À ce stade, la proto star est à peine visible, car la majeure partie de son rayonnement provient d'une région infrarouge éloignée. L'étoile n'est pas encore née, mais son embryon est déjà apparu. Les astronomes ne savent pas encore combien de temps il faut à une protoétoile pour atteindre le stade où elle commence à briller comme une boule rouge pâle et devient visible. Selon diverses estimations, ce temps varie de milliers à plusieurs millions d'années. Cependant, compte tenu de l'apparition des étoiles dans la Grande Nébuleuse d'Orion, il vaut peut-être la peine de considérer que l'estimation la plus proche de la réalité est celle qui donne la valeur minimale du temps.
Ici, nous devons faire une petite digression afin d'examiner attentivement certains des détails associés à la naissance de l'étoile et d'évaluer leur impact sur son avenir. Les étoiles naissent avec une grande variété de masses. De plus, ils peuvent avoir une variété de compositions chimiques. Ces deux facteurs influencent le comportement futur de l'étoile, son destin entier. Pour mieux comprendre cela, sortons de la maison et regardons le ciel nocturne.
Du sommet de la montagne, loin de la lumière de la ville, nous verrons au moins 3000 étoiles dans le ciel. Un observateur ayant une vision très nette verra une fois et demie plus d'étoiles dans des conditions atmosphériques idéales.
Certains d'entre eux sont à mille lieues de nous, d'autres à quelques années-lumière de nous. Essayons maintenant de placer toutes ces étoiles sur un diagramme où chaque étoile est caractérisée par deux grandeurs physiques : la température et la luminosité. En plaçant les 3000 étoiles, nous constatons que les plus brillantes d'entre elles sont à la fois les plus chaudes et les plus faibles sont les plus froides. Notez que la grande majorité des étoiles sont situées le long d'une ligne inclinée qui s'étend du coin supérieur gauche du graphique vers le coin inférieur droit (si, comme c'est traditionnellement le cas, l'axe des températures est dirigé vers la gauche, et l'axe de luminosité vers le haut).
Ce sont des étoiles normales, et leur distribution est appelée "séquence principale". Le diagramme qui en résulte est appelé diagramme Herzsprung - Russell, en l'honneur des deux astronomes exceptionnels qui ont été les premiers à établir cette relation remarquable. La masse de l'étoile y joue un rôle important. Si la masse d'une étoile est grande, cette dernière tombe à la naissance sur la séquence principale, si la masse est petite, l'étoile est dans sa partie inférieure.
L'espérance de vie d'une étoile dépend de sa masse. Les étoiles pesant moins que le Soleil passe des dizaines de milliards d'années sur leur "combustible" nucléaire et peuvent briller. Les couches extérieures d'étoiles comme notre Soleil, avec des masses inférieures à 1,2 masse du Soleil, se dilatent progressivement et finissent par quitter le noyau de l'étoile. À la place du géant reste une petite naine blanche et chaude.
Des nains blancs.
Les naines blanches sont l'un des sujets les plus fascinants de l'histoire de l'astronomie : pour la première fois, des corps célestes aux propriétés très éloignées de celles dont nous nous occupons en conditions terrestres furent découverts. Et, trÃs probablement, la solution de l'Ãenigme des nains blancs a commença les Àtudes de la nature mysterieuse de la substance cachée quelque part dans les differents coins de l'Univers.
Il y a beaucoup de nains blancs dans l'Univers. A une certaine époque, ils étaient considérés comme rares, mais une étude minutieuse des photoplaques obtenues à l'Observatoire du Mont Palomar (USA), a montré que leur nombre dépassait 1500. Il Àtait possible d'estimer la densité spatiale des naines blanches : il semble, dans la сфера avec le rayon dans 30 annÃes-lumiÃ? Très il devrait y avoir environ 100 telles Àtoiles. L'histoire de la découverte des naines blanches remonte au début du 19ème siècle, lorsque Friedrich Wilhelm Bessel, retraçant le mouvement de l'étoile la plus brillante Sirius, a découvert que son chemin n'est pas une ligne droite, et a un caractère ondulant. Le propre mouvement de l'étoile ne suivait pas une ligne droite ; il semblait qu'elle se déplaçait à peine d'un côté à l'autre. En 1844, environ dix ans après les premières observations de Sirius,
Bessel est arrivé à la conclusion qu'il y avait une deuxième étoile près de Sirius, qui, étant invisible, a un effet gravitationnel sur Sirius, il est trouvé dans les fluctuations dans le mouvement de Sirius. Plus intéressant encore est le fait que si la composante sombre existe, la période de rotation des deux étoiles par rapport à leur centre de gravité commun est d'environ 50 ans.
C'est l'histoire de la découverte de la première naine blanche. Et maintenant, demandons-nous comment la substance peut être comprimée pour qu'un centimètre cube pèse 100 kg ?
Lorsque, sous l'effet d'une pression élevée, la substance est comprimée à des densités élevées, comme dans le cas des naines blanches, un autre type de pression, appelée "pression dégénérée", entre en action. Elle apparaît lorsque la substance est pressée le plus fort dans les entrailles de l'étoile. C'est la compression, et non les températures élevées, qui est la cause de la pression dégénérée. En raison de la forte compression, les atomes sont si serrés que les coquilles électroniques commencent à se pénétrer les unes les autres.