Astronomie

Combien de temps faut-il à une étoile pour passer de la séquence principale à la géante rouge ?

Combien de temps faut-il à une étoile pour passer de la séquence principale à la géante rouge ?


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J'ai lu qu'il faut des milliards d'années aux étoiles d'environ la taille du Soleil pour traverser la séquence principale, après quoi elles entreront dans la phase de géante rouge. Lorsque cela se produit, combien de temps faut-il à l'étoile pour s'envoler vers l'extérieur lorsqu'elle devient une géante rouge ?


Il faut environ un milliard d'années à une étoile comme le Soleil pour passer de la fin de la combustion du cœur de l'hydrogène au début de la combustion du cœur de l'hélium. On pourrait cependant ne pas appeler cette phase entière une phase de géante rouge, car le processus de gonflement prend un certain temps à démarrer. Pendant ce temps, l'étoile est ce qu'on appelle une "sous-géante", plutôt qu'une géante rouge, et physiquement la différence est que dans une géante rouge à part entière, les électrons dans le noyau ont perdu tellement de chaleur qu'ils se rapprochent proche de leur état fondamental de mécanique quantique. Cela implique que le noyau est très petit, de la taille de la Terre, donc beaucoup de chaleur doit être perdue avant que l'étoile n'atteigne cet état.

Après cela, nous pouvons dire que l'étoile est une géante rouge, mais elle ne sera pas si grande tant que le noyau n'aura pas accumulé plus de masse. Une boule d'électrons près de leur état fondamental rétrécira à mesure que la masse lui sera ajoutée, et à mesure que le noyau se rétrécit, les électrons acquièrent de l'énergie cinétique, et surtout, les ions hélium aussi. Lorsque la masse du noyau devient suffisamment grande, l'hélium obtient suffisamment d'énergie cinétique pour démarrer la fusion, et c'est la fin de la phase de géante rouge. L'étoile cesse de s'étendre et se contracte à la place vers la "branche horizontale". La majeure partie de l'énorme expansion se produit vers la fin de ce processus, de sorte que le Soleil ressemblera à une géante rouge pendant peut-être moins de 100 millions d'années, selon la taille et le rouge que vous voulez qu'il soit pour compter. Une source raisonnable est https://www.space.com/22471-red-giant-stars.html.


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Au stade T-Tauri, une jeune étoile commence à produire des vents forts, qui repoussent le gaz et les molécules environnants. Cela permet à l'étoile en formation de devenir visible pour la première fois. Les scientifiques peuvent repérer une étoile au stade T-Tauri sans l'aide d'ondes infrarouges ou radio.


Combien de temps faut-il à une étoile pour passer de la séquence principale à la géante rouge ? - Astronomie

Tout au long de la longue étape de la séquence principale, la compression implacable de la gravité est équilibrée par la pression vers l'extérieur des réactions de fusion nucléaire dans le cœur. Finalement, l'hydrogène dans le noyau est entièrement converti en hélium et les réactions nucléaires s'arrêtent. La gravité prend le dessus et le noyau rétrécit. Les couches à l'extérieur du noyau s'effondrent également, celles plus proches du centre s'effondrent plus rapidement que celles proches de la surface. Au fur et à mesure que les couches s'effondrent, le gaz se comprime et se réchauffe.

Finalement, la couche juste à l'extérieur du noyau appelée "couche de coquille" devient suffisamment chaude et dense pour que la fusion commence. La fusion dans la couche juste à l'extérieur du noyau est appelée coquille qui brûle. Cette fusion est très rapide car la couche de coque continue de se comprimer et d'augmenter en température. La luminosité de l'étoile augmente à partir de sa valeur de séquence principale. L'enveloppe de gaz entourant le noyau souffle vers l'extérieur sous l'action de la pression extérieure supplémentaire. Au fur et à mesure que l'étoile commence à s'étendre, elle devient un sous-géante et puis un géant rouge.

À la surface gonflée, la quantité accrue d'énergie est répartie sur une plus grande surface de sorte que chaque centimètre carré sera plus frais. La surface aura une couleur rouge parce qu'elle est trop froide et qu'elle sera beaucoup plus éloignée du centre que pendant la séquence principale. Malgré sa température de surface plus froide, la géante rouge est très lumineuse en raison de sa énorme superficie. Lorsque le Soleil deviendra une géante rouge, Mercure et Vénus seront engloutis par le Soleil et peut-être la Terre aussi. Même si la Terre n'est pas engloutie, les conditions à sa surface deviendront impossibles à la vie. La luminosité accrue du Soleil réchauffera tellement la surface de la Terre que l'eau des océans et de l'atmosphère s'évaporera. Les étoiles massives de la séquence principale s'étendront beaucoup plus loin pour devenir supergéantes. Bételgeuse, l'étoile rouge vif dans le coin supérieur gauche de la constellation d'Orion, est un exemple d'étoile supergéante. Si elles étaient placées au centre de notre système solaire, toutes les planètes jusqu'à Jupiter seraient à l'intérieur de Bételgeuse. Quelques supergéantes sont encore plus grosses que Bételgeuse !

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Image HST prise en UV (à gauche) -- Image ALMA prise à une longueur d'onde submillimétrique (à droite)

Les géantes rouges peuvent avoir de forts "vents" qui dissipent plus de masse que tous les vents stellaires qui se sont produits pendant la longue étape de la séquence principale. Cependant, la majeure partie de la masse de l'étoile sera perdue au stade du "dernier souffle" (nébuleuse planétaire ou supernova) décrit ci-dessous. Tout au long de la vie de l'étoile après le début des réactions nucléaires, elle a perdu de la masse en convertissant une partie de la masse en énergie et une autre masse a été perdue dans le vent. Cela signifie que même si une géante rouge est grande en termes de taille linéaire, elle est moins massif que la star de la séquence principale d'où il vient. Une géante rouge a les extrêmes de température et de densité : sa surface est froide et de très faible densité, tandis que son noyau est très chaud et extrêmement dense.

Étape 6 : Fusion du noyau

Si l'étoile est suffisamment massive, la gravité peut comprimer suffisamment le noyau pour créer des températures suffisamment élevées, 100 millions de K, pour commencer à fusionner l'hélium, ou des températures de milliards de Kelvin pour fusionner des éléments plus lourds si elle répète cette étape. Dans les étoiles de faible masse (comme le Soleil), le début de la fusion de l'hélium peut être très rapide, produisant une explosion d'énergie appelée flash d'hélium. Finalement, la vitesse de réaction se stabilise. La fusion dans le noyau pendant cette étape libère plus d'énergie/seconde que la fusion du noyau de l'étape de séquence principale, donc l'étoile est plus grosse, mais stable ! L'équilibre hydrostatique est rétabli jusqu'à épuisement du combustible du cœur.

