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Peu d'infos sur étoiles

Une étoile est une sphère lumineuse de plasma tenu ensemble par sa propre gravité. L'étoile la plus proche de la Terre est le Soleil. D'autres étoiles sont visibles à l'oeil nu de la Terre pendant la nuit, apparaissant comme une multitude de points lumineux fixes dans le ciel en raison de leur immense distance de la Terre. Historiquement, les étoiles les plus importantes ont été regroupées en constellations et astérismes, et les étoiles les plus brillantes ont gagné des noms propres. catalogues extensifs d'étoiles ont été assemblés par des astronomes, qui fournissent des désignations d'étoile normalisés.

Pendant au moins une partie de sa durée de vie, une étoile brille en raison de la fusion thermonucléaire de l'hydrogène en hélium dans son noyau, libérant de l'énergie qui traverse l'intérieur de l'étoile, puis rayonne dans l'espace. Lorsque l'hydrogène dans le noyau d'une étoile est presque épuisé, presque tous les éléments naturels plus lourds que l'hélium sont créés par nucléosynthèse stellaire pendant la vie de l'étoile et, pour certaines étoiles, par nucléosynthèse supernova quand elle explose. Vers la fin de sa durée de vie, une étoile peut également contenir de la matière dégénérée. Les astronomes peuvent déterminer la masse, âge, métallicité (composition chimique), et beaucoup d'autres propriétés d'une étoile en observant son mouvement à travers l'espace, luminosité, et le spectre respectivement. La masse totale d'une étoile est le principal déterminant de son évolution et son sort éventuel. D'autres caractéristiques d'une étoile, dont le diamètre et la température, changer sur sa vie, tandis que l'environnement de l'étoile affecte sa rotation et le mouvement. Une parcelle de la température de beaucoup d'étoiles contre leurs luminosités, connu comme un Hertzsprung–Russell diagramme (H–R diagramme), permet à l'état d'une étoile âge et évolutive à déterminer.

La vie d'une étoile commence avec l'effondrement gravitationnel d'une nébuleuse gazeuse de matériau composé principalement d'hydrogène, ainsi que l'hélium et des traces d'éléments plus lourds. Lorsque le noyau stellaire est suffisamment dense, l'hydrogène devient progressivement converti en hélium par fusion nucléaire, libérant de l'énergie dans le processus. Le reste de l'intérieur de l'étoile transporte de l'énergie loin de l'âme à travers une combinaison de processus radiatifs et convectifs. la pression interne de l'étoile empêche de s'effondrer en outre sous sa propre gravité. Lorsque le combustible d'hydrogène au niveau du noyau est épuisé, une étoile avec au moins 0.4 fois la masse du Soleil se développe pour devenir une géante rouge, dans certains cas de fusion des éléments plus lourds au cœur ou dans des coquilles autour du noyau. L'étoile évolue ensuite en une forme dégénérée, recycler une partie de sa matière dans le milieu interstellaire, où elle contribuera à la formation d'une nouvelle génération d'étoiles, avec une proportion plus élevée d'éléments lourds. pendant ce temps, le noyau devient un vestige stellaire: une naine blanche, une étoile à neutrons, ou (si elle est suffisamment massif) un trou noir.

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