce sont des groupes les plus susceptibles d'étoiles qui partagent un point commun d'origine dans les nuages moléculaires géants.

Champ magnétique

Surface champ magnétique SU Aur (une jeune étoile de T Tauri Type), reconstruite au moyen de Imagerie Zeeman-Doppler

Le champ magnétique d'une étoile est généré au sein des régions de l'intérieur où la circulation convective se produit. Ce mouvement de fonctions de plasma conducteur, comme un dynamo, générer des champs magnétiques qui se étendent tout au long de l'étoile. La force du champ magnétique varie avec la masse et de la composition de l'étoile, et la quantité d'activité de surface magnétique dépend le taux de l'étoile de rotation. Cette activité de surface produit taches stellaires, qui sont des régions de champs magnétiques puissants et inférieure à la température de surface normales. Boucles coronales sont arquées champs magnétiques qui atteignent dans la couronne de régions actives. Éruptions stellaires sont des éclats de particules de haute énergie qui sont émis en raison de la même activité magnétique.

Young, étoiles en rotation rapide ont tendance à avoir des niveaux élevés d'activité de surface en raison de leur champ magnétique. Le champ magnétique peut agir sur le vent d'une étoile brillante, cependant, fonctionnant comme un frein pour ralentir progressivement le taux de rotation comme l'étoile grandit. Ainsi, les étoiles plus anciennes telles que le Soleil ont un taux beaucoup plus lent de rotation et un niveau inférieur d'activité de surface. Les niveaux d'étoiles tournant lentement activité ont tendance à varier de manière cyclique et peuvent fermer complètement pendant des périodes. Au cours de la minimum de Maunder , par exemple, le Soleil a connu une période de 70 ans avec presque aucune activité des taches solaires.

Masse

L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae, avec 100 à 150 fois plus massive que le Soleil; sa durée de vie est très courte seule plusieurs millions d'années tout au plus. Une étude récente de la Amas des Arches suggère que 150 masses solaires est la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers. La raison de cette limite ne est pas connu avec précision, mais il est partiellement dû à la Limite d'Eddington qui définit le montant maximum de luminosité qui peut passer à travers l'atmosphère d'une étoile sans éjecter les gaz dans l'espace.

Le nébuleuse par réflexion NGC 1999 est brillamment éclairée par V380 Orionis (centre), une étoile variable avec environ 3,5 fois la masse de l'image Soleil NASA

Les premières étoiles se forment après le Big Bang a peut-être été plus importante, jusqu'à 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d'éléments plus lourds que le lithium dans leur composition. Cette génération de supermassif, III population étoiles est éteint depuis longtemps, cependant, et actuellement seulement théorique.

Avec une masse seulement 93 fois celle de Jupiter , AB Doradus C, un compagnon de AB Doradus A, est la plus petite étoile connue subissant la fusion nucléaire dans son noyau. Pour les étoiles avec la métallicité semblable au Soleil, la masse minimale théorique de l'étoile peut avoir, et subissent encore la fusion à la base, est estimée à environ 75 fois la masse de Jupiter. Lorsque la métallicité est très faible, cependant, une récente étude des étoiles les moins brillantes constaté que la taille minimale d'étoiles semble être d'environ 8,3% de la masse solaire, soit environ 87 fois la masse de Jupiter. Corps plus petits sont appelés naines brunes, qui occupent une zone grise mal définie entre les étoiles etles géantes gazeuses.

La combinaison du rayon et la masse d'une étoile détermine la gravité de surface. Les étoiles géantes ont une densité de surface beaucoup plus faible que les étoiles de la séquence, alors que le contraire est le cas pour dégénérée, étoiles compacts comme des naines blanches. La gravité de surface peut influencer l'apparition du spectre d'une étoile, avec une gravité plus élevée entraînant un élargissement des raies d'absorption.

