Description : L'évolution stellaire décrit le vieillissement des étoiles et la façon dont elles changent au cours de leur cycle de vie. Contrairement à la biologie évolutive, l'évolution stellaire ne fait pas référence aux changements de caractéristiques entre les différentes générations d'étoiles.

Les étoiles passent la majeure partie de leur vie sur la séquence principale de l'évolution stellaire, fusionnant l'hydrogène en hélium dans leur cœur et libérant de l'énergie. Lorsqu'une étoile vieillit et commence à manquer d'hydrogène dans son cœur, ce dernier se contracte et peut devenir suffisamment chaud pour entamer la fusion de l'hélium. En fonction de la masse de l'étoile, celle-ci peut devenir géante ou supergéante. Dans certaines géantes et supergéantes, la fusion produit des éléments de plus en plus lourds.

Les étoiles dont la masse initiale est comprise entre une fois et demie et huit fois la masse de notre Soleil se retrouvent avec des noyaux de carbone, d'oxygène et/ou de néon, tandis que la fusion de l'hydrogène et de l'hélium se poursuit dans des coquilles autour du noyau, ce qui leur confère une structure en couches semblables à celles d'un oignon. Elles finiront par perdre leurs couches extérieures, qui formeront une nébuleuse planétaire, ne laissant que le noyau sous la forme d'une petite naine blanche brillante.

Les étoiles de plus de huit masses solaires continuent à fusionner des éléments plus lourds jusqu'à ce que les noyaux de leur cœur aient fusionné en fer. La poursuite de la fusion ne peut alors libérer aucune énergie supplémentaire. Cela déclenche l'explosion d'une supernova, qui laisse derrière elle une étoile à neutrons très compacte ou, pour les étoiles très massives, un trou noir.

Les nébuleuses planétaires et les explosions de supernova éjectent la matière des étoiles dans le milieu interstellaire. À certaines autres phases de leur évolution, de nombreuses étoiles éjectent également de la matière par des vents stellaires, des pulsations extrêmes ou des explosions. La matière éjectée a été enrichie en éléments lourds à la suite de la fusion nucléaire et, dans le cas d'une explosion, des réactions nucléaires qui ont eu lieu pendant l'explosion elle-même. Cette matière enrichie peut être incorporée dans les futures générations d'étoiles.

L'évolution des étoiles au cours de toutes ces phases peut être modifiée par l'interaction avec un compagnon dans un système d'étoiles multiples.

Termes associés :

• Trou noir
• Séquence principale
• Étoile à neutrons
• Fusion nucléaire
• Nébuleuse planétaire
• Vestiges stellaires
• Supernova
• Naine blanche
• Milieu interstellaire

Statut du terme et de sa définition : La définition initiale de ce terme en anglais a été aprouvée par un·e spécialiste de la recherche en astronomie et un·e spécialiste de l’éducation
La traduction de ce terme et de sa définition n'ont pas encore été aprouvées

Le glossaire multilangue de l'OAE est un projet du Bureau de l'IAU de l'Astronomie pour l'Education (OAE) en collaboration avec le Bureau de l'IAU de diffusion de l'Astronomie (OAO). Les termes et définitions ont été choisis, écrits et relues grâce à un effort collectif de l'OAE, les Centres et les Noeuds de l'OAE, les Coordinateurs Nationaux de l'Astronomie pour l'Education de l'OAE(NAECs) et d'autres volontaires. La liste complète des crédits pour ce projet est disponible ici . Tous les termes du glossaire et leur définition sont déposés sous licence Creative Commons CC BY-4.0 et doivent être créditées au nom de "IAU OAE".

Si vous constatez une erreur dans ce terme ou sa définition, veuillez nous contacter .