Vous voulez créer un système stellaire, ou peut-être voulez-vous simplement vous amuser avec les étoiles, mais… pourquoi différentes étoiles ont-elles des couleurs différentes ? Quels sont les différents types d'étoiles ? Pas de problème, aujourd'hui je vais vous parler des stars et des saveurs qu'elles contiennent.
Introduction
Quoi qu'il en soit, jetons un coup d'œil à ces étoiles, d'accord ?
La séquence principale
Les étoiles de la séquence principale sont en équilibre. Ils brûlent joyeusement de l'hydrogène comme combustible dans la fusion nucléaire et le convertissent en hélium. Ce sont les étoiles les plus courantes et sont représentées dans leur classification par le chiffre romain V. Le Soleil est une étoile de la séquence principale.
Les étoiles de la séquence principale de type O sont les étoiles les plus massives (à part les étoiles Wolf-Rayet) et sont bleues. Leur température est d'au moins 30,000 16 K et ont généralement une masse de 100 à 0.00003 fois celle du Soleil (je n'arrive pas à avoir une étoile générée aléatoirement aussi massive dans le jeu). Ils sont de courte durée et sont extrêmement rares, comprenant environ XNUMX% de toutes les étoiles de la séquence principale !
Les étoiles de type O perdront une grande partie de leur masse en vieillissant (non représentées dans le jeu), et elles ne passeront que quelques millions d'années dans la séquence principale, car elles brûlent rapidement leur carburant. Ils n'auront probablement pas de planètes, puisqu'ils souffleront leur matériau de disque planétaire loin d'eux.
Les étoiles de la séquence principale de type B sont les étoiles bleues les plus courantes. Leur coloration est similaire à celle du type O, mais avec une légère teinte blanchâtre. Leur température varie de 10,000 30,000 à 2.1 16 K et leur masse varie généralement de XNUMX à XNUMX fois celle du Soleil.
Les étoiles de type B ont une durée de vie courte, mais toujours plus longue que le type O. Attendez-vous à ce qu'ils quittent la séquence principale entre 10 et 250 millions d'années après leur naissance. Elles représentent environ 0.13 % de toutes les étoiles de la séquence principale.
Les étoiles de la séquence principale de type A sont des étoiles blanches avec une teinte bleuâtre. Leur température varie de 7,500 10,000 à 1.4 2.1 K avec des masses allant de 0.6 à XNUMX fois la masse du Soleil. Ils représentent environ XNUMX% de toutes les étoiles de la séquence principale et ont une courte durée de vie.
Les étoiles de type F sont des étoiles blanches de la séquence principale. Ils ont une couleur blanche avec des températures allant de 6,000 7,500 à 1.04 1.4 K. Leur masse varie de XNUMX à XNUMX fois la masse du Soleil.
Les étoiles blanches de la séquence principale restent dans la séquence principale pendant au moins un milliard d'années, et elles représentent environ 3 % des étoiles de la séquence principale. Si votre système a une planète habitable et porteuse de vie avec une étoile de masse plus élevée, visez le côté inférieur de la plage de masse, car cela laissera suffisamment de temps pour que des formes de vie complexes se développent.
Les étoiles de type G sont appelées "naines jaunes", bien qu'elles présentent en fait une couleur blanche avec une légère teinte jaunâtre. Leurs températures varient de 5,200 6,000 à 0.8 1.4 K et leur masse varie généralement de XNUMX à XNUMX fois la masse du Soleil.
Ces étoiles représentent environ 7.6% des étoiles de la séquence principale et dureront environ 10 milliards d'années. Le Soleil est une étoile de type G.
Les étoiles de type K, aussi appelées « naines oranges », ont une couleur jaune-orangée, et les températures varient de 3,700 5,200 à 0.45 0.8 K. Leur masse varie généralement de 12.1 à XNUMX fois celle du Soleil, et représentent environ XNUMX % de toutes les principales -étoiles séquentielles.
Ces étoiles dureront un certain temps, au moins 14 milliards d'années.
Les étoiles de type M, également connues sous le nom de "naines rouges", sont les étoiles les moins massives, allant de 0.08 à 0.45 fois celle du Soleil, et leurs températures varient de 2,400 3,700 K à 76 XNUMX K. Ce sont les séquences principales les plus courantes. stars, puisqu'ils en représentent XNUMX%. Malgré cela, ils sont si faibles qu'aucun n'est visible à l'œil nu sur Terre.
