Calcul de la durée de vie d'une étoile

Contexte : L'Astrophysique StellaireBranche de l'astronomie qui étudie les étoiles : leur naissance, leur vie, leur composition et leur mort..

La vie d'une étoile est une fascinante histoire d'équilibre entre deux forces colossales : la gravité, qui cherche à la faire s'effondrer sur elle-même, et l'énergie de la fusion nucléaireProcessus au cœur des étoiles où des noyaux atomiques légers (comme l'hydrogène) fusionnent pour former des noyaux plus lourds (comme l'hélium), libérant une immense quantité d'énergie. qui pousse vers l'extérieur. La durée pendant laquelle une étoile peut maintenir cet équilibre, appelée sa vie sur la séquence principaleLa phase la plus longue de la vie d'une étoile, durant laquelle elle fusionne l'hydrogène en hélium dans son noyau., dépend crucialement de sa masse initiale. Cet exercice vous guidera pour calculer cette durée de vie en utilisant des principes fondamentaux de la physique.

Remarque Pédagogique : Cet exercice vous apprendra comment les astrophysiciens estiment la durée de vie des étoiles en se basant sur leur masse et leur luminosité, illustrant le lien direct entre les propriétés d'une étoile et son évolution.

Objectifs Pédagogiques

Comprendre la relation entre la masse, la luminosité et la durée de vie d'une étoile.
Appliquer la célèbre équation d'Einstein, \(E=mc^2\), au contexte stellaire.
Utiliser la relation masse-luminosité pour comparer la vie des étoiles.
Calculer et estimer la durée de vie du Soleil et d'autres étoiles.

Données de l'étude

Nous allons nous baser sur les caractéristiques de notre propre étoile, le Soleil, comme référence pour nos calculs.

Constantes Physiques et Solaires

Caractéristique	Symbole	Valeur
Masse Solaire	\(M_{\odot}\)	\(1.989 \times 10^{30} \text{ kg}\)
Luminosité Solaire	\(L_{\odot}\)	\(3.828 \times 10^{26} \text{ Watts}\)
Vitesse de la lumière	\(c\)	\(3 \times 10^{8} \text{ m/s}\)

Le Diagramme Hertzsprung-Russell (H-R)

Questions à traiter

Calculer la masse d'hydrogène que le Soleil peut fusionner, sachant qu'elle représente 10% de sa masse totale.
En utilisant \(E=mc^2\), calculer l'énergie totale (\(E_{\text{totale}}\)) que le Soleil peut libérer en fusionnant cet hydrogène (sachant que seulement 0.7% de la masse de l'hydrogène est convertie en énergie).
En supposant que la luminosité du Soleil (\(L_{\odot}\)) reste constante, calculer sa durée de vie totale sur la séquence principale.
Grâce à la relation masse-luminosité (\(L \propto M^{3.5}\)), quelle est la luminosité d'une étoile 5 fois plus massive que le Soleil ?
Estimer la durée de vie de cette étoile massive.

Les bases sur la vie des étoiles

Pour résoudre cet exercice, deux concepts clés sont nécessaires : la conversion masse-énergie et la relation entre la masse et la luminosité d'une étoile.

1. Équivalence Masse-Énergie (Einstein)
La célèbre équation d'Albert Einstein, \(E=mc^2\), est le moteur des étoiles. Elle stipule que la masse (\(m\)) peut être convertie en une quantité phénoménale d'énergie (\(E\)), où \(c\) est la vitesse de la lumière. Dans les étoiles, une petite fraction de la masse de l'hydrogène est convertie en énergie pure lors de la fusion. \[ E = \eta \cdot M_{\text{carburant}} \cdot c^2 \] Où \(\eta\) (êta) est le rendement de la réaction de fusion (environ 0.007 ou 0.7%).

2. La Relation Masse-Luminosité
Pour les étoiles sur la séquence principale, il existe une relation empirique très forte : les étoiles plus massives sont beaucoup plus lumineuses. Cette relation est approximativement une loi de puissance : \[ \frac{L}{L_{\odot}} = \left( \frac{M}{M_{\odot}} \right)^{3.5} \] Cela signifie qu'une étoile deux fois plus massive que le Soleil est environ \(2^{3.5} \approx 11.3\) fois plus lumineuse !

