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- Des Etoiles aux Planètes

résumé de l'évolution stellaire

Voici un récapitulatif des phases d'évolution stellaire en fonction de la masse initiale de l'étoile.

M_étoile < unité(0,07;M_soleil) La température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hydrogène. L'objet est une étoile avortée : une naine brune.
unité(0,07;M_soleil)<M_étoile<unité(0,5;M_soleil) L'hydrogène fusionne en hélium lorsque l 'étoile est sur la séquence principale mais, ensuite, la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hélium. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche d 'hélium. Il faut tout de même noter que le temps d 'évolution sur la séquence principale est supérieur à l 'âge de l 'Univers et que cette évolution est hypothétique (aucune naine blanche d'hélium ne peut encore être observée).
unité(0,5;M_soleil)<M_étoile<unité(7;M_soleil) Fusion de l 'hydrogène, puis de l 'hélium. Ensuite la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion du carbone. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche de carbone et d'oxygène.
M_étoile>unité(8;M_soleil) Fusion de l'hydrogène sur la séquence principale puis fusion de l'hélium, puis du carbone, puis de l'oxygène... lors de la phase de supergéante rouge. L 'étoile finit par avoir une structure en pelure d 'oignon avec un cœur de fer entourés d 'éléments de plus en plus légers en train de fusionner. L'étoile finit par exploser en supernova de type II.
si unité(8;M_soleil)<M_étoile<unité(25;M_soleil) Le résidu de la supernova donne une étoile à neutrons (éventuellement observable sous forme de pulsar)
si M_étoile>unité(25;M_soleil) Le résidu de la supernova donne un trou noir de masse stellaire.
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