Apprendre

Auteur: B. Mosser

Objectifs

Établir les éléments de définition d'une étoile.

Brûler de l'hydrogène

Définition

Une étoile passe par une phase adulte, sur la séquence principale, où elle tire son énergie de la fusion de l'hydrogène.

La masse de l'étoile étant apparue comme le paramètre crucial gouvernant sa formation puis son devenir, on récapitule ici comment varient la nature et le rayon d'un objet en fonction de sa masse.

Faibles masses

Aux faibles masses (comme celle de la Terre), la matière solide est très peu compressible. La relation masse-rayon d'un simple empilement de masse volumique uniforme donne :

$M \propto R^3$

Le rayon croît avec la masse (cas d'une planète de masse inférieure à celle de Jupiter).

Pression de dégénérescence

Avec l'augmentation de la masse au-dela d’une masse critique proche de la masse de Jupiter, la pression de dégénérescence variant comme $R^{-5}$ l'emporte. L'équilibre de la compression gravitationnelle $( P _{\mathrm{c}} \propto M^2 / R^4)$ par la pression de dégénérescence $( P _{\mathrm{deg}} \propto M^{5/3} / R^5)$ conduit à la relation masse-rayon :

$R \propto M^{-1/3}$

Le rayon de l'objet décroît avec la masse. Ceci n'est bien sûr pas intuitivement évident, mais c'est bien ce que l'on modélise pour les (exo)planètes géantes plus massives que Jupiter.

Relation masse rayon

Pour les étoile de la séquence principale, on a vu :

$M\propto R^2$

Evolution en fonction de la masse

L'étude à suivre montre l'avenir des étoiles une fois achevée leur vie sur la séquence principale.

Une étoile de masse initiale inférieure à la masse de Chandrasekhar $(1.44 \ M_\odot)$ évolue vers le stade de naine blanche.
Pour une masse supérieure, elle finit comme étoile à neutrons.
Voire comme trou noir pour une masse supérieure à 3 fois celle du Soleil.