Les étoiles entrant et sortant de cette étape peuvent créer des conditions à l'intérieur qui piègent leur énergie rayonnée dans leurs couches externes. La pression thermique vers l'extérieur augmente suffisamment pour dilater les couches externes de l'étoile. L'énergie piégée est capable de s'échapper lorsque les couches externes sont dilatées et que la pression thermique chute. La gravité prend le dessus et l'étoile rétrécit, mais elle rétrécit au-delà du point d'équilibre. L'énergie est à nouveau piégée et le cycle continue.

Dans les étoiles ordinaires, l'équilibre hydrostatique agit pour amortir (diminuer) les pulsations. Mais les étoiles entrant et sortant de l'étape 6 peuvent brièvement (en termes de durée de vie des étoiles !) créer des conditions dans lesquelles la pression et la gravité sont désynchronisées et les pulsations se poursuivent pendant un certain temps. Les étoiles plus grandes et plus lumineuses pulseront avec des périodes plus longues que les étoiles plus petites et plus faibles parce que la gravité met plus de temps à tirer les couches externes plus étendues des étoiles plus grandes. le relation période-luminosité peut être utilisé pour déterminer les distances de ces étoiles lumineuses à partir de la loi carrée inverse de la luminosité de la lumière. Les étoiles de ce type sont appelées Variables des céphéides, un type d'étoile très important pour définir l'échelle de l'univers, discuté dans le chapitre sur la Voie lactée.

Cette image de NGC 3603 du télescope spatial Hubble (avec l'aimable autorisation du Space Telescope Science Institute) capture le cycle de vie des étoiles en une seule vue. D'en bas à droite en haut à gauche, vous voyez : des nuages ​​sombres et un pilier gazeux géant avec des étoiles embryonnaires à la pointe aux disques circumstellaires autour des jeunes étoiles aux étoiles de la séquence principale dans un amas au centre à une supergéante avec un anneau et un écoulement bipolaire en haut à gauche de centre vers la fin du cycle de vie.

Étape 7 : Géante rouge ou supergéante

Lorsque le combustible du cœur s'épuise à nouveau, le cœur reprend son effondrement. Si l'étoile est suffisamment massive, elle répétera l'étape 5. Le nombre de fois qu'une étoile peut parcourir les étapes 5 à 6 à 7 dépend de la masse de l'étoile. Chaque fois au cours du cycle, l'étoile crée de nouveaux éléments plus lourds dans son noyau (étape 6) à partir des cendres des réactions de fusion du cycle précédent. Cette création d'éléments plus lourds à partir d'éléments plus légers est appelée nucléosynthèse stellaire. Pour les étoiles les plus massives, cela se poursuit jusqu'à la production de fer dans le noyau. Les étoiles comme notre Soleil ne synthétiseront des éléments que jusqu'au carbone et à l'oxygène dans leur noyau. Chaque répétition des étapes 5 à 6 à 7 se produit sur une période de temps plus courte que la répétition précédente. La fusion du carbone se produit à environ 600 millions de K, la fusion au néon se produit à environ 1,2 milliard de K, la fusion à l'oxygène se produit à environ 1,5 milliard de K et la fusion au silicium se produit à environ 2,7 milliards de K.

Jusqu'à la production de fer dans les étoiles les plus massives, le processus de fusion nucléaire est capable de créer de l'énergie supplémentaire à partir de la fusion de noyaux plus légers. Mais la fusion des noyaux de fer absorbe énergie. Le noyau de fer se forme juste dans la dernière an du stade supergéant. Le noyau des étoiles massives implose et la densité devient si grande que les protons et les électrons se combinent pour former des neutrons + des neutrinos et les couches externes sont éjectées dans une énorme explosion de supernova. Les étoiles de faible masse les plus courantes auront une mort plus douce, formant une nébuleuse planétaire.


ÉVOLUTION DE L'ATMOSPHÈRE DE LA TERRE

Évolution atmosphérique et hypothèse de Gaïa

Selon les théories acceptées de l'évolution des étoiles de la séquence principale, dont le Soleil est un membre typique, la luminosité solaire n'a cessé d'augmenter d'environ 40 % depuis la formation du Soleil. La température moyenne de surface d'une planète comme la Terre est déterminée par le bilan énergétique. Si la composition de l'atmosphère était restée inchangée, la température moyenne à la surface de la Terre aurait été inférieure au point de congélation de l'eau il y a environ 2 milliards d'années. Mais les archives sédimentaires montrent que l'eau liquide a toujours été présente sur Terre. Une résolution plausible du paradoxe du « jeune soleil faible » est que l'atmosphère primitive contenait plus de gaz à effet de serre (par exemple, le CO 2). Deux gaz à effet de serre autres que le CO2 qui ont également été considérés pour ce rôle sont l'ammoniac et le méthane. Les deux gaz ont de fortes bandes d'absorption qui se situent dans la gamme de longueurs d'onde spectrales ou « fenêtre » où la Terre renvoie la majeure partie de l'énergie solaire qu'elle reçoit vers l'espace, mais en dehors du CO primaire2 bande d'absorption à 15 µm. Leurs abondances (rapports de mélange) dans l'atmosphère dépendront de leurs taux de production et de destruction. Les plus grandes sources actuelles de méthane et d'ammoniac sont biologiques, et cela a probablement été également le cas à l'époque. Alors que l'ammoniac est un absorbeur très efficace du rayonnement infrarouge, il est facilement détruit par le rayonnement UV et il est peu probable qu'il ait été suffisamment abondant dans l'atmosphère archéenne. Le méthane, quant à lui, a une durée de vie chimique de 10 ans : CH4 est stable par rapport à l'oxygène moléculaire, mais la réaction avec les radicaux hydroxyles (OH) de la photolyse de la vapeur d'eau produit du CH3, qui réagit facilement avec O2. En l'absence d'oxygène pour éliminer l'hydrogène également produit par photolyse, l'OH peut se recombiner avec H et n'est plus un puits efficace pour le méthane. Le taux de production moderne peut maintenir un CH4 rapport de mélange de 10 -3 dans une atmosphère anoxique, un niveau qui peut agir de concert avec une quantité modeste de CO atmosphérique2 maintenir les températures archéennes au-dessus du point de congélation. Cependant, la principale source moderne de méthane est le microbiote dans les intestins anoxiques des termites et des ruminants. On ne sait pas quels seraient les taux de production au Précambrien avant que les animaux n'existent.

