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ObjectifsAperçu sur les réactions nucléaires à l'oeuvre dans une étoile très massive.
Les hautes températures rencontrées durant les phases énergétiques de la fin de vie des étoiles les plus massives permettent la fusion des éléments jusqu'au fer. Ainsi, la synthèse triple 
conduit, à partir de 3 noyaux d'hélium, à un noyau de carbone.
La température d'ignition augmente avec le nombre de charge des réactifs de la fusion. En revanche, les réactions sont de moins en moins exothermiques, jusqu'au fer.
| Etape | Température (K) | Masse volumique (kg/m3) | Durée |
|---|---|---|---|
| Fusion H |  | 5000 |  ans |
| Fusion He |  |  |  ans |
| Fusion C |  |  | 600 ans |
| Fusion O |  |  | 6 mois |
| Fusion Si |  |  | 1 jour |
| Effondrement du cœur |  |  | 1/4 s |
Les étapes de fusion sont de plus en plus courtes, et à forte température.
Au delà du fer (Z=26, A =56), le bilan des énergies de liaison entre nucléons est défavorable : d'exothermique, la fusion devient endothermique. La forte stabilité du noyau du fer conduit à son pic d'abondance.
Les éléments plus lourds que le fer résultent de phénomène d'addition de neutrons, transmuant des noyaux déjà massifs en éléments encore plus massifs (plomb, or, jusqu'à l'uranium). La lenteur du processus, et les conditions thermodynamiques défavorables, expliquent la faible abondance relative de ces éléments plus lourds que le fer.
La pression de radiation générée par les températures élevées conduit à un fort vent stellaire, qui souffle l'enveloppe extérieur (comme pour les étoiles Wolf-Rayet par exemple), et donc conduit à essaimer les matériaux lourds synthétisés dans la forge stellaire. Peu à peu, l'Univers s'enrichit en éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium créés lors du big-bang.
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