Limites de masse des étoiles
La séquence principale, la phase la plus longue et la plus stable de la vie d'une étoile, est dominée par l'équilibre entre l'effondrement gravitationnel et la pression vers l'extérieur générée par la fusion nucléaire. La masse minimale requise pour maintenir la fusion de l'hydrogène dans le cœur est appelée limite de masse inférieure. .
$$M_{min} \environ 0,08 M_{\odot}$$
où \(M_{\odot}\) est la masse du Soleil. En dessous de cette limite, les objets sont considérés comme des naines brunes, qui sont des objets substellaires dépourvus de masse suffisante pour maintenir une fusion stable de l’hydrogène.
La limite supérieure de masse des étoiles est déterminée par plusieurs facteurs, notamment la pression de rayonnement, les vents stellaires et les instabilités de pulsation. Les étoiles les plus massives subissent une pression de rayonnement intense et de forts vents stellaires, qui peuvent entraîner une perte de masse. De plus, les étoiles très massives ont une durée de vie plus courte en raison de leur consommation rapide de combustible nucléaire.
La limite de masse supérieure est approximativement :
$$M_{max} \environ 100 M_{\odot}$$
Au-delà de cette limite, les étoiles deviennent extrêmement lumineuses et instables, ce qui les rend rares dans l'univers.
Impact sur l'évolution stellaire et la durée de vie
La masse d’une étoile détermine son évolution et sa durée de vie.
- Étoiles de faible masse (moins d'environ 8 masses solaires) ont une durée de vie plus longue et évoluent plus lentement. Ils passent la plupart de leur temps sur la séquence principale, brûlant de l'hydrogène dans leur noyau. En vieillissant, elles évoluent progressivement vers la phase géante rouge et finissent par devenir des naines blanches.
- Étoiles de masse intermédiaire (entre 8 et 25 masses solaires) ont une durée de vie plus courte mais passent quand même une partie importante de leur temps sur la séquence principale. Elles évoluent en géantes rouges et finissent leur vie sous forme d'étoiles à neutrons ou de naines blanches.
- Étoiles de grand-messe (au-dessus de 25 masses solaires) ont la durée de vie la plus courte. Ils brûlent rapidement leur combustible nucléaire et subissent des changements spectaculaires au cours de leur évolution. Elles deviennent souvent des supergéantes rouges et connaissent diverses instabilités, notamment des pulsations et des éjections de masse. Ces étoiles massives terminent leur vie dans des explosions spectaculaires de supernova, laissant derrière elles des étoiles à neutrons ou des trous noirs.
La relation entre la masse stellaire, l’évolution et la durée de vie est un aspect fondamental de l’astrophysique stellaire et joue un rôle crucial dans la compréhension de la formation et de la diversité des étoiles dans l’univers.