Il a été suggéré que l'existence et l'évolution de la vie sur cette planète peuvent avoir eu un impact profond sur le climat en régulant les quantités de CO2 et d'autres molécules à effet de serre dans l'atmosphère, ou en contrôlant la production d'aérosols et en modulant ainsi la formation des nuages. Les observations du rôle fondamental de la biologie dans le cycle des gaz atmosphériques sont l'une des bases de l'hypothèse « Gaia » dans laquelle la biosphère est conçue comme régulant le climat pour maintenir des conditions propices à l'activité biologique. La capacité de la biosphère à maintenir un environnement global optimal pour la vie est connue sous le nom d'homéorrhée. Que l'atmosphère terrestre ait été soumise à l'homéorrhée de la biosphère tout au long de sa longue histoire est une hypothèse intrigante mais difficile à prouver. Les enquêtes sur l'évolution de l'atmosphère de la Terre ne sont pas seulement aux prises avec des questions profondes sur l'habitabilité de notre planète, mais abordent également l'existence et la détection possibles de planètes habitables et de vie autour d'autres étoiles. La société humaine, par la combustion rapide de composés organiques enfouis (combustibles fossiles), la déforestation et la modulation de l'albédo planétaire, influence désormais l'évolution de l'atmosphère et du climat. Quel genre de rôle de rétroaction nous jouerons finalement dans l'évolution continue de l'atmosphère et du climat de notre planète reste à voir.


Combien de temps faut-il à une étoile pour passer de la séquence principale à la géante rouge ? - Astronomie

Toutes les étoiles suivent la même série d'étapes de base dans leur vie : la séquence principale du nuage de gaz, le reste de la géante rouge (nébuleuse planétaire ou supernova). La durée de vie d'une étoile à chaque étape, qu'une nébuleuse planétaire se forme ou qu'une supernova spectaculaire se produise, et le type de reste qui se formera dépend de la masse initiale de l'étoile.

L'évolution des étoiles dépend de leur masse (au début de la fusion uniquement) *

* avec un tout petit peu de dépendance à la composition chimique

Étape 1 : Nuage moléculaire géant

UNE nuage moléculaire géant est un grand nuage de gaz dense (avec de la poussière) suffisamment froid pour que des molécules se forment. Des milliers de nuages ​​moléculaires géants existent dans la partie disque de notre galaxie. Chaque nuage moléculaire géant contient de 100 000 à quelques millions de masses solaires de matière.

Un exemple proche est le complexe de nuages ​​moléculaires d'Orion qui s'étend de la ceinture de la constellation d'Orion à son épée dont la nébuleuse d'Orion fait partie. Le complexe d'Orion se trouve à environ 1340 années-lumière, plusieurs centaines d'années-lumière de diamètre, et a suffisamment de matière pour former plusieurs dizaines de milliers de soleils. Les nuages ​​​​moléculaires géants contiennent de la poussière pour protéger les parties les plus denses du rayonnement intense des étoiles proches afin que des molécules puissent s'y former. Par conséquent, ils sont très sombres et très froids avec une température d'environ 10 K seulement. En plus de la molécule la plus courante, l'hydrogène moléculaire, plus de 80 autres molécules ont été découvertes dans les nuages, des plus simples comme le monoxyde de carbone aux molécules organiques complexes telles que comme le méthanol et l'acétone. Des radiotélescopes sont utilisés pour observer ces nuages ​​très sombres et froids. Les nuages ​​sont denses par rapport au reste du gaz entre les étoiles mais sont quand même beaucoup moins denses que l'atmosphère d'une planète. Les densités de nuages ​​typiques sont de 100 à 1000 molécules par centimètre cube, tandis que chaque centimètre cube de l'air que vous respirez contient environ 2,5 &# 215 10 19 molécules --- un nuage moléculaire est des dizaines à des centaines de fois "plus vide" que les meilleures chambres à vide que nous avons sur Terre!

Dans les parties d'un nuage moléculaire géant où des étoiles très chaudes (de type O et B) se sont formées, l'hydrogène gazeux qui les entoure peut être amené à briller dans la bande visible pour faire ce qu'on appelle un Région H II. La nébuleuse d'Orion en est un exemple. C'est la tache floue que vous pouvez voir dans la partie épée de la constellation d'Orion. C'est une bulle d'environ 26 années-lumière de diamètre qui a éclaté d'un côté du complexe d'Orion.

La nébuleuse est éclairée par la fluorescence de l'hydrogène gazeux autour d'une étoile de type O dans l'amas Trapèze de quatre étoiles au cœur de la nébuleuse. L'étoile de type O est si chaude qu'elle produit une grande quantité de lumière ultraviolette. La lumière ultraviolette ionise l'hydrogène gazeux environnant. Lorsque les électrons se recombinent avec les noyaux d'hydrogène, ils produisent de la lumière visible. Plusieurs étoiles encore en formation sont vues à proximité des étoiles Trapèze. Ils apparaissent comme des taches oblongues dans la figure ci-dessous avec leur grand axe pointé vers les étoiles chaudes du trapèze. Si vous sélectionnez l'image, une vue agrandie de l'amas Trapezium apparaîtra dans une autre fenêtre. Les deux images proviennent du télescope spatial Hubble (avec l'aimable autorisation du Space Telescope Science Institute).

Les régions H II marquent les sites de formation d'étoiles car elles sont formées par de jeunes étoiles chaudes. Rappelons du tableau au début du chapitre que les étoiles de type O ne vivent que quelques millions d'années, un temps très court pour une étoile ! Ils ne vivent pas assez longtemps pour quitter leur lieu de formation. Derrière la partie visible de la nébuleuse d'Orion se trouve une région beaucoup plus dense de gaz et de poussière qui est suffisamment froide pour que des molécules se forment. Plusieurs centaines d'étoiles se forment maintenant à l'intérieur de la nébuleuse d'Orion.

Des fragments de nuages ​​​​moléculaires géants avec des dizaines à des centaines de masses solaires de matière commenceront à s'effondrer pour une raison quelconque à peu près au même moment. Les mécanismes de déclenchement possibles pourraient être une onde de choc provenant de l'explosion d'une étoile massive proche à sa mort ou du passage du nuage à travers des régions de gravité plus intense que celles trouvées dans les bras spiraux des galaxies spirales. Ces ondes de choc compriment suffisamment les nuages ​​de gaz pour qu'ils s'effondrent gravitationnellement. Les nuages ​​de gaz peuvent commencer à s'effondrer sans aucune force extérieure s'ils sont suffisamment froids et suffisamment massifs pour s'effondrer spontanément. Quelle que soit la raison, le résultat est le même : les amas de gaz se compressent pour devenir des protoétoiles.

