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Les tailles des étoiles sont tracées dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. Les tailles vont du super géant au nain brun. La perception de la taille d'une étoile peut également être affectée par la proximité et la luminosité des étoiles. En termes simples, un nain blanc à proximité peut sembler plus brillant qu'un Super Giant rouge lointain. Il existe également une multitude d'autres facteurs qui affectent notre perception de la taille d'une étoile et que les astronomes recherchent et découvrent constamment.
Super étoiles géantes
Les étoiles connues sous le nom de super géants sont des étoiles lumineuses dont la masse est plus de 10 fois supérieure à celle de notre soleil et ont commencé à se décomposer. Avec ces étoiles, les noyaux se contractent, chauffent et chauffent pour fondre l'hélium en carbone et en oxygène. Lorsque ces étoiles se développent, elles se rapprochent de la taille des orbites des planètes extérieures. Si cela se produit, ils deviennent des super géants rouges. À mesure que l'étoile se désintègre, le mélange de carbone et d'oxygène se comprime dans le noyau et chauffe, se fondant en un mélange de néon, de magnésium et d'oxygène. La fusion de l’hydrogène et de l’hélium s’éloigne et forme des coquilles imbriquées autour du noyau. Lorsque la fusion du carbone s'éteint, le mélange restant de néon, de magnésium et d'oxygène pénètre également dans une coque. Les super géants rouges peuvent également se contracter, se réchauffer et former des super géants bleus.
Étoiles géantes
Les étoiles géantes commencent avec une masse d'environ 0,8 à environ 10 fois la masse solaire de notre soleil. Au fur et à mesure de leur évolution, le carburant dans le noyau s'épuise et le noyau d'hélium se contracte, se réchauffe puis se dilate pour former une enveloppe autour de l'ancien noyau. Lorsque cela se produit, l'étoile devient plus brillante et se développe, et elle devient un géant rouge.
Séquence principale Etoiles naines blanches
Les étoiles naines blanches de la séquence principale, comme notre soleil, sont au centre de leur évolution. Dans cette phase, l'hélium du noyau se transforme en hydrogène. Ces étoiles ont une masse de 75 à 120% de la masse de notre soleil. Les étoiles de la séquence principale se développent pour devenir des étoiles géantes ou super géantes lorsque le noyau d’hydrogène s’épuise. Cette progression, appelée évolution solaire, varie considérablement dans le temps. Plus la masse de l'étoile est élevée, plus son cycle d'évolution est court, car les étoiles de masse supérieure utilisent leur carburant à l'hydrogène beaucoup plus rapidement que les étoiles de masse inférieure. Ce processus peut prendre à peine 2 millions d’années pour les étoiles de grande masse. Les étoiles de plus petite masse peuvent durer de 3 à 12 milliards d'années, soit à peu près le même temps que celui prévu pour la galaxie.
Nains bruns
Les étoiles naines brunes n'ont pas assez de masse pour exécuter tout le processus de fusion nucléaire et passer de la séquence principale à des étoiles géantes ou super géantes. Si leur masse est comprise entre 12 masses de Jupiter et 78 masses de Jupiter, elles fondent le deutérium, qui est de l'hydrogène lourd avec un neutron supplémentaire, à l'hélium. Si elles sont inférieures à 13 masses de Jupiter, la fusion cesse complètement.