Correction : Calcul de la durée de vie d’une étoile

Question 1 : Calcul de la masse de carburant du Soleil

Principe

Seul le noyau de l'étoile est assez chaud et dense pour permettre la fusion nucléaire. On estime que cette région représente environ 10% de la masse totale de l'étoile. C'est donc cette fraction de la masse qui constitue le "réservoir de carburant".

Mini-Cours

La structure stellaire est divisée en plusieurs couches. Le noyau est la région centrale où la pression et la température (plus de 15 millions de K pour le Soleil) sont suffisantes pour initier les réactions de fusion. L'enveloppe externe, plus froide, ne participe pas à la production d'énergie mais la transporte vers la surface.

Remarque Pédagogique

Il est crucial de distinguer la masse totale de l'étoile de la masse de son carburant effectif. C'est comme avoir une voiture avec un immense réservoir, mais un moteur qui ne peut en utiliser qu'une petite partie. L'essentiel de la masse de l'étoile sert à confiner le noyau par gravité.

Normes

En astrophysique, il n'y a pas de "normes" réglementaires comme en ingénierie civile. Nous nous basons sur les lois de la physique (thermodynamique, physique nucléaire) et des modèles stellaires validés par des décennies d'observations. L'approximation de 10% est une valeur communément acceptée issue de ces modèles.

Formule(s)

Formule de la masse de carburant

M_{\text{carburant}} = 0.10 \times M_{\text{totale}}

Hypothèses

Pour ce calcul, nous posons l'hypothèse simplificatrice suivante :

La fraction de masse du noyau participant à la fusion est exactement de 10% pour toute la durée de vie de l'étoile.

Donnée(s)

Nous utilisons la masse du Soleil comme donnée d'entrée.

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Masse Solaire	\(M_{\odot}\)	\(1.989 \times 10^{30}\)	kg

Astuces

Pour une estimation rapide, on peut arrondir la masse du Soleil à \(2 \times 10^{30} \text{ kg}\). Le calcul devient alors mental : 10% de 2, c'est 0.2, donc la masse de carburant est d'environ \(0.2 \times 10^{30} \text{ kg}\), soit \(2 \times 10^{29} \text{ kg}\).

Schéma (Avant les calculs)

Calcul(s)

On applique la formule avec la valeur de la masse solaire.

\begin{aligned} M_{\text{carburant}} &= 0.10 \times M_{\text{totale}} \\ &= 0.10 \times 1.989 \times 10^{30} \text{ kg} \\ &= 1.989 \times 10^{29} \text{ kg} \end{aligned}

Réflexions

Cette masse, bien que n'étant que 10% du total, reste absolument gigantesque. Elle équivaut à plus de 330 000 fois la masse de la Terre, entièrement dédiée à être transformée en énergie.

Points de vigilance

L'erreur classique est d'utiliser la masse totale de l'étoile dans les calculs d'énergie, oubliant que seule une petite fraction est réellement "brûlée".

Points à retenir

La source d'énergie d'une étoile est confinée à son noyau.
Le carburant disponible pour la fusion est une petite fraction (~10%) de la masse totale.

Le saviez-vous ?

La densité au centre du Soleil est d'environ 150 000 kg/m³, soit plus de 13 fois la densité du plomb ! C'est cette pression extrême, combinée à une température de 15 millions de degrés, qui permet la fusion nucléaire.

FAQ

Il est normal d'avoir des questions.

Résultat Final

La masse d'hydrogène disponible pour la fusion dans le noyau du Soleil est d'environ \(1.989 \times 10^{29} \text{ kg}\).

A vous de jouer

Calculez la masse de carburant pour une étoile naine rouge de 0.5 \(M_{\odot}\) (en \(10^{29} \text{ kg}\)).

Question 2 : Calcul de l'énergie totale libérable

Principe

On utilise l'équation d'Einstein \(E=mc^2\) pour convertir la masse de carburant en énergie. Cependant, seule une petite fraction (0.7%) de la masse de l'hydrogène est réellement transformée en énergie lors de la fusion en hélium. C'est ce qu'on appelle le "défaut de masse".

Mini-Cours

La principale chaîne de réactions dans le Soleil est la "chaîne proton-proton". Le bilan de cette chaîne est que quatre noyaux d'hydrogène (4 protons) fusionnent pour former un noyau d'hélium. Or, la masse d'un noyau d'hélium est légèrement inférieure (d'environ 0.7%) à la somme des masses des quatre protons initiaux. Cette masse "perdue" est intégralement convertie en énergie selon la formule d'Einstein.