Étape 2 : Protostar

Une protoétoile atteindra une température de 2000 à 3000 K, suffisamment chaude pour briller d'un rouge terne avec la majeure partie de son énergie dans l'infrarouge. Le cocon de gaz et de poussière qui les entoure bloque la lumière visible. La poussière environnante se réchauffe suffisamment pour produire de grandes quantités d'infrarouges et la poussière plus froide plus loin brille avec l'énergie des micro-ondes. Ce rayonnement électromagnétique de longueur d'onde plus longue peut traverser la poussière. Les télescopes infrarouges sont capables d'observer les protoétoiles elles-mêmes et leurs cocons dans les nuages ​​de poussière de notre galaxie tandis que les télescopes à micro-ondes sondent les régions environnantes. La puissance des détecteurs infrarouges est illustrée dans les images ci-dessous. La partie de la nébuleuse au-dessus et à droite des étoiles Trapèze forme en fait de nombreuses étoiles. Ils ne peuvent être vus que dans les images infrarouges sur le côté droit des figures. Si vous sélectionnez les figures, une vue agrandie apparaîtra dans une autre fenêtre. Les deux images (droite et gauche) proviennent du télescope spatial Hubble (avec l'aimable autorisation du Space Telescope Science Institute). Découvrez également la vidéo de visite lumière visible (HST) - infrarouge (Spitzer) de la nébuleuse d'Orion.

Les protoétoiles de faible masse (celles jusqu'à environ 5 masses solaires) sont au départ beaucoup plus lumineuses que l'étoile de la séquence principale qu'elles deviendront en raison de leur grande surface. Au fur et à mesure que ces protoétoiles de faible masse s'effondrent, leur luminosité diminue tout en restant à une température de surface à peu près constante. Une étoile ne reste au stade proto-étoile que pendant une courte période, il est donc difficile d'attraper de nombreuses étoiles à ce stade de leur vie. Les protoétoiles plus massives s'effondrent plus rapidement que les moins massives. La fusion commence dans le noyau et la pression vers l'extérieur de ces réactions empêche le noyau de s'effondrer davantage. Mais la matière du nuage environnant continue de tomber sur la protoétoile. La majeure partie de l'énergie produite par la protoétoile provient de l'effondrement gravitationnel du matériau du nuage.

Les jeunes étoiles sont sociales --- la fragmentation du nuage moléculaire géant produit des protoétoiles qui se forment à peu près au même moment. On observe que les étoiles naissent en amas. Une autre preuve corroborante pour cela est qu'il n'y a pas de jeunes étoiles isolées. Cette observation est importante car un test précieux des modèles d'évolution stellaire est la comparaison des modèles avec des amas d'étoiles. Cette analyse est basée sur l'hypothèse que les étoiles des amas utilisés pour valider les modèles se sont toutes formées à peu près au même moment.

Le télescope spatial Hubble a observé directement des protoétoiles dans la nébuleuse d'Orion et la nébuleuse de l'Aigle (dans la constellation des Serpens). Les protoétoiles qu'il a observées ont été prématurément exposées. Le rayonnement intense des étoiles chaudes voisines de type O ou B a évaporé la poussière et chassé le gaz autour des étoiles plus petites encore en formation. Dans plus d'un cas dans la nébuleuse d'Orion, tout le gaz a été soufflé pour ne laisser que le disque de poussière sombre avec la protoétoile au centre. Un exemple d'un disque de poussière totalement exposé vu presque de face est montré dans la figure ci-dessus. C'est le point noir à droite de la nébuleuse du cocon proéminente autour de la protoétoile au centre. La nébuleuse du cocon en forme de larme autour de la protoétoile centrale est orientée vers les étoiles Trapèze à droite de la figure ci-dessus. L'évaporation des doigts sombres et denses de poussière et de gaz dans la nébuleuse de l'Aigle a été capturée dans la célèbre image des « piliers de gaz » sur le côté droit de la figure ci-dessous. La sélection de la figure fera apparaître une vue élargie de l'image du télescope spatial Hubble dans une autre fenêtre (avec l'aimable autorisation du Space Telescope Science Institute). Notez que les plus petits doigts que vous voyez dépasser des côtés des piliers sont plus gros que l'ensemble de notre système solaire !

Une belle interactive montrant comment l'image emblématique "Pillars of Creation" de HST a été créée à partir de la mise en place de diverses images de filtre est l'interactive The Pillars of Creation de la série Origins de NOVA qui a été diffusée sur PBS (sélectionner le lien l'affichera dans une autre fenêtre).

Un autre bel exemple du télescope spatial Hubble est l'énorme image panoramique de la nébuleuse Carina publiée par le Space Telescope Science Institute à la mi-2007. Cette nébuleuse a au moins une douzaine d'étoiles qui sont 50 à 100 fois la masse du Soleil et beaucoup de globules de Bok, de piliers, de jets d'étoiles en formation. Pour celui-ci, vous devez échantillonner différentes parties de l'image disponibles à partir du lien. L'image ci-dessous d'un pilier de la nébuleuse de la Carène en lumière visible et infrarouge fournit une autre illustration de l'utilité des observations infrarouges pour scruter l'intérieur des nuages ​​de poussière. Notez le grand nombre d'étoiles que l'on peut voir dans l'infrarouge ! Remarquez également les jets bipolaires provenant de jeunes étoiles aux extrémités de certains modules. Les jeunes étoiles sont au stade T-Tauri décrit dans la section suivante.


Nébuleuses planétaires et naines blanches

Lorsqu'une étoile atteint la branche géante asymptotique (sa deuxième ascension dans la branche géante rouge), les couches externes de l'étoile sont, en général, à plusieurs UA du noyau. Si vous vous souvenez de notre étude de la force de gravité, l'amplitude de l'attraction vers l'intérieur diminue comme la distance au carré. Ainsi, les couches externes ne sont plus liées très fortement par gravité au noyau. Compte tenu de nos observations de nébuleuses planétaires (décrites plus en détail ci-dessous), nous pouvons en déduire qu'à un moment donné vers la fin de la vie d'une étoile de faible masse, elle perd entièrement ses couches externes. Cependant, ce que les astronomes tentent toujours de déterminer, c'est exactement le ou les mécanismes qui sont responsables de l'expulsion de l'enveloppe. Il existe plusieurs modèles scientifiques pour l'expulsion, y compris celui décrit sur astronomynotes.com : nous savons qu'aux derniers stades de l'évolution stellaire, des grains de poussière (par exemple, la « suie et le sable » dont nous avons parlé dans les nébuleuses sombres) se forment dans le atmosphères d'étoiles géantes très cool. La pression exercée sur ces grains de poussière dans l'atmosphère par les photons émis par l'étoile peut être suffisante pour éloigner l'enveloppe lâche de l'étoile. Ainsi, à la fin de la vie d'une étoile semblable au Soleil, il y aura deux restes : son enveloppe et son noyau.