Rotation

Le taux de rotation des étoiles peut être approchée par mesure spectroscopique , ou plus exactement déterminée par le suivi du taux de rotation des taches stellaires. Les jeunes étoiles peuvent avoir une vitesse rapide de rotation supérieure à 100 km / s à l'équateur. La star de classe B Achernar, par exemple, a une vitesse de rotation équatoriale d'environ 225 km / s ou plus, ce qui lui donne un diamètre équatorial qui est plus de 50% supérieure à la distance entre les pôles. Ce taux de rotation est juste en dessous de la vitesse critique de 300 km / s, où la star se briserait. En revanche, le Soleil tourne uniquement une fois tous les 25 - 35 jours, avec une vitesse équatoriale de 1,994 km / s. Le champ magnétique de l'étoile et le vent stellaire servent à ralentir un taux de principale étoile de la séquence de rotation d'une quantité importante, car elle évolue sur la séquence principale.

Étoiles dégénérés ont contracté en une masse compacte, résultant en un taux de rotation rapide. Cependant ils ont des taux relativement faibles de rotation par rapport à ce qui serait attendu par la conservation de quantité de mouvement angulaire -la tendance d'un corps en rotation afin de compenser une contraction de la taille en augmentant sa vitesse de rotation. Une grande partie du moment angulaire de l'étoile est dissipée en raison de la perte de masse à travers le vent stellaire. En dépit de cela, la vitesse de rotation d'un pulsar peut être très rapide. Le pulsar au coeur de la nébuleuse du Crabe , par exemple, tourne 30 fois par seconde. Le taux de rotation du pulsar du va progressivement ralentir en raison de l'émission de rayonnement.

Température

La température de surface d'une étoile de la séquence principale est déterminée par le taux de production de l'énergie au cœur et le rayon de l'étoile et est souvent estimée à partir de la star de l'indice de couleur. Il est normalement donnée à la température effective, qui est la température d'un idéalisée corps noir qui rayonne son énergie à la luminosité par unité de surface que l'étoile. Notez que la température effective est seulement une valeur représentative, cependant, que les étoiles sont en fait un gradient de température qui diminue avec l'augmentation de la distance à partir du noyau. La température dans la région du coeur d'une étoile est plusieurs millions de kelvins .

La température stellaire permettra de déterminer le taux de l'excitation ou l'ionisation de différents éléments, ce qui entraîne des raies d'absorption caractéristiques dans le spectre. La température de surface d'une étoile, avec ses visuels magnitude et d'absorption caractéristiques absolues, est utilisé pour classer une étoile (voir classement ci-dessous).

Principales étoiles massives de séquences peuvent avoir des températures de surface de 50 000 K . Les petites étoiles comme le Soleil ont une température de surface de quelques milliers de degrés. Les géantes rouges ont des températures relativement faibles de surface d'environ 3600 K, mais ils ont aussi une haute luminosité en raison de leur grande surface extérieure.

Radiation

L'énergie produite par les étoiles, en tant que sous-produit de la fusion nucléaire, rayonne dans l'espace à la fois en tant que rayonnement électromagnétique et le rayonnement de particules. Le rayonnement de particules émise par une étoile est manifeste que le vent stellaire (qui existe comme un flux constant de particules chargées électriquement, comme gratuits protons , particules alpha, et les particules bêta, émanant des couches externes de l'étoile) et comme un flux régulier de neutrinos provenant du noyau de l'étoile.

La production d'énergie à la base est la raison pourquoi les étoiles brillent si fort: chaque fois que deux ou plusieurs noyaux atomiques d'un fusible élément ensemble pour former un noyau atomique d'un nouvel élément plus lourd, de rayons gamma photons sont libérés de la réaction de fusion nucléaire. Cette énergie est convertie en d'autres formes d' énergie électromagnétique, y compris la lumière visible , au moment où il atteint les couches externes de l'étoile.

La couleur d'une étoile, tel que déterminé par le pic de fréquence de la lumière visible, dépend de la température de couches externes de l'étoile, y compris sa photosphère. lumière visible ailleurs, les étoiles émettent aussi des formes de rayonnement électromagnétique qui sont invisibles à l'humain oeil . En fait, le rayonnement électromagnétique stellaire couvre toute spectre électromagnétique, de plus longues longueurs d'onde des ondes radio et infrarouge à des longueurs d'onde les plus courtes de rayons ultraviolets , les rayons X et les rayons gamma. Tous les composants de rayonnement électromagnétique stellaire, à la fois visibles et invisibles, sont généralement importants.

