« Masse stellaire » : différence entre les versions

La '''masse stellaire''' est une expression utilisée par les astronomes pour décrire la [[masse]] d'une [[étoile]]. IlElle est généralement dénombrédénombrée en termes de masse du [[Soleil]], en proportion d'uneou [[masse solaire]] (notée M_☉). Par conséquent, l'étoile brillante [[Sirius]] pèse environ {{masse solaire|2,02 M_☉}}<ref>{{Article |langue=en |prénom1=James |nom1=Liebert |prénom2=Patrick A. |nom2=Young |prénom3=David |nom3=Arnett |prénom4=J. B. |nom4=Holberg |titre=The Age and Progenitor Mass of Sirius B |périodique=The Astrophysical Journal |volume=630 |numéro=1 |date=2005-08-11 |issn=0004-637X |issn2=1538-4357 |doi=10.1086/462419|lire en ligne=https://doi.org/10.1086/462419|consulté le=2022-08-19|pages=L69–L72}}.</ref>. La masse d'une étoile varieravarie au cours de sa vie, à mesure que la masse sl'érodeastre avecémet lesdes [[Vent stellaire|vents stellaires]], ouéjecte qu'ellesa sematière retrouve éjectée viapar un comportement [[Étoile de type B à pulsation lente|pulsationnel]], ou si une masse supplémentaire est accrétée, comme celle d'une [[Étoile binaire|étoile compagnon]].

Les étoiles[[étoile]]s 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 {{incise|avecd'une desmasse masses inférieuresinférieure à {{masse solaire|0,5 M_☉}}}} n'entrent pas dans la [[branche asymptotique des géantes]] (AGB) mais évoluent directement en [[Naine blanche|naines blanches]]. Du moins en théorie ; la durée de vie de ces étoiles est suffisamment longue {{incise|plus longue que l'âge de l'univers à ce jour}} 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 {{masse solaire|1,8–2,2 M_☉}} (selon la composition) pénètrent dans l'AGB, où elles développent un noyau d'hélium dégénéré.

Les étoiles massives ont une masse minimale de {{masse solaire|5 à 10 M_☉}}. Ces étoiles subissent une fusion du carbone, leur vie se terminant par une explosion de supernova avec effondrement de cœur<ref>{{Article|prénom1=Icko, Jr.|nom1=Iben|titre=Stellar Evolution.VI. Evolution from the Main Sequence to the Red-Giant Branch for Stars of Mass 1 M_{sun}, 1.25 M_{sun}, and 1.5 M_{sun}|périodique=The Astrophysical Journal|volume=147|date=1967-02-01|issn=0004-637X|doi=10.1086/149040|lire en ligne=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1967ApJ...147..624I|consulté le=2022-08-19|pages=624}}.</ref>. Les [[Trou noir|trous noirs]] créés à la suite d'un effondrement stellaire sont appelés trous noirs de masse stellaire.

La combinaison du [[Rayon (géométrie)|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 [[Étoile de la séquence principale|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<ref>{{Article|prénom1=E.|nom1=Vassiliadis|prénom2=P. R.|nom2=Wood|titre=Evolution of Low- and Intermediate-Mass Stars to the End of the Asymptotic Giant Branch with Mass Loss|périodique=The Astrophysical Journal|volume=413|date=1993-08-01|issn=0004-637X|doi=10.1086/173033|lire en ligne=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...413..641V|consulté le=2022-08-19|pages=641}}.</ref>.

L'une des étoiles les plus massives connues est [[Eta Carinae]], avec {{masse solaire|100–200}} M_☉; sa durée de vie est très courte, quelques millions d'années tout au plus. Une étude de l'[[amas des Arches]] suggère que {{masse solaire|150 M_☉}} est la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers<ref>{{Lien web |langue=en |prénom=Linda |nom=Lynch |titre=NASA - NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy |url=https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html |site=www.nasa.gov |consulté le=2022-08-19}}</ref>{{',}}<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Pavel|nom1=Kroupa|titre=Stellar mass limited|périodique=[[Nature (revue)|Nature]]|volume=434|numéro=7030|date=2005-03|issn=1476-4687|doi=10.1038/434148a|lire en ligne=https://www.nature.com/articles/434148a|consulté le=2022-08-19|pages=148–149}}</ref>{{',}}<ref>{{Article|langue=en|prénom1=Donald F.|nom1=Figer|titre=An upper limit to the masses of stars|périodique=Nature|volume=434|numéro=7030|date=2005-03|issn=1476-4687|doi=10.1038/nature03293|lire en ligne=https://www.nature.com/articles/nature03293|consulté le=2022-08-19|pages=192–194}}.</ref>. La raison de cette limite n'est pas connue avec précision, mais elle est en partie due à la [[luminosité d'Eddington]] qui définit la quantité maximale de luminosité pouvant traverser l'atmosphère d'une étoile sans éjecter les gaz dans l'espace. Cependant, une étoile nommée [[R136a1]] dans l'amas d'étoiles RMC 136a a été mesurée à {{masse solaire|215 M_☉}}, remettant cette limite en question<ref>{{Lien web |langue=en |nom=[[Observatoire européen austral]] |titre=Stars Just Got Bigger - A 300 Solar Mass Star Uncovered |url=https://www.eso.org/public/news/eso1030/ |site=www.eso.org |consulté le=2022-08-19}}</ref>{{',}}<ref>{{Article|prénom1=Joachim M.|nom1=Bestenlehner|prénom2=Paul A.|nom2=Crowther|prénom3=Saida M.|nom3=Caballero-Nieves|prénom4=Fabian R. N.|nom4=Schneider|titre=The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. II. Physical properties of the most massive stars in R136|périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=499|numéro=2|date=2020-10-17|issn=0035-8711|issn2=1365-2966|doi=10.1093/mnras/staa2801|lire en ligne=http://arxiv.org/abs/2009.05136|consulté le=2022-08-19|pages=1918–1936}}</ref>. Une étude a déterminé que des étoiles de plus de {{masse solaire|150 M_☉}} dans R136 ont été créées par la collision et la fusion d'étoiles massives dans des systèmes binaires proches, offrant un moyen de contourner la limite de {{masse solaire|150 M_☉}}<ref>{{Lien web |langue=en-US |titre=Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash |url=https://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 |site=news.yahoo.com |consulté le=2022-08-19}}</ref>.