Le reste du noyau : La Naine Blanche

Le noyau de l'étoile ne subit plus de fusion nucléaire d'aucune sorte, il s'effondre donc à nouveau. Lorsque le noyau atteint une taille approximativement égale à celle de la Terre (environ 100 fois plus petite que sa taille d'origine lorsqu'elle fusionnait de l'hydrogène), l'effondrement s'arrêtera. Le noyau finira par atteindre un équilibre stable lorsque la pression de dégénérescence des électrons résistera à l'effondrement. Pendant ce nouvel état d'équilibre, cependant, aucune fusion ne se produit, de sorte que le reste de carbone/oxygène du noyau stellaire ne générera aucune nouvelle énergie. Au lieu de cela, il se refroidira simplement lentement en rayonnant de la lumière, devenant de plus en plus faible jusqu'à ce qu'il ne dégage plus assez de lumière pour être visible. Ce processus peut prendre des milliards, voire des milliards d'années. Tant que l'objet est encore visible, on l'appelle un nain blanc, et il occupe la partie inférieure gauche du diagramme HR en raison de sa température élevée et de sa faible luminosité. Les naines blanches sont beaucoup plus petites que les étoiles typiques, et sont donc l'un des vestiges stellaires souvent appelés objets compacts. Subrahmanyan Chandrasekhar a remporté le prix Nobel de physique en 1983 pour ses contributions à notre compréhension de l'évolution stellaire, y compris la stabilité des étoiles naines blanches. Chandrasekhar a montré que, théoriquement, les étoiles naines blanches ne sont capables de rester en équilibre résistant à l'effondrement gravitationnel que si leur masse est inférieure à 1,4 MSoleil. Au-dessus de cette masse, la pression de dégénérescence des électrons n'est plus capable de résister à la gravité. Cette limite supérieure de 1,4 MSoleil car la masse d'une naine blanche est connue sous le nom de Limite de Chandrasekhar.

Vous voulez en savoir plus ?

Consultez la page de l'observatoire Chandra sur leur homonyme, Subrahmanyan Chandrasekhar.

Si vous considérez que la taille d'une naine blanche est à peu près la taille de la Terre et qu'elle contient approximativement la même quantité de masse que le Soleil, vous devez réaliser que les propriétés du matériau qui composent une naine blanche doivent être inhabituelles. La densité d'une naine blanche ne ressemble à rien sur Terre. La densité d'un matériau est sa masse divisée par son volume, et ce nombre vous donne une estimation de la densité du matériau dans le volume qu'il occupe. Plus l'objet est compact (plus dense), plus l'objet sera lourd. Par exemple, considérons un morceau de plomb de la taille d'un cube de sucre et un morceau de coton de la taille d'un cube de sucre. Le plomb est beaucoup plus dense que le coton, donc si vous tenez les deux morceaux dans votre main, même s'ils sont de la même taille, le morceau de plomb semblera plus lourd. La matière naine blanche est beaucoup plus dense que le plomb. Un morceau de naine blanche de la taille d'un cube de sucre aura une masse d'environ 2 000 kg, ce qui pèse environ 4 000 livres dans la gravité terrestre. On s'attend à ce que les naines blanches les plus froides cristallisent réellement, et comme elles sont principalement constituées de carbone/oxygène, elles sont parfois comparées à d'énormes diamants, comme dans ce communiqué de presse du Center for Astrophysics.

Parce qu'elles ne génèrent plus d'énergie par fusion, les naines blanches peuvent être considérées comme les "braises" d'étoiles mortes semblables au Soleil. Dans certains manuels, les auteurs se réfèrent à l'état final non pas comme une naine blanche, mais comme une nain noir, ce qui est obtenu lorsque la naine blanche s'est refroidie au point de ne plus rayonner de lumière. Cependant, le temps qu'il faut à une naine blanche pour refroidir pour devenir une naine noire est plus long que l'âge de l'Univers, il n'y a donc pas encore de naines noires. Les naines blanches les plus froides connues ont des températures inférieures à 4 000 K, tandis que les naines blanches les plus massives et les plus jeunes ont des températures d'environ 100 000 K !

Ci-dessous, une image du télescope Hubble qui faisait partie d'une étude visant à identifier les naines blanches les plus faibles et les plus froides dans un amas d'étoiles appelé M4. Nous pouvons estimer l'âge de ces naines blanches sur la base de modèles simples de leur refroidissement. Ils ont environ 12 à 13 milliards d'années, ce qui est cohérent avec l'âge de l'Univers tel que déterminé par d'autres méthodes.

Le reste de l'enveloppe : la nébuleuse planétaire

La naine blanche joue également un rôle dans le sort des couches externes éjectées de l'étoile. Pendant une brève période, selon les normes des étoiles (seulement environ 50 000 ans environ), la lumière UV intense émise par la naine blanche illumine le matériau qui était autrefois les couches externes de l'étoile. Cette lumière ionise les atomes du gaz. The electrons freed by the ionization process periodically recombine with the ions in the gas, emitting photons in the process and creating an emission line spectrum. So, the outer layers will glow brightly, creating an emission nebula that is referred to as a nébuleuse planétaire. This name is very misleading. The nebulae have nothing to do with planets. When the first few planetary nebulae were discovered by telescopes, they appeared disk-shaped and greenish (recall the green color comes from the bright lines of oxygen seen in these objects), similar to the planet Uranus. Astronomers called them planetary nebulae because of their observational similarity to Uranus, but we now know they are the remnants of dead stars and have nothing to do with planets.

In the image below of the Ring Nebula, note how the interior looks greenish. Also, note that the white dwarf remnant of the star's core is located in the center of the nebula.

The duration of the planetary nebula stage for stars can be estimated quite simply in the following way:

  1. From spectroscopy, the expansion velocities of planetary nebulae are estimated to be approximately 20 - 30 km/sec.
  2. We can use the standard right triangle technique to determine the physical size of a planetary nebula if we measure its angular size and its distance.
  3. If you calculate size / velocity, you can estimate how long a particular planetary nebula took to expand to its current size.
  4. For a typical planetary nebula, its radius is of order 1 light year, or 9.5 x 10 12 km. So 9.5 x 10 12 km / 25 km/sec = 3.8 x 10 11 seconds, which is approximately 12,000 years. The largest planetaries have ages determined in this way to be less than 50,000 years.

My opinion, which is shared by other astronomers, is that planetary nebulae are some of the most beautiful objects photographed by telescopes. The Hubble Space Telescope has taken many images of different planetaries, and I encourage you to look at some of the samples I link to below. Planetary nebulae images appear in many places, including occasionally in pop culture. The group “Pearl Jam” even used a Hubble Space Telescope image of a planetary nebula as the cover of their CD Binaural.

Like many of the topics that we have covered in this lesson, astronomers have been able to determine some of the details related to the formation of planetary nebulae, but this is another area of active research. One model that is successfully able to describe some of the structures and properties observed in planetary nebulae is sometimes called the colliding wind model. The idea is that the star is surrounded by slow-moving gas produced when it had a strong stellar wind. When the envelope has mostly been removed from the star—exposing the core—a higher velocity outflow is created. This high-velocity gas plows into the low-velocity gas in the stellar neighborhood. This collision compresses the gas at the interface between the two winds, and it is that gas that glows and produces the rings of emission we see in many planetary nebulae. In planetaries that show elongated or hourglass structures, it is possible that a dense structure around the star's equator, caused by perhaps a stellar companion, may collimate the fast wind into oppositely directed jets of gas rather than into a spherically symmetric wind.

