Ressources libres - Lumières sur l’Univers
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- Des Etoiles aux Planètes

Évolution des étoiles de faible masse

Évolution des étoiles de très faible masse (inférieure à une demi masse solaire)

Pour des étoiles dont la masse est inférieure à la moitié de la masse du Soleil, également appelées naines froides, il n ’y a pas de fusion d ’éléments plus lourds après la fusion de l ’hydrogène. Le temps que ces étoiles vont passer sur la séquence principale est supérieur à l'âge actuel de l'Univers (environ 14 milliards d'années). Les modèles d'évolution stellaire prévoient que ces étoiles finiront en naines blanches d'hélium de la même manière que les étoiles un peu plus massives finiront en naine blanche de carbone et d'oxygène (voir plus loin).

Il existe une masse limite inférieure en dessous de laquelle la température centrale n'est pas suffisante pour initier la fusion de l'hydrogène (environ 8 millions de Kelvin). Cette masse se situe entre 0,07 et 0,08 masse solaire. Au dessous de cette limite, on ne parle plus d'étoile mais de naine brune. Une naine brune est le résultat de la contraction gravitationnelle d'un nuage de masse inférieure à 0,08 masse solaire. Cette contraction chauffe la naine brune et sa température effective initiale se situe autour de 3000 K. Mais, comme aucune autre source d'énergie ne peut maintenir cette température et que l'objet perd de l'énergie par rayonnement, il se refroidit pour atteindre quelques centaines de Kelvins au bout de quelques centaines de millions d'années.

Évolution des étoiles de masse intermédiaire (comprise entre 0,5 et 7 masses solaires)

Entre 0,5 et 7 masses solaires, seuls l'hydrogène puis l'hélium vont pouvoir fusionner dans l'étoile. Sur la séquence principale, il y aura d'abord fusion de l'hydrogène dans le cœur. Puis l'hydrogène va fusionner dans une couche autour d'un cœur d'hélium. L'étoile va alors gonfler pour former une géante rouge. Sur le diagramme HR, elle va « monter » le long de la branche des géantes (c'est à dire que sa température effective va baisser en même temps que son rayon va augmenter suffisamment pour faire croître la luminosité). Une fois arrivée en haut de la branche des géantes, la fusion de l'Hélium au cœur va s'allumer. L'étoile va « redescendre » (contraction et réchauffement de la surface).

La fusion de l'hélium va alors produire du carbone et de l'oxygène d'abord dans le cœur (l'étoile garde alors une luminosité presque constante dans le bas de la zone des géantes) puis en couche (ce qui va de nouveau faire « monter » l'étoile dans le diagramme HR le long de ce que l'on appelle la branche asymptotique).

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