Les premières étoiles à se former après le [[Big Bang]] peuvent avoir été plus grandes, jusqu'à 300{{masse M_☉solaire|300}} ou plus{{Référence nécessaire|date=19 août 2022}}, en raison de l'absence totale d'éléments plus lourds que le [[lithium]] dans leur composition. Cette génération d'[[Étoile de population III|étoiles supermassives de population III]] est cependant éteinte depuis longtemps et n'est actuellement que théorique.

Avec une masse de seulement 93 fois celle de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] ([[Masse de Jupiter|M_J]]), soit {{masse solaire|0,09 M_☉}}, [[AB Doradus]] C, un compagnon de AB Doradus A, est la plus petite étoile connue subissant une fusion nucléaire dans son noyau<ref>{{Lien web |langue=en |nom=[[Observatoire européen austral]] |titre=Weighing the Smallest Stars - VLT Finds Young, Very Low Mass Objects Are Twice As Heavy As Predicted |url=https://www.eso.org/public/news/eso0503/ |site=www.eso.org |consulté le=2022-08-19}}</ref>. Pour les étoiles avec une métallicité similaire à celle du Soleil, la masse minimale théorique que l'étoile peut avoir, et subir encore une fusion au cœur, est estimée à environ 75 M_J<ref>{{Lien web |titre=Untitled Document |url=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html |site=web.archive.org |date=2006-09-28 |consulté le=2022-08-19}}</ref>{{',}}<ref name=new>{{Lien web |titre= New Scientist Space |url=https://web.archive.org/web/20061114213928/http://space.newscientist.com/article_view/default.jsp |site=web.archive.org |date=2006-11-14 |consulté le=2022-08-19}}</ref>. Lorsque la métallicité est très faible, cependant, une étude récente des étoiles les plus faibles a révélé que la taille minimale des étoiles semble être d'environ 8,3 % de la masse solaire, soit environ 87 M_J<ref name=new/>{{',}}<ref>{{Article|langue=en-GB|titre=Hubble glimpses faintest stars|périodique=BBC|date=2006-08-17|lire en ligne=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm|consulté le=2022-08-19}}</ref>. Les corps plus petits sont appelés [[Naine brune|naines brunes]], qui occupent une zone grise mal définie entre les étoiles et les [[géantes gazeuses]].

Le Soleil perd de sa masse à cause de l'émission d'énergie électromagnétique et de l'éjection de matière avec le vent solaire. Il expulse environ {{masse solaire|(2–3) × 10⁻¹⁴ ''M_☉''}} par an<ref>{{Ouvrage|prénom1=Dale A.|nom1=Ostlie|titre=An introduction to modern astrophysics|éditeur=Addison-Wesley Pub|date=1996|isbn=0-201-54730-9|isbn2=978-0-201-54730-6|isbn3=0-321-21030-1|oclc=33357291|lire en ligne=https://www.worldcat.org/oclc/33357291|consulté le=2022-08-19}}.</ref>. Le taux de perte de masse augmentera lorsque le Soleil entrera dans le stade de la [[géante rouge]], grimpant à {{nobr|(7–9) × 10⁻¹⁴ ''M_☉'' y⁻¹}} lorsqu'il atteindra l'extrémité de la branche de la géante rouge. Celle-ci montera à {{nobr|10⁻⁶ ''M_☉'' y⁻¹}} sur la branche géante asymptotique, avant de culminer à une vitesse de {{nobr|10⁻⁵ à 10⁻⁴ ''M_☉'' y⁻¹}} lorsque le Soleil générera une [[nébuleuse planétaire]]. Au moment où le Soleil deviendra une [[naine blanche]] dégénérée, il aura perdu 46 % de sa masse de départ<ref>{{Lien web |titre=Distant future of the Sun and Earth revisited |url=https://academic.oup.com/mnras/article-lookup/doi/10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |site=academic.oup.com |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |consulté le=2022-08-19}}.</ref>.

[[Catégorie:AstronomieÉtoile]]