Watch this!

  • Hubblesite provides a brief video story called a "Hubble Minute - Helix Nebula: A New Twist" on the formation of structures in complex planetary nebulae. They also provide links for the individual pieces of the production, including the short animation of the formation of a planetary nebula.
  • Hubblesite also has a second visualization called "The Formation of Planetary Nebulae" that shows a possible scenario for creating a "bipolar" planetary nebula in a binary star system.

Briefly, let's mention the fate of the lowest mass stars here -- they will not become red giants nor emit planetary nebulae. Instead, we predict they will transition from red dwarf Main Sequence stars directly to white dwarfs. However, this is purely a theoretical prediction, because the expected Main Sequence lifetime of a star of < 0.4 MSun is approximately 10 trillion years. So, no star < 0.4 MSun that has formed in the Universe has yet been around long enough to die!


[Sticky] Star Color Calibration 1.58 - an example using Frank Schmitz's M101 composite with complete explanation of the tool

I am not sure what I am doing wrong but I still can't get the star color calibration to work. It turns completely red right now. Actually I am not entirely certain what kind of special settings I could use here. Maybe you can point me in the right direction. Maybe I am doing something wrong in the combine tool already?

Edit by Mabula: upgraded this post to Sticky

Thank you for sharing your data.

First my compliments on great M101 data 😉

I am too blame here, since I haven't yet provided instructions on this tool 🙄 but having said that, this is a very nice example to correct this now. So I will start here with giving a thorough explanation.

The Black Body calibration model is based on real physics for the star colors of Main Sequence stars:

Most of the stars in our images are Main Sequence stars in our own galaxy, the Milky Way. These stars are in the first phase of their live, fusing hydrogen nuclei (protons) to helium nuclei in the core of the star. This phase is usually the longest phase in a star's life/evolution from a cloud of gas to a white dwarf (which is a dying star in fact) or super novae for instance. During this main sequence phase, the stars are in hydrostatic & thermal equilibrium. This equilibrium is the reason for thes stars to emit light almost identically as a Black Body on broadband wevelenghts.

Furthermore, it's important to realize the following 2 feautures of Main Sequence stars:

  1. by far most stars are Reddish(95-99%). These are low-mass stars that have live relatively very long. Only a fraction (1-5%) of the stars will be blueish, these stars are high-mass stars that live relatively very short.
  2. A red star has a low luminosity,a blue star has a high lumninosity. A blue star's total luminosity can be more than 1.000.000x . as bright as a red star's total luminosity.

These 2 aspects have an important consequence !

If you look at a (main sequence) star population from a very great distance over which you can hardly see the individual stars anymore (like looking at a neighbour galaxy or M101 in this example). Then, although there are much more red stars, the blue stars will easily outshine the red stars in large parts of the population.

Although stars are not perfect blackbodies, to first order the spectra of light emitted by stars conforms closely to a black-body radiation curve, also referred to sometimes as a thermal radiation curve. The overall shape of a black-body curve is uniquely determined by its temperature, and the wavelength of peak intensity is inversely proportional to temperature, a relation known as Wien's Displacement Law. Thus, observation of a stellar spectrum allows determination of its effective temperature. Obtaining complete spectra for stars through spectrometry is much more involved than simple photometry in a few bands. Thus by comparing the magnitude of the star in multiple different color indices, the effective temperature of the star can still be determined, as magnitude differences between each color will be unique for that temperature. As such, color-color diagrams can be used as a means of representing the stellar population, much like a Hertzsprung–Russell diagram, and stars of different spectral classes will inhabit different parts of the diagram. This feature leads to applications within various wavelength bands.

The graphs on the left side of the tool are called color-color diagrams and are quite common in the scientific literature:

In astronomy, color–color diagrams are a means of comparing the apparent magnitudes of stars at different wavelengths. Astronomers typically observe at narrow bands around certain wavelengths, and objects observed will have different brightnesses in each band. The difference in brightness between two bands is referred to as color. On color–color diagrams, the color defined by two wavelength bands is plotted on the horizontal axis, and then the color defined by another brightness difference (though usually there is one band involved in determining both colors) will be plotted on the vertical axis.

Now the key to using the Star Color Calibration tool is to look at the 2 graphs on the left side and the interpretation on where the stars are in the graphs and how these graphs work and knowing what astronomical color is.

Astronomical color:

The astronomical color B-R is the magnitude difference between the Blue and Red luminosity of the star. So what does this mean:

  • a value of B-R = 0 means that Blue and Red are equally bright for that particular star.
  • If the value is larger then 0 (zero) then, now this is important ! since magnitudes are used, then the Red luminosity is greater than the Blue luminosity of that star. ( vice versa, a negative value means that Blue is more luminous than Red.)
  • astronomical colors are always presented in such a way that lower values mean the star is more blue, and higher values mean, the star is more red. So that is a good rule of thumb to remember.

Let's look at the B-R versus G-R graph:

Look at the range of the G-R and B-R values for the plotted star population.

  • The G-R values are all positive, meaning all the stars are more red than green.
  • The B-R values are all positive, meaning all the stars are more red than blue.

So seeing a calibrated image with only red stars is confirmed by these graphs. Obviously it doens't fit our expectation of how the data should look calibrated. We expect some blue in there, right?

Blue-Red, slider:

To shift the star population towards blue, you can adjust the Blue-Red, slider. Bear in mind, if the star population selected is sufficiently large, we still expect more red than blue stars.

A value of -0.25 (which corresponds to the axis of the graphs) seems appropriate for your data. Basically, by adjust this slider, you adjust the B-R color of the average star in the population. Setting it lower means, the average star becomes more blue, setting it higher, means the average star becomes more red.

Note the range now of the B-R and G-R values.

  • B-R range -0.40 to +0.60
  • G-R range -0.23 to +0.40
  • the bulk of stars have B-R colors of -0.2 to + 0.6. Most stars are still red, but we have some blue stars.

This slider can also be called the white star-calibration slider, since this enables you to adjust where a white star in the population should be located in the graphs.

Looks immediately much better after only 1 adjustment, right?

Further finetuning is in my next post.

Awesome description Mabula, that helped a lot to understand! Very powerful tool you have created there, thanks a lot! Looking forward to the video tutorial.

Further finetuning can be done with the 2x slope & 2x constant sliders for the 2 color-color diagrams.

The slope and constant are 2 parameters of a linear function: y = ax + b

x = astronomical color on x-axis

y = astronomical color on y-axis

So the slope and constant values determine the Black Body line in the color-color diagrams.

