L; evolutia; pânze
Dar trebuie remarcat faptul că niciuna dintre reacțiile de fuziune implicate nu este spontană: ele sunt întotdeauna un răspuns la gravitație. În momentul formării lor, stelele strălucesc doar pentru că, prin contractarea asupra lor sub efectul propriei lor greutăți, energia gravitațională potențială a materiei este transformată în căldură și radiații. Aprinderea, apoi arderea hidrogenului care rezultă, este ea însăși reglată prin gravitație: învelișul stelar continuă să cântărească cu toată greutatea sa pe inima stelei unde au loc reacțiile termonucleare și este folosit un fel de supapă pentru a preveni fuga sau slăbirea proces de topire. Când hidrogenul este epuizat, gravitația este din nou cea care determină din nou contracția să permită o nouă creștere a temperaturilor și va permite (sau nu) dacă nivelul este suficient începutul reacțiilor de fuziune a heliului. Și așa mai departe, când heliul central se epuizează.
Toate acestea explică de ce masa este într-adevăr factorul cheie în evoluția stelară. Stelele mai puțin masive (cele a căror masă este mai mică de o treime din masa Soarelui), de exemplu, nu vor reuși să-și aprindă rezervele de heliu și vor ieși fără a deveni giganți roșii. În schimb, doar cele mai masive stele (să spunem dincolo de 8-10 mase solare) vor reuși să depășească stadiul de ardere a nucleelor de heliu și să se angajeze în cel al arderii nucleelor de carbon., Oxigenul și azotul prezente în inimă . Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât viața ei este mai bogată în aventuri.
Cu o complicație suplimentară totuși. Toate stelele își pierd masa în timpul existenței lor și, astfel, într-un fel modifică regulile jocului evoluției lor. În general, pierderea lor de masă se datorează în principal vântului stelar. Pentru cei care nu sunt foarte masivi, cum ar fi Soarele, această pierdere de masă este minoră, atâta timp cât se relaxează pe secvența principală, spre deosebire de ceea ce se observă deja pentru stelele foarte masive. Dar fenomenul crește întotdeauna în timp. La sfârșitul fazei gigantice roșii, toate stelele experimentează o hemoragie care le îndepărtează cea mai mare parte a anvelopei. Un alt aspect al evoluției stelare apare din nou când observăm că stelele trăiesc cel mai adesea în perechi. Când cele două componente sunt procesate, transferurile de materiale pot avea loc de la una la alta. Înțelegem că destinele lor se pot bifurca brusc la opțiunea de întinerire accelerată (sau de îmbătrânire!) Cure.
Secvența principală *
Aprinderea reacțiilor nucleare marchează instalarea pe secvența principală. Va fi o etapă mult mai stabilă și, de asemenea, cea mai lungă fază din istoria vedetei. Punctul său de plecare, de la care este definită de obicei vârsta unei stele, se numește vârsta zero. Pe o diagramă HR, stelele unei compoziții chimice date, se așează în funcție de masa lor pe o linie numită secvența principală de vârstă zero sau ZAMS (= Secvența principală de vârstă zero).
De acolo, și pe parcursul celor nouă zecimi din viața lor nucleară, stelele nu vor avea altă ocupație decât aceea de a-și converti în inimă nucleele de hidrogen în nuclee de heliu. Acesta este cel mai eficient mod de a produce energie, iar rezervele de hidrogen în comparație cu cele ale celorlalți constituenți ai unei stele, înțelegem că această așa-numită secvență principală, care este și cea în care se găsește Soarele pentru 4,5 miliarde ani, corespunde epocii de aur a unei existențe stelare. Este, de asemenea, o fază de mare stabilitate. Raza și luminozitatea unei stele se schimbă puțin în timpul șederii sale pe secvența principală. S-ar putea să apară erupții care afectează doar straturile periferice ale stelelor, dar ele nu afectează în niciun fel fluxul mediu de energie radiată care rămâne extrem de stabil. Pierderea de masă prin efectul vânturilor stelare rămâne, de asemenea, foarte limitată, chiar și în cazul celor mai masive stele, care sunt mai afectate de fenomen.
Conversia hidrogenului în heliu are loc în esență în conformitate cu două lanțuri: reacțiile proton-proton și inelul CNO al Bethe, unde carbonul joacă un rol de catalizator. Primele sunt în mare măsură dominante în stelele mai puțin masive și rămân principalul mecanism de producere a energiei în Soarele nostru. Cu toate acestea, ciclul CNO devine din ce în ce mai important pe măsură ce sunt luate în considerare stele din ce în ce mai masive, devenind în cele din urmă mecanismul aproape exclusiv pentru producerea de energie în stele.
Durata de timp în care o stea rămâne în secvența principală depinde în mod direct de viteza cu care își risipește rezervele de hidrogen și de cantitatea inițială a acestora. Deoarece acest consum este el însuși legat de masa stelei, prin relația masă-luminozitate, putem exprima durata de viață a stelei pe secvența principală în funcție de masa sa inițială.
Durata T este proporțională cu masa disponibilă, împărțită la luminozitate. Este:
Prin exprimarea în (1) a valorii lui L conform cu (2), vine imediat:
Marea cotă
Când hidrogenul prezent în nucleul stelar este complet epuizat, producția de energie se oprește. Presiunea și temperatura sunt atunci insuficiente pentru nucleele de heliu, acum doar ocupanții din regiunile centrale ale stelei, la rândul lor, pot fuziona. Totuși, acest lucru rămâne posibil, dar ceea ce urmează depinde de masa stelei în cauză. Stelele a căror masă este mai mică de 0,3 mase solare, adică piticele roșii, sunt astfel scoase din joc de acum înainte. Nu mai pot face mai bine decât să se răcească la nesfârșit în timp ce se contractă sub propria greutate până când sunt, fără îndoială, blocați de o concentrație din ce în ce mai importantă de materie degenerată. Ea devine o pitică albă, adică un cadavru stelar, foarte compact, aproximativ de mărimea Pământului. Pentru celelalte vedete, aventura continuă și le va transforma în uriași.