L'étoile
de la Carène, est tellement massive (de l'ordre de 100 fois la masse du Soleil) et lumineuse (5 millions de fois le Soleil), qu'elle sera bientôt en fin de vie, quand bien même elle réside encore dans la nébuleuse qui l'a formée.
Crédit :
ESO/VLT
Etoiles super-massives
Les étoiles les plus massives quittent la séquence principale alors même qu'elles ne sont pas sorties du nuage de matière interstellaire qui les a créées.
Échantillon du spectre solaire dans l'UV, entre 260 et 295 nm, avec identification des raies.
Crédit :
NASA
Matière éjectée autour de V838, supergéante rouge à 6 kpc du Soleil. La séquence ne montre pas l'expansion de la matière, mais son illumination par une bouffée de photons émis lors d'un sursaut stellaire de l'étoile centrale, qui éclaire séquentiellement l'environnement stellaire.
Crédit :
HST
Eléments chimiques
Un spectre stellaire montre une abondance de raies, avec la signature chimique de tous les éléments de la classification périodique. Ces éléments ont été pour l'essentiel créés lors de l'évolution des étoiles les plus massives, qui les essaiment sous l'influence d'un fort vent stellaire accéléré par la
pression de radiation.
Wolf-Rayet 124. L'enveloppe d'hydrogène est expulsée par le vent stellaire.
Crédit :
HST
Spectre de l'étoile Wolf-Rayet WR137, avec des raies intenses en émission.
Crédit :
Observatoire du Pic du Midi
Position des étoiles Wolf-Rayet dans le diagramme HR.
Crédit :
ASM
Wolf-Rayet
Un exemple d'étoiles avec fort vent stellaire est la classe des étoiles de
Wolf-Rayet, de type spectral O, très chaudes. L'intense pression radiative souffle leur enveloppe d'hydrogène et génère une perte de masse importante.
L'enveloppe très chaude d'une Wolf-Rayet produit un spectre en
émission. La diversité des vitesses des couches sondées donne des raies très élargies par effet Doppler-Fizeau.
Objectifs
Aperçu sur les réactions nucléaires à l'oeuvre dans une étoile très massive.
Synthèse triple alpha : 3 hélium donnent 1 carbone.
Crédit :
ASM
Synthèse des éléments lourds
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.
Etapes
| 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.
La limite du fer
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.
Abondance des différents éléments créés lors du big-bang (H et He essentiellement) puis par nucléosynthèse stellaire.
Crédit :
ASM
Poussières d'étoiles
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.