En utilisant le spectre stellaire, les astronomes peuvent également déterminer la température de surface, la gravité de surface, métallicité et la vitesse de rotation d'une étoile. Si la distance de l'étoile est connu, par exemple par mesure de la parallaxe, la luminosité de l'étoile peut être dérivé. La période masse, le rayon, la gravité de surface, et la rotation peut alors être estimée sur la base de modèles stellaires. (Mass peut être mesuré directement pour les étoiles dans systèmes binaires. La technique de microlentille gravitationnelle donnera également la masse d'une étoile.) Avec ces paramètres, les astronomes peuvent aussi estimer l'âge de l'étoile.

Luminosité

En astronomie, la luminosité est la quantité de lumière , et d'autres formes d' énergie radiante, une étoile rayonne par unité de temps . La luminosité de l'étoile est déterminée par le rayon et la température de surface. Cependant, de nombreuses étoiles ne rayonnent pas un uniforme de flux la quantité d'énergie rayonnée par unité de surface-sur toute leur surface. La rapide rotation étoile Vega, par exemple, a un flux d'énergie supérieure à ses pôles qu'à long de son équateur .

Appliqués en surface avec une température plus basse que la moyenne et de luminosité sont connus comme taches stellaires. Petites naines étoiles comme le Soleil ont généralement des disques essentiellement sans relief avec seulement de petites taches stellaires. Grandes, géants étoiles ont beaucoup plus grand, beaucoup plus évidente taches stellaires, et ils présentent également une forte stellaire assombrissement centre-bord. Autrement dit, la luminosité diminue vers le bord du disque stellaire. Naine rouge flare stars comme UV Ceti peuvent également posséder des caractéristiques de starspot éminents.

Ampleur

L'apparente luminosité d'une étoile est mesurée par sa magnitude apparente, qui est la luminosité d'une étoile par rapport à la luminosité de l'étoile, la distance de la Terre, et la modification de la lumière de l'étoile qui passe à travers l'atmosphère de la Terre. Ampleur intrinsèque ou absolue est ce que l'ampleur apparente une étoile serait si la distance entre la Terre et l'étoile étaient 10 parsecs (32,6 années-lumière), et il est directement lié à la luminosité d'une étoile.

Les deux échelles de grandeur apparente et absolues sont unités logarithmiques: une différence de nombre entier est égal en amplitude à une variation de luminosité d'environ 2,5 fois (la cinquième racine de 100 ou environ 2,512). Cela signifie qu'une première grandeur (1,00) étoile est environ 2,5 fois plus lumineux qu'un deuxième grandeur (2,00) étoiles, et environ 100 fois plus lumineux qu'un sixième grandeur (6,00) étoiles. Les étoiles plus faibles visibles à l'œil nu dans de bonnes conditions de visibilité sont une magnitude d'environ 6.

Sur les deux échelles de magnitude apparente et absolue, plus le nombre de magnitude, le plus brillant de l'étoile; plus le nombre de magnitude, la plus faible. Les étoiles les plus brillantes, de part et d'échelle, ont des numéros de magnitude négative. La variation de luminosité entre deux étoiles est calculé en soustrayant le nombre de magnitude de l'étoile brillante (m _b ) du nombre de grandeur de la plus faible étoile (m _F ), puis en utilisant la différence comme un exposant pour le nombre de base 2.512; c'est-à-dire:

variation de luminosité

Relative à la fois la luminosité et la distance de la Terre, la magnitude absolue (M) et la magnitude apparente (m) ne sont pas équivalentes pour une étoile individuelle; par exemple, l'étoile brillante Sirius a une magnitude apparente de -1,44, mais il a une magnitude absolue de 1,41.

Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, mais sa magnitude absolue est seulement 4,83. Sirius, l'étoile la plus brillante dans le ciel nocturne vu de la Terre, est environ 23 fois plus lumineuse que le Soleil, tandis que Canopus, la deuxième étoile la plus brillante dans le ciel de la nuit avec une magnitude absolue de -5,53, est d'environ 14 000 fois plus lumineuse que le soleil. Malgré Canopus étant beaucoup plus lumineux que Sirius, cependant, Sirius apparaît plus lumineuse que Canopus. Ceci est parce que Sirius est seulement 8,6 années-lumière de la Terre, tandis que Canopus est beaucoup plus loin, à une distance de 310 années-lumière.

