0,3 M

Les étoiles se forment à partir de nuage interstellaires sous le nom de
pépinière stellaire qui se contractent sous l'effet de la gravitation. Lorsque
l'étoile en formation est suffisamment dense, la pression qui règne au
cœur déclenche les premières réactions en fusion : on parle alors de
protoétoiles. Ces protoétoiles naissent généralement dans des nuages
capables de former des centaines d'étoiles en même temps.
Définition
de
Protoétoile
Une protoétoile est un corps stellaire très jeune situé dans les phases
préliminaires à la constitution d'une étoile proprement dite. Sa source principale
d'énergie ne réside pas dans des réactions de fusion thermonucléaire, mais
provient de l'effondrement ou de la contraction gravitationnelle d'un nuage de
gaz (nébuleuse). le rayonnement émis par les protoétoiles est entièrement
absorbé et chauffe la matière du nuage moléculaire, elle est donc en général
enfouie dans le cocon de gaz qui lui a donné naissance et n'est donc pas visible.
Lorsque la protoétoile se dégage de son cocon de gaz et si sa masse est
faible (0,5 à 1,5 M⊙), elle rejoint la classe des naines brunes, étoiles très peu
visibles. Si la protoétoile est plus massive, les réactions de fusion de l'hydrogène
s'enclenchent alors que la protoétoile est encore enfouie dans le nuage de gaz.
Les étoiles, lorsqu'elles émergent, ont une représentation déjà située sur la
séquence principale du diagramme Hertzsprung-Russel et sont observées sous
la forme d'étoiles lumineuses.
Évolution stellaire en fonction de la masse de l'étoile
Masse de l'étoile
(en masses solaires, M⊙)
Luminosité séquence principale
30 M⊙ | 10 M⊙ | 3 M⊙ | 1 M⊙ | 0,3 M⊙
10 000 | 1 000 | 100 | 1
| 0,004
(Soleil=1)
Vie séquence principale
0,06
| 0,10
| 0,30
| 10
| 800
(en milliards d'années)
Fin des réactions nucléaires Fe
| Si
| O
| C
| He
Phénomène terminal
supernova nébuleuse planétaire
vent stellaire
Masse éjectée
24 M⊙
| 8,5 M⊙
| 2,2 M⊙ | 0,3 M⊙ | 0,01 M⊙
Nature du noyau résiduel
trou noir
étoile à neutrons
naine blanche
Masse du cadavre stellaire
6 M⊙
| 1,5 M⊙
| 0,8 M⊙ | 0,7 M⊙ | 0,3 M⊙
Densité (eau=1)
3×1015 | 5×1014 | 2×107 | 107
| 106
Rayon (en m)
6,19×103
Gravité (en m.s-2)
5,19×1012| 2,5×1012 |1,49×107 |8,99×106 |1,46×106
| 1,79×104 | 2,67×106 |3,22×106 | 5,22×106
Définition de NAINE BLANCHE
Une naine blanche est une étoile de masse comparable à celle du Soleil,
mais dont le diamètre est le même que celui de la Terre.
Elle a une densité très forte.
Elle ne produit plus d’énergie, et se refroidit lentement.
Lors de sa formation, sa température centrale est très élevée.
Les plus chaudes sont à 100 millions de degrés.
La décroissance de température, assez rapide au début, est de plus en plus
lente. Il lui faut pour cela des milliards d’années.
Une naine blanche refroidie, dite naine noire, est donc un énorme cristal
d’hélium ou de carbone, selon son origine.
Un diamant d’une masse solaire, de quoi faire rêver...
Évolution finale
La masse d’une étoile est l’élément déterminant de son évolution. Plus une étoile est
massive, plus elle consomme rapidement l'hydrogène qu'elle contient car la température y est
plus élevée de par la compression plus forte de la gravité.
Dans le cas des étoiles de quelques masses solaires, lorsque le cœur de l'étoile ne contient
plus suffisamment d'hydrogène, elle devient géante rouge. À partir de ce moment-là, l'étoile
est vouée à former une nébuleuse planétaire et le noyau devient une naine blanche.
Les étoiles les plus massives évoluent vers les branches des géantes et des supergéantes et
finiront en supernovas.