Astronomie et Mécanique Céleste
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- Des Etoiles aux Planètes

Évolution des étoiles massives

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Structure dite en «pelure d'oignon» d'une supergéante juste avant l'effondrement du cœur de fer et l'explosion de la supernova.
Crédit : Astrophysique sur Mesure / Noël Robichon et Gilles Bessou

À partir de la séquence principale, des éléments de plus en plus massifs fusionnent au cœur de l'étoile. Les éléments moins massifs continuent de fusionner en couches enrichissant les couches plus profonde en produits de fusion. De forts vents stellaires sont également observés. Finalement, le noyau de fer dépasse la masse limite de Chandrasekhar et s'effondre. Le vide créé aspire la matière de l'étoile qui rebondit et crée une onde de choc qui explulse violemment toutes les couches externes : c'est la supernova de type II.

Le résidu du cœur de fer effondré forme une étoile à neutrons ou un trou noir selon sa masse. Si elle inférieure à 3 masses solaires environ, la force nucléaire forte s'oppose à la gravité (la densité dans une étoile à neutrons est en effet de l'ordre de la densité d'un noyau atomique). Sinon, aucune force ne peut s'opposer à la gravitation et l'on a un trou noir.

État Température (K) Densité (g/cm3) Durée
Fusion de l 'Hydrogène 4.107 5 7.106 ans
Fusion de l'Hélium 2.108 700 5.105 ans
Fusion du Carbone 6.108 2.105 600 ans
Fusion de l 'Oxygène 1,5.109 107 6 mois
Fusion du Silicium 2,7.109 3.107 1 jour
Effondrement du cœur 5,4.109 3.109 1/4 seconde
Rebond 1,3.1010 4.1014 qqs millisecondes
Explosive environ 109 variable 10 secondes
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