Les planètes en orbite autour de ces étoiles seront probablement bloquées par les marées, ce qui signifie qu'un côté sera confronté à une lumière du jour sans fin et l'autre à une obscurité sans fin.
En outre, de nombreuses naines rouges sont des UV Ceti ou des "étoiles flamboyantes", ce qui signifie qu'elles émettent souvent des éruptions solaires depuis leur surface. Cela s'avérera difficile pour toutes les formes de vie sur les planètes voisines.
Étoiles post-séquence principale
Les étoiles post-séquence principale ont quitté la séquence principale et manquent d'hydrogène dans leurs noyaux. Ils gonfleront jusqu'à plusieurs fois leur taille d'origine et leur luminosité augmentera considérablement. Cependant, leur température diminuera. Ils sont toujours classés à l'aide du système OBAFGKM, mais sont représentés à la place par les chiffres romains IV (sous-géants), III (géants), II (géants brillants), Ib (supergéants faibles), Iab (supergéants à luminosité modérée) Ia ( supergéantes brillantes), ou 0 (hypergéantes, également représentées par Ia+).
Les sous-géantes commencent à peine à terminer l'étape de la séquence principale de leur cycle de vie, et leur température varie d'une étoile à l'autre, en fonction de leur masse et de leur âge. Ils seront plus grands et plus brillants pour les étoiles de la séquence principale de même température.
Les géants sont des étoiles qui ont progressé depuis le stade de sous-géant. Elles seront beaucoup plus grandes que les étoiles de la séquence principale et plus brillantes que les sous-géantes.
S'ils ont une masse similaire à celle du Soleil, ils finiront par revenir à la phase sous-géante avec une masse réduite avant de revenir à nouveau à la phase géante dans la branche géante asymptomatique (AGB). Ils pulseront alors, perdant de la masse à chaque fois, jusqu'à ce qu'il ne reste plus que le noyau, qui à partir de ce moment sera appelé une naine blanche (plus sur cela plus tard).
Si toutefois elles sont plus massives que le Soleil, elles progresseront encore plus…
Ceux-ci ressemblent aux géants, mais sont plus brillants et plus grands.
Les supergéantes ont progressé à partir d'étoiles géantes massives, et celles-ci seront énormes. Ces étoiles finiront leur vie dans une supernova de type II, mais la plus massive de toutes les étoiles peut encore progresser…
Les hypergéants sont ÉNORMES. Leur rayon peut aller jusqu'à 6 AU ! Ils sont également TRÈS rares et sont sur le point de devenir Supernova comme les Supergéants, après quoi ils deviendront soit une étoile à neutrons, soit un trou noir.
Étoiles mortes
Après la phase post-séquence principale, les étoiles laissent généralement derrière elles un reste stellaire, qui sont tous de petite taille, mais ont une masse élevée pour ladite taille.
Les naines blanches sont le résultat d'une étoile semblable au Soleil après sa mort. Ils auront perdu une quantité importante de masse et se refroidiront progressivement en vieillissant, même si cela prendra un certain temps. Finalement (et hypothétiquement), elles se refroidiront jusqu'au zéro absolu (0 K ou -273 Celsius), auquel cas elles seront appelées « naines noires ».
Les Naines Blanches ont un rayon similaire à celui de la Terre, mais elles auront des masses plus comparables à celle du Soleil. Encore plus étrange, leur rayon diminuera lorsque la masse sera augmentée.
Si les naines blanches dépassent environ 1.4 fois la masse du Soleil, elles exploseront en une supernova de type Ia.
Les étoiles à neutrons sont le résultat de supernovae de type II, qui se produiront lorsque la masse de l'étoile géante dépassera 8 fois celle du Soleil. Celles-ci sont encore plus petites que les naines blanches, de l'ordre de plusieurs kilomètres, mais leur masse sera bien plus comparable à celle du Soleil !
Si une étoile à neutrons a un champ magnétique et tourne rapidement, ce sera un pulsar.
Les trous noirs sont classés en fonction de leur taille, mais nous nous concentrerons sur les trous noirs de masse stellaire. Ils se forment lorsqu'une étoile dont la masse est au moins 15 fois celle du Soleil meurt (bien que dans le jeu, cela semble être inférieur). Les trous noirs ne sont pas mesurés par leur rayon, mais plutôt par le rayon de Schwartzchild. Cela représente la partie « noire » du trou noir. C'est-à-dire que toute lumière traversant ceci ne pourra pas s'échapper.