The actual values depend on the filters that are used in acquiring the data. If you always use the same filters and camera, then you expect these slopes and constant to be the same for different objects.

The physics behind this is given by F.J. Ballesteros 2012, New insights into black bodies, https://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf .

The B-R versus G-R graph after the initial Blue-Red adjustment, already gives a hint. we can see that slopes are probably smaller.

That leaves us with the 2 constants. Lowering the constants will lower the Black Body model/line in the color-color diagrams and this will have the effect that the colors become more magenta. Vice versa, increasing the constants, will make the colors more green. The expected value depends, (as mentioned before, just like the slopes) on the actual filters that were used in acquiring the data. But reasonable values for most filters are between -0.50 to +0.25.

The initial/default values that were used are -0.20 for both constants. Setting these both at 0,0 produces a very fine result, both visually and in the color-color diagrams:

And to show that the found Black Body model for star color calibration does work on other stars in the field of view, giving a nearly identical result, I placed the area select boxes differently. Off course minor adjustments in the B-R slider can be expected for white star calibration, but not for the other sliders since they should be dependent on the used filters.

Finally, the Star Rejection Kappa slider is a slider that determines which stars are used to calculate the model. The higher the kappa, the more stars are used. Setting this at 2 kappa, the default value, will have the effect that about 95 % of the stars is used and outliers (which could be non-Main Sequence stars like white dwarfs, Wolf-Rayet, unstable, variable stars, stars transitioning from main sequence to a red giant, etc..) are not. Leaving it at 2, should prove fine in almost all cases. But setting it a higher value will have little influence, since the possible outliers will contribute little to the model calculation. As an example, I raised it to 3 kappa, which normally corresponds to using more than 99% of the stars.

To end this explanation on Star Color Calibration using a Black Body model, I show a crop of Frank's M101, the Pinwheel Galaxy. I think it's awesome with good colors, and Frank (@foschmitz) acquired great data, that always helps 😊 The amount of red color in the active star forming regions in M101 is stunning.


10 Interesting Facts about Blue Giant Stars

Image Credit: Alnilam in Orion by Philip A. Cruden

Since there is no clear definition of blue giant stars, the term is frequently applied to any hot, massive star, albeit erroneously in some cases. For the most part though, blue giant stars fall into the O and B spectral classes, and are categorized as either luminosity class III giants or class II bright giants.

While blue giant stars have a surface temperature of at least 10,000 Kelvin, compared to say a yellow dwarf star like our Sun at about 6,000K, another type of star called blue supergiants (class I) are even more extreme, with a surface temperature of between 10,000–50,000K and luminosities of 10,000 to a million times brighter than the Sun. One famous example is Rigel in the constellation of Orion, which is a class B supergiant that is 25 times bigger than the Sun, and has a surface temperature of 11,000K. Refer to the image below here blue giants are represented by the giant stars Bellatrix and Spica, while the blue supergiants Rigel and Deneb appear to the upper right of the main sequence.

Below are 10 more interesting facts about blue giant stars you may not have known.

Blue giant stars are not a stellar class

In astronomy, the term “blue giant star” does not have a clear definition. In practice, a blue giant star can be in any one of a variety of evolutionary states, with about the only common aspects between them being that they have all evolved off of the main sequence, and that they inhabit a specific area of the H-R diagram, i.e., to the upper right of the main sequence. However, even though the term “blue giant” is not clearly defined, it is often erroneously applied to some hot and massive stars such as Wolf-Rayet stars, simply because these stars are big and hot.

Blue giant stars are relatively small

Despite their giant status, blue giants are only moderately bigger and more luminous than they were when they were on the main sequence. Nonetheless, with minimum temperatures of 10,000K, these stars are hot enough to emit blue light, which places them in the O, B, and sometimes early A spectral classes. Typically, a blue giant star would have an absolute magnitude of about 0 and brighter, and be about twice as massive as the Sun, while typically being only about 5 to 10 times bigger.

Heaviest blue supergiant is 315 times more massive than the Sun

While blue giant stars are typically more modestly sized, blue supergiant stars can have more than 25 solar radii and 20 solar masses, making them the most massive stars in the Universe. The blue supergiant star found in the Large Megallanic Cloud designated R136a1, for instance, is so massive that its very existence is posing a serious challenge to all the standard models of star formation. At 29 times bigger than the Sun, it is not the largest star yet found, but it is the most luminous, shining at a whopping 8.7 million solar luminosities with its incredible surface temperature of about 53,000K. It also has somewhere between 265 and 315 solar-masses, making it the most massive star yet discovered. However, the star is blowing off its own mass at a rate about 20 billion times that at which the Sun is shedding its own mass every year, and it is estimated that R136a has lost about 50 solar masses since its birth about 800,000 years ago.

Image Credit: ESO

Blue giant stars can switch colors

While massive stars expand when hydrogen burns in a shell around their mainly helium cores, they do not gain much luminosity as they move horizontally across the H-R diagram. In practice, this means that a massive star can rapidly change from being a blue giant to becoming a bright blue giant, and then a yellow supergiant, before ending up as a red supergiant. The luminosity class of such a rapidly changing star is determined by the changes in its spectrum that are caused by changes in temperature and surface gravity.

Most blue giant stars occur in OB associations

Most blue giant stars fall into the O spectral class, and most of them occur in OB stellar associations, which are small clumps of hot and massive stars that are thought to have originated at about the same time, and from the same molecular cloud. Once the fully formed stars have blown away the remaining gas and dust, the tightly-bound O and B-type stars become unbound, and start to drift apart. Note though that a typical OB association will also contain hundreds and sometimes thousands of stars of other types of stars as well.

Blue giant stars are very short-lived

Because of their relatively high masses, blue supergiants of the O spectral class will burn through their hydrogen fuel in only about a million years or so, before expiring as supernovas a few million years later. As a result, the average age of OB associations is only a few million years, and most associations will lose all their O and B class stars in less than 10 million years.

The fastest known rotator is a blue giant star

Blue giant stars are extreme in many ways, one example of which is the rotational velocity of VFTS 102, a 25-solar mass blue supergiant star in the star forming region of the Large Megallanic Cloud caled the Tarantula Nebula. Studies have shown that the star is rotating at about 600 km/sec (100 times faster than the Sun) at its equator, which is so fast that material is being flung off the star to form a disc of stellar material around it. While the exact reasons for this high rotation rate is not certain, it is thought that the star is being “spun up” by the accretion of material from a close companion star.

Supernova SN 1987A was the death of a blue giant star

Designated SN 1987A because it was the first supernova observed in the year 1987, this supernova had the blue supergiant star Sanduleak -69° 202 as its progenitor, which was rather surprising since at the time, it was thought by most investigators that blue giants of any type cannot produce supernova events. Nonetheless, the supernova’s blue-supergiant origin was confirmed a few months after the event when photographs of the area showed that the star Sanduleak -69° 202 had disappeared.

