étoiles à faible masse (moins de 8 masses solaires)
* Phase géante rouge: Comme l'étoile est à court de carburant d'hydrogène dans son noyau, il commence à fusionner l'hydrogène dans une coquille entourant le noyau. Cela fait que l'étoile se développe considérablement, devenant un géant rouge. Les couches extérieures se refroidissent, lui donnant une teinte rougeâtre.
* Hélium Flash: Le noyau, désormais principalement en hélium, devient incroyablement dense et chaud. Finalement, il enflamme la fusion de l'hélium dans une rafale brève mais intense connue sous le nom d'hélium flash.
* branche horizontale: L'étoile se stabilise, fusionnant l'hélium dans son noyau et devient plus petite et plus chaude, se déplaçant dans une région du diagramme Hertzsprung-Russell appelé la branche horizontale.
* Branche géante asymptotique (AGB): Après avoir épuisé l'hélium, l'étoile se développe à nouveau dans un géant rouge, mais cette fois, il est encore plus grand qu'auparavant (branche géante asymptotique). Il fusionne des éléments plus lourds dans les coquilles autour du noyau.
* nébuleuse planétaire: Dans les dernières étapes, l'étoile éjecte ses couches extérieures dans l'espace, formant une belle coquille colorée et en expansion appelée nébuleuse planétaire. Ce processus laisse un noyau dense et chaud appelé nain blanc.
* nain blanc: Le nain blanc est le reste du noyau de l'étoile, composé principalement de carbone et d'oxygène. Il se refroidit lentement sur des milliards d'années, devenant finalement un nain noir froid et noir.
étoiles de masse intermédiaire (8-10 masses solaires)
* similaire aux étoiles à faible masse: Ces étoiles passent également par les phases géantes rouges, l'hélium, la branche horizontale et les phases AGB.
* Fusion de carbone: Contrairement aux étoiles à faible masse, elles peuvent atteindre des températures suffisamment élevées pour fusionner le carbone en éléments plus lourds comme l'oxygène, le néon et le magnésium.
* Effondrement du noyau: Lorsque l'étoile manque de carburant pour la fusion, son noyau s'effondre rapidement, créant une explosion de supernova.
* Neutron Star: Le noyau s'effondre davantage, pressant des protons et des électrons pour former des neutrons. Cela crée un objet minuscule mais incroyablement dense appelé étoile à neutrons.
étoiles de masse haute (plus de 10 masses solaires)
* similaire aux étoiles de masse intermédiaire: Ils éprouvent également les mêmes étapes, conduisant à la fusion de carbone et au-delà.
* Réactions de fusion multiples: Les étoiles de masse élevée fusionnent encore des éléments plus lourds, passant par des étapes de fusion néon, oxygène et silicium.
* Core de fer: L'étoile forme finalement un noyau de fer, qui ne peut pas soutenir la fusion. Cela marque la fin de la production d'énergie de la star.
* Effondrement de base et supernova: Le noyau de fer s'effondre catastrophiquement, déclenchant une violente explosion de supernova.
* Trou noir: Si le noyau de l'étoile est suffisamment massif, il s'effondre plus au-delà d'une étoile à neutrons, devenant une singularité. L'attraction gravitationnelle intense de cette singularité forme un trou noir.
Résumé:
Le sort d'une étoile à la fin de son cycle de vie dépend fortement de sa masse initiale. Les étoiles à faible masse deviennent des naines blanches, les étoiles de masse intermédiaire deviennent des étoiles à neutrons et les étoiles de masse haute deviennent des étoiles à neutrons ou des trous noirs. Tous ces objets sont des restes fascinants de l'évolution stellaire, fournissant des informations précieuses sur l'histoire de l'univers et les processus qui le façonnent.
