1. Séquence principale (brûlure d'hydrogène):
* carburant: Hydrogène (principalement sous forme de protons, ¹h)
* réaction: La chaîne de proton-proton, une série de réactions nucléaires qui fusionnent quatre protons dans un noyau d'hélium (⁴he), libérant de l'énergie.
* Durée: Environ 10 milliards d'années pour une étoile de masse solaire. C'est la plus longue étape de la vie de la star.
2. Phase subdigante (brûlure de la coquille d'hydrogène):
* carburant: Hydrogène
* réaction: La fusion d'hydrogène continue dans une coquille autour du noyau, tandis que le noyau lui-même est principalement l'hélium.
* Durée: Relativement court par rapport à la séquence principale.
3. Branche géante rouge (brûlure de l'hélium):
* carburant: Hélium (⁴he)
* réaction: Le processus triple alpha, où trois noyaux d'hélium fusionnent pour former du carbone (¹²c) et libèrent de l'énergie.
* Durée: Beaucoup plus court que la séquence principale.
4. Branche horizontale (brûlure du noyau d'hélium et brûlure de la coquille d'hydrogène):
* carburant: Hélium dans le noyau et l'hydrogène dans une coquille.
* réaction: Le processus triple alpha et la fusion d'hydrogène se produisent.
5. Branche géante asymptotique (AGB) (brûlage du carbone):
* carburant: Carbone (¹²c), parfois avec d'autres éléments comme l'oxygène (¹⁶o).
* réaction: Fusion de carbone en éléments plus lourds, tels que le néon (²⁰ne) et le magnésium (²⁴mg).
* Durée: Court, mais la luminosité de l'étoile augmente considérablement.
6. Étape post-AGB:
* carburant: Aucune brûlure nucléaire significative ne se produit.
* Processus: L'étoile perd ses couches extérieures, devenant finalement un nain blanc.
au-delà de ces étapes:
* nain blanc: Un reste du noyau de l'étoile, composé principalement de carbone et d'oxygène. Il ne subit plus la fusion nucléaire et se refroidit lentement.
* Fate possible: Si le nain blanc accumule suffisamment de matériel d'une étoile compagnon, il pourrait déclencher la fusion de carbone et conduire à une explosion de supernova.
Points clés:
* La progression à travers ces carburants est dictée par les températures et les pressions croissantes dans le noyau de l'étoile.
* Chaque étape de fusion produit des éléments plus lourds, laissant derrière elle une cendre qui alimente finalement la prochaine étape de la combustion nucléaire.
* L'évolution d'une étoile de masse solaire se termine par une naine blanche. Des étoiles plus massives ont des destins différents, conduisant à des explosions de supernova et à la création d'étoiles à neutrons ou de trous noirs.
