human
Comment et pourquoi les étoiles meurent-elles Je comprends que le centre s'effondre sur lui-même. Mais qu'est-ce qui a fait ça et qu'est-ce qui se passe à l'intérieur ? S'il vous plaît, expliquez-moi comme si j'avais cinq ans.
gpt
Je vais aller un peu plus loin , parce que c'est intéressant . Les étoiles sont faites d'hydrogène. La gravité de ce gros nuage d'hydrogène est suffisante pour le mettre en boule. Il y a tellement de pression que les atomes d'hydrogène se pressent ensemble et forment de l'hélium. Lorsque les atomes d'hydrogène fusionnent (appelée fusion nucléaire), ils libèrent de l'énergie qui remonte à la surface et est libérée sous forme de lumière. Si l'étoile produit trop d'énergie, le gaz se dilate et la réaction ralentit. S'il produit trop peu d'énergie, la gravité l'attire et la réaction s'accélère. Au fil du temps, une plus grande partie de l'hydrogène devient de l'hélium, qui est 4 fois plus lourd et s'accumule donc dans le noyau. (Un atome d'hydrogène a un proton, tandis que l'hélium a deux protons et deux neutrons, donc l'atome pèse quatre fois plus. Dans l'hydrogène gazeux, il y a deux atomes d'hydrogène liés ensemble, tandis que les atomes d'hélium restent seuls.) Il y a tellement de pression sur l'hélium qu'il cesse de se comporter comme un gaz, un liquide ou même un solide. Cela devient ce qu'on appelle la « matière dégénérée ». Les atomes sont si étroitement pressés les uns contre les autres qu'ils se touchent effectivement et qu'ils ne peuvent pas se rapprocher même si la pression augmente. (En réalité, les atomes ne se touchent pas, mais les électrons sont si serrés qu'ils ne peuvent pas se déplacer vers d'autres orbites car il y a déjà d'autres électrons.) Avec une matière dégénérée, l'augmentation de la pression ne rend pas les choses plus denses ( du moins pas avant que d' autres limites beaucoup plus grandes ne soient atteintes ) . Comme l'Hélium ne se dilate pas de la même manière, lorsqu'il commence à réagir, il ne ralentit pas, donc l'Hélium devient plus chaud, ce qui accélère encore plus la fusion. Lorsque ce point de basculement se produit (à environ 100 millions de degrés kelvin), il y a un "flash d'hélium" et pendant quelques minutes l'étoile libère un milliard de fois plus d'énergie qu'auparavant. C'est à ce moment que la plupart des éléments plus lourds, comme le carbone, se forment. Pendant le flash d'hélium, les atomes individuels (ou plus précisément leurs noyaux) deviennent si chauds qu'ils se déplacent si rapidement qu'ils peuvent s'échapper du noyau de l'étoile et celle-ci redevient soudainement une matière normale très dense, qui se dilate sous l'effet de la pression. La star s'éclate. Ce qui se passe ensuite dépend de la taille de l'étoile, mais dans la plupart des cas, l'étoile formera un gros nuage de gaz qui se refroidira jusqu'à ce que la gravité reprenne le dessus et forme d'autres étoiles.