Remarque Pédagogique

Le facteur \(c^2\) (\(9 \times 10^{16}\)) est un nombre extraordinairement grand. Cela signifie qu'une quantité infime de masse peut être convertie en une quantité d'énergie colossale. C'est ce principe qui rend les étoiles si puissantes et durables.

Normes

Ce calcul repose sur l'un des piliers de la physique moderne : la théorie de la Relativité Restreinte d'Einstein (1905). Le rendement de 0.7% est une conséquence directe de la physique nucléaire et des masses mesurées des particules, décrites par le Modèle Standard de la physique des particules.

Formule(s)

Formule de l'énergie de fusion

E_{\text{totale}} = \eta \times M_{\text{carburant}} \times c^2

Hypothèses

Nous supposons que :

Le rendement \(\eta\) de la fusion de l'hydrogène en hélium est constant et vaut 0.007.

Donnée(s)

On reprend le résultat précédent et on utilise la vitesse de la lumière.

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Masse de carburant	\(M_{\text{carburant}}\)	\(1.989 \times 10^{29}\)	kg
Vitesse de la lumière	\(c\)	\(3 \times 10^8\)	m/s

Schéma (Avant les calculs)

Calcul(s)

On remplace les valeurs dans l'équation.

\begin{aligned} E_{\text{totale}} &= \eta \times M_{\text{carburant}} \times c^2 \\ &= 0.007 \times (1.989 \times 10^{29} \text{ kg}) \times (3 \times 10^8 \text{ m/s})^2 \\ &= 0.007 \times (1.989 \times 10^{29} \text{ kg}) \times (9 \times 10^{16} \text{ m}^2/\text{s}^2) \\ &\approx 1.25 \times 10^{44} \text{ Joules} \end{aligned}

Réflexions

Le nombre \(1.25 \times 10^{44}\) Joules est astronomique. À titre de comparaison, la consommation énergétique annuelle de toute l'humanité est de l'ordre de \(6 \times 10^{20}\) Joules. Le Soleil dispose d'assez d'énergie pour alimenter l'humanité à son rythme actuel pendant des centaines de milliers de milliards d'années.

Points de vigilance

Attention à ne pas oublier d'élever la vitesse de la lumière au carré, c'est une erreur fréquente. Il faut aussi bien prendre en compte les deux pourcentages : 10% de la masse totale, puis 0.7% de cette masse de carburant est convertie en énergie.

Points à retenir

L'énergie stellaire provient de la conversion de masse en énergie.
L'équation \(E=mc^2\) est fondamentale, mais doit être appliquée à la masse réellement convertie (défaut de masse), pas à la masse totale du carburant.

Le saviez-vous ?

Chaque seconde, le Soleil convertit environ 600 millions de tonnes d'hydrogène en 596 millions de tonnes d'hélium. Les 4 millions de tonnes de différence sont intégralement transformées en l'énergie que nous recevons sous forme de lumière et de chaleur !

FAQ

Questions fréquentes pour cette étape.

Résultat Final

Le Soleil peut générer environ \(1.25 \times 10^{44} \text{ Joules}\) d'énergie au cours de sa vie.

A vous de jouer

Si une réaction de fusion plus efficace (par ex. le cycle CNO dans les étoiles massives) avait un rendement de 0.8%, quelle serait l'énergie totale libérée par le Soleil (en \(10^{44} \text{ Joules}\))?

Question 3 : Durée de vie du Soleil

Principe

La durée de vie d'une étoile est simplement son énergie totale disponible (le "réservoir") divisée par la vitesse à laquelle elle la consomme (le "débit"). Cette vitesse de consommation est sa luminositéL'énergie totale rayonnée par une étoile par unité de temps. Elle se mesure en Watts., qui est l'énergie émise par seconde.

Mini-Cours

La luminosité (\(L\)) est une puissance, mesurée en Watts (Joules par seconde, J/s). En divisant une énergie totale (\(E\), en Joules) par une puissance (\(L\), en J/s), on obtient un temps (\(t\), en secondes). C'est une simple analyse dimensionnelle : \(\frac{[\text{J}]}{[\text{J/s}]} = [\text{s}]\).

Remarque Pédagogique

Pensez à une bougie. Son énergie totale est contenue dans sa cire. Sa "luminosité" est la chaleur