En 2006, l'étoile à la magnitude absolue est le plus élevé connu LBV 1806-20, d'une magnitude de -14,2. Cette étoile est au moins 5.000.000 fois plus lumineuse que le Soleil Les étoiles les moins lumineuses qui sont actuellement connus sont situés dans le amas NGC 6397. Les plus faibles naines rouges dans le cluster étaient magnitude 26, tandis qu'une naine blanche 28 de magnitude a également été découvert. Ces étoiles faibles sont si faible que leur lumière est brillant comme une bougie d'anniversaire sur la Lune vu de la Terre.

Classification

Il existe différentes classifications des étoiles en fonction de leurs spectres allant de Type O , qui sont très chaud, à M , qui sont tellement cool que les molécules peuvent se former dans leurs atmosphères. Les principales classifications par ordre décroissant de la température de surface est S, B, A, F, G, K et M . Une variété de types spectraux ont des classifications rares spéciaux. Le plus commun de ceux-ci sont des types L et T , qui classent les plus froids étoiles de faible masse et les naines brunes.

Chaque lettre a 10 sous-classifications numérotés (la plus chaude à la plus froide) de 0 à 9 . Ce système correspond étroitement avec la température, mais se décompose à l'extrémité la plus chaude; classe O0 et O1 étoiles peuvent ne pas exister.

En outre, les étoiles peuvent être classées par les effets de luminosité trouvés dans leurs lignes spectrales, qui correspondent à leur taille et l'espace est déterminée par la gravité de surface. Elles vont de 0 ( hypergiants) à travers III ( géants) à V (séquence principale nains) et VII (naines blanches). La plupart des étoiles appartiennent à la séquence principale, qui se compose d'ordinaire étoiles combustion de l'hydrogène. Ceux-ci tombent le long d'une bande étroite quand graphiquement en fonction de leur magnitude absolue et de type spectral. Notre Soleil est une séquence principale G2V (nain jaune), étant de température intermédiaire et la taille ordinaire.

Nomenclature supplémentaires, sous la forme de lettres minuscules, peuvent suivre le type spectral pour indiquer particularités du spectre. Par exemple, un " e "peut indiquer la présence de raies d'émission; " m "représente exceptionnellement fortes concentrations de métaux, et" var "peut signifier des variations dans le type spectral.

Naines blanches étoiles ont leur propre classe qui commence par la lettre D . Cette situation est encore sous-divisée en classes DA , DB , DC , DO , DZ , et DQ , en fonction des types de lignes importants trouvés dans le spectre. Ceci est suivi par une valeur numérique qui indique l'indice de température.

Les étoiles variables

L'aspect asymétrique deMira, une étoile variable oscillant.NASATVHimages

Les étoiles variables ont des changements périodiques ou aléatoires de luminosité en raison de propriétés intrinsèques ou extrinsèques. Parmi les étoiles intrinsèquement variables, les principaux types peuvent être subdivisés en trois groupes principaux.

Au cours de leur évolution stellaire, certaines étoiles passent par des phases où ils peuvent devenir des variables pulsantes. Pulsation étoiles variables varient en rayon et la luminosité au fil du temps, l'expansion et de contraction avec des périodes allant de quelques minutes à plusieurs années, en fonction de la taille de l'étoile. Cette catégorie comprend Cepheid et étoiles céphéides-like, et les variables à longue période tels que Mira.

Les variables éruptives sont des étoiles qui connaissent des augmentations soudaines de luminosité en raison de fusées ou des événements d'éjection de masse. Ce groupe comprend les protoétoiles, étoiles Wolf-Rayet, et Flare étoiles, ainsi que des étoiles géantes et supergéantes.

Les variables cataclysmiques ou explosifs subissent un changement radical dans leurs propriétés. Ce groupe comprend novae et les supernovae. Un système d'étoile binaire qui comprend une naine blanche à proximité peut produire certains types de ces explosions stellaires spectaculaires, y compris le nova et une supernova de type 1A. L'explosion est créée lors de la naine blanche accumule hydrogène à partir de l'étoile compagnon, construction de la masse jusqu'à ce que l'hydrogène subit une fusion. Certains novae sont également récurrente, ayant explosions périodiques d'amplitude modérée.

