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Concept
Masse stellaire
Résumé
La masse stellaire est une expression utilisée par les astronomes pour décrire la masse d'une étoile. Il est généralement dénombré en termes de masse du Soleil, en proportion d'une masse solaire (M☉). Par conséquent, l'étoile brillante Sirius pèse environ 2,02 M☉. La masse d'une étoile variera au cours de sa vie, à mesure que la masse s'érode avec les vents stellaires, ou qu'elle se retrouve éjectée via un comportement pulsationnel, ou si une masse supplémentaire est accrétée, comme celle d'une étoile compagnon.
Les étoiles sont parfois regroupées par masse en fonction de leur comportement évolutif à l'approche de la fin de leur durée de vie, selon leur stade de fusion nucléaire.
Les étoiles de très faible masse n'entrent pas dans la branche asymptotique des géantes (AGB) mais évoluent directement en naines blanches. Du moins en théorie ; la durée de vie de ces étoiles est suffisamment longue pour qu'aucune n'ait encore eu le temps d'évoluer jusqu'à ce point et d'être observée.
Les étoiles de faible masse avec une masse inférieure à environ 1,8–2,2 M☉ (selon la composition) pénètrent dans l'AGB, où elles développent un noyau d'hélium dégénéré.
Les étoiles de masse intermédiaire subissent une fusion d'hélium et développent un noyau carbone-oxygène dégénéré.
Les étoiles massives ont une masse minimale de 5 à 10 M☉. Ces étoiles subissent une fusion du carbone, leur vie se terminant par une explosion de supernova avec effondrement de cœur. Les trous noirs créés à la suite d'un effondrement stellaire sont appelés trous noirs de masse stellaire.
La combinaison du rayon et de la masse d'une étoile détermine la gravité de surface. Les étoiles géantes ont une gravité de surface beaucoup plus faible que les étoiles de la séquence principale, alors que c'est l'inverse pour les étoiles dégénérées et compactes telles que les naines blanches. La gravité de surface peut influencer l'apparence du spectre d'une étoile, une gravité plus élevée provoquant un élargissement des raies d'absorption.
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