Blue giant stars are the likely progenitors of most black holes

Unlike red giant stars that are big because they are swollen, blue giants are big because they contain a lot of material. Thus, when blue stars die, their cores are so big that they thought to be unable to support themselves against gravity through the repulsive forces of neutrons, which means that the core will keep on collapsing until it forms a black hole. However, not all black holes are formed by blue giant stars, but the most massive blue supergiants will almost certainly form black holes when they die.

Blue giant stars are rare

Although blue giant stars are among the rarest of stars, they are among the most luminous in the sky, meaning that many of the brightest stars in the sky are blue giants, despite their rarity. A famous examples of a bright blue giant star is Spica, a binary system whose primary component is a blue giant, and together with its companion, make up the 4 brightest star in the constellation Virgo. Moreover, Spica was the star whose movement across the sky had led the ancient astronomer Hipparchus to discover the precession of the equinoxes.


The Life Cycle Of A Star:

The starting phase for all stars, including our Sun, begins when a dense region in a nebula begins to shrink and warm up. This is usually the result of one of several events that may occur to initiate the gravitational collapse of a molecular cloud. The means by which this occurs include galactic collisions or a devastating nearby supernova explosion sending ruptured matter into the clouds at very high speeds. Each of these stellar maternity wards can form anything from a few dozen to thousands of stars.

To form a star like our Sun, which is 864,400 miles (1,391,000 kilometres) across, it would take a collection of gas and dust a hundred times the size of our solar system. This is just the beginning. Once such a large amount of gas and dust huddle together, they form what we call a protostar. An object is considered a protostar for as long as material is still falling inward. For our Sun, and stars of the same mass, the protostar phase would have ended after approximately 100,000 years. After this, the protostar stops growing and the disk of material surrounding it is destroyed by radiation.

If the protostar was unsuccessful in acquiring enough mass, a brown dwarf will come into shape. These poor little guys are substellar objects that are unable to sustain hydrogen fusion reactions in their cores, due to their insufficient mass. Main sequence stars have no issue with this, to the envy of brown dwarfs. Putting it simply, a brown dwarf is too big to be called a planet, and too small to be called a star. Until 1995, they were only a theoretical concept. It is now thought, however, that there is a brown dwarf for every six stars.

If the star is big enough to fuse hydrogen atoms into helium, it will enter the phase that our Sun is in, called the main sequence phase. A star will enjoy most of its life in the main sequence phase. At this point nuclear fusion is turning hydrogen into helium. The star is only stable because the light pressure of this energy balances out the star’s gravitational collapse.

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Approximately nine out of ten stars in the universe are main sequence stars. These stars can range from around a tenth of the mass of our Sun all the way up to 200 times as massive, and how long a star will stay in the main sequence phase depends on its size. A star with higher mass might have more material to play around with, but it will burn faster due to higher core temperatures caused by greater gravitational forces. A star the size of our Sun will spend about 10 billion years in this phase, but a star 10 times the size of our own will stick around for only 20 million years.

After the main sequence phase, the star will become a red giant. A red giant is a dying star in one of the last stages of stellar evolution. In a few billion years’ time, our Sun will die and expand, gobbling up the inner planets, and maybe even the Earth (don’t worry we’ll have died out a few billion years earlier. If we do manage to survive for another billion years, the temperature of the Earth’s surface will become far too hot for us humans.)

After stars stop converting hydrogen into helium via nuclear fusion, gravity will take over. It’s all downhill from here, I’m afraid. Red giant stars reach sizes of 62 million to 621 million miles in diameter (100 million to 1 billion kilometres), 100 to 1,000 times the size of the sun today. The energy of the star is spread out across a larger area, like the pixels when one expands a raster graphic. Because of this, the star actually becomes cooler reaching only a little more than half the heat of the Sun. The temperature change causes stars to shine more towards the red part of the spectrum it is this that gives a red giant its name.

Where a star goes from this point depends on its size. Let’s first go with the less violent option. Smaller stars, up to around eight times the mass of our sun, can become a white dwarf. These old stellar remnants are incredibly dense. A teaspoon of their matter would weigh as much on Earth as an elephant – that’s 5.5 tons in one incredibly strong teaspoon. A white dwarf’s radius is just .01 times that of our Sun, but the mass is about the same. Estimating how long a white dwarf has been cooling helps astronomers increase their understanding of how old the universe really is.

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After an unimaginable amount of time – tens or even hundreds of billions of years – a white dwarf will cool until it becomes a black dwarf, which are invisible because they are emitting at the same temperature as the microwave background. Because of the age of the universe and what we know about its oldest stars, there are no known black dwarfs.

Alternatively, a star with at least eight solar masses will have a much more violent, yet much more beautiful, death. Massive stars can create a supernova when they run out of fuel. To them, it’s better to go out with a bang than to fade away. When supernovae explode, they fling their guts into space at speeds of 9,000 to 25,000 miles per second.

These blasts produce much of the material in the universe including some heavy elements such as iron, which help to make up both ourselves and our planet, so all of us carry the remnants of these explosions in our bodies. As Neil deGrasse Tyson puts it, “It is quite literally true that we are stardust.” The cycle starts all over again, with a new generation of stars, and new stars are born from the stardust left behind in the same way.

That doesn’t mean it’s the end of the road for what remains of the star. After the supernova explosion, the star’s core is left behind in the form of either a black hole or a neutron star, both of which are incredibly destructive and violently beautiful. Neutron stars are hard to find and are very mysterious objects. They may only be about the size of a city, but don’t let that fool you, these objects are not to be messed with. They are extremely dense: if one takes the mass of our sun, doubles it, and then shrinks it down to the size of Los Angeles, that’s roughly how dense a neutron star is. A cubic metre of a neutron star would weigh just less than 400 billion tonnes. All of that density makes their surface gravity truly immense.

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Alternatively, what’s left after the supernova can become a black hole. Black holes literally pull the space around them. They need to have a massive amount of mass in an incredibly small space to have the required gravity to pull in light. To put this into perspective, to make a black hole out of the Earth the entire planet would need to be squeezed down to the size of a pea! These mysterious and frightening objects can slow down time and rip you apart and nothing can escape the grasp of a black hole when it reaches its event horizon. Any matter that enters its path is never seen again. They’re the playground bully of the universe, but unlike playground bullies, we might depend on them to live. Some researchers think black holes actually help create the elements because they break down matter into subatomic particles.

These particles make up you and I, and everything around us. We owe the stars our lives. Whether it’s big or small, young or old, you can’t argue that stars are some of the most beautiful and poetic objects in all of creation. Next time you look up at the stars, remember, this is how they were all created and how they will die.

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