Les étoiles peuvent également varier la luminosité en raison de facteurs extrinsèques, comme les binaires à éclipses, ainsi que des stars qui produisent des taches stellaires extrêmes rotation. Un exemple notable d'une binaire à éclipse est Algol, qui varie régulièrement en magnitude 2,3 à 3,5 sur une période de 2,87 jours.

Structure

L'intérieur d'une étoile stable est dans un état ​​d' équilibre hydrostatique: les forces sur tout petit volume presque exactement contrebalancent. Les forces équilibrées sont la force de gravité vers l'intérieur et vers l'extérieur une force due à la pression de gradient à l'intérieur de l'étoile. Le gradient de pression est établie par le gradient de température du plasma; la partie externe de l'étoile est plus froid que le noyau. La température au cœur d'une séquence principale ou étoile géante est au moins de l'ordre de 10 ⁷ K . La température et la pression résultant au cœur de l'hydrogène-combustion d'une étoile de la séquence principale sont suffisantes pour la fusion nucléaire de se produire et pour l'énergie suffisante pour être produites pour éviter un nouvel effondrement de l'étoile.

Comme les noyaux atomiques sont fusionnés dans le coeur, ils émettent de l'énergie sous la forme de les rayons gamma. ces photons interagissent avec le plasma environnant, en ajoutant à de l'énergie thermique à la base. Étoiles sur la séquence principale convertissent l'hydrogène en hélium, créant une proportion augmente lentement mais sûrement de l'hélium dans le noyau. Finalement, la teneur en hélium devient prédominante et la production d'énergie cesse au cœur. Au lieu de cela, pour les étoiles de plus de 0,4 masses solaires, la fusion se produit dans une coquille en expansion lentement autour du noyau d'hélium dégénérée.

En plus de l'équilibre hydrostatique, à l'intérieur d'une étoile stable également à maintenir un équilibre énergétique de équilibre thermique. Il existe un gradient de température radial dans tout l'intérieur qui se traduit par un flux d'énergie circulant vers l'extérieur. Le flux sortant de l'énergie en laissant toute couche au sein de l'étoile va correspondre exactement le flux entrant par le bas.

Ce diagramme montre une coupe transversale d'une étoile de type solaire.Image de la NASA

Le zone de rayonnement est la région à l'intérieur stellaire où le transfert radiatif est suffisamment efficace pour maintenir le flux d'énergie. Dans cette région, le plasma ne sera pas perturbé et des mouvements de masse va mourir. Si cela est le cas, cependant, le plasma devient instable et convection se produit, formant une zone de convection. Cela peut se produire, par exemple, dans les régions où les flux d'énergie très élevés se produisent, comme près de la base ou dans les zones à forte opacité dans l'enveloppe extérieure.

L'apparition de la convection dans l'enveloppe extérieure d'une étoile de la séquence principale dépend de la masse. Étoiles avec plusieurs fois la masse du Soleil ont une zone de convection profonde à l'intérieur et une zone radiative dans les couches externes. Les petites étoiles comme le Soleil sont tout le contraire, avec la zone de convection situées dans les couches externes. Les étoiles rouges nains avec moins de 0,4 masses solaires sont tout au long de convection, ce qui empêche l'accumulation d'un noyau d'hélium. Pour la plupart des étoiles les zones de convection seront également varier au fil du temps que les âges des étoiles et de la constitution de l'intérieur est modifié.

La partie d'une étoile qui est visible par un observateur est appelé photosphère. Ceci est la couche à laquelle le plasma de l'étoile devient transparent aux photons de la lumière. De là, l'énergie générée au cœur devient libre de se propager dans l'espace. Il est dans la photosphère que les taches solaires, ou les régions de basse que la température moyenne, apparaissent.

Au-dessus du niveau de la photosphère est l' atmosphère stellaire. Dans une étoile de la séquence principale comme le Soleil, le plus bas niveau de l'atmosphère est la mince région de la chromosphère, où spicules apparaissent et éruptions stellaires commencent. Elle est entourée par une région de transition, où la température augmente rapidement à une distance de seulement 100 km. Au-delà de cela est la corona, un volume de plasma surchauffé qui peut étendre vers l'extérieur à plusieurs millions de kilomètres. L'existence d'une couronne semble être dépendante d'une zone de convection dans les couches externes de l'étoile. Malgré sa haute température, la couronne émet très peu de lumière. La région de la couronne du Soleil est normalement uniquement visible lors d'une éclipse solaire .

De la couronne, unvent stellaire de particules de plasma se dilate vers l'extérieur de l'étoile, se propageant jusqu'à ce qu'il interagit avec le milieu interstellaire.Pour le Soleil, l'influence de sonvent solaire couvre toute la région en forme de bulle de l'héliosphère.

Fusion nucléaire voies réactionnelles

Vue d'ensemble de la chaîne proton-proton

Le cycle carbone-azote-oxygène

Une variété de différentes réactions de fusion nucléaire ont lieu à l'intérieur des noyaux d'étoiles, en fonction de leur masse et de composition, dans le cadre de nucléosynthèse stellaire. la masse nette de noyaux atomiques fusionnée est inférieure à la somme des constituants. Cette perte de masse est convertie en énergie, en fonction de la masse-énergie relation d'équivalence E = mc ².

Le processus de fusion de l'hydrogène est sensible à la température, de sorte qu'une augmentation modérée de la température du noyau se traduira par une augmentation significative du taux de fusion. En conséquence, la température à cœur d'étoiles de séquence principale varie seulement de 4 millions de K pour une petite étoile de classe M de 40 millions de K pour une étoile massive O-classe.

Dans le Sun, avec un noyau de 10 millions K, l'hydrogène fusionne pour former de l'hélium dans lachaîne proton-proton:

4 ¹H → 2 ²H + 2e⁺+ 2ν_e(4,0 MeV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H 2 → ³Il + 2γ(5,5 MeV)

2³Il → ⁴Il + 2¹H (12,9 MeV)

Ces réactions se traduisent par la réaction globale:

4¹→ H⁴He + 2e⁺+ 2γ + 2ν_e(26,7 MeV)

où e ⁺ est un positron, γ est un photon de rayons gamma, ν _e est une neutrinos, et H et Il sont les isotopes de l'hydrogène et de l'hélium, respectivement. L'énergie libérée par cette réaction est en millions d'électron-volts, qui est en fait seulement une petite quantité d'énergie. Toutefois un nombre considérable de ces réactions se produisent constamment, produire toute l'énergie nécessaire pour soutenir la sortie de l'étoile de rayonnement.

Dans étoiles plus massives, de l'hélium est produit dans un cycle de réactionscatalyséespar l'atome de carbonedu cycle carbone-azote-oxygène.

Dans étoiles évoluées avec des noyaux à 100 millions de K et des masses entre 0,5 et 10 masses solaires, l'hélium peut être transformé en carbone dans laréaction triple alpha qui utilise l'élément intermédiairebéryllium:

⁴He +⁴He + 92 keV → ^{8 *}Soyez

⁴He +^{8 *}Be + 67 keV →^{12 *}C

^{12 *}C → ¹²C + γ + 7,4 MeV

Pour une réaction globale de:

3⁴He →¹²C + γ + 7,2 MeV

Dans les étoiles massives, des éléments plus lourds peuvent aussi être brûlés dans un noyau de passation de marchés à travers le processus de gravure de néon et processus de combustion de l'oxygène. La dernière étape dans le processus nucléosynthèse stellaire est le processus de gravure de silicium qui se traduit par la production de l'isotope stable fer 56. Fusion ne peut pas aller plus loin, sauf à travers un processus endothermique, et ainsi de loin l'énergie ne peut être produite par l'effondrement gravitationnel.

L'exemple ci-dessous montre la quantité de temps requise pour une étoile de 20 masses solaires à consommer la totalité de son combustible nucléaire. Comme une étoile de la séquence principale O-classe, il serait 8 fois le rayon solaire et 62 000 fois la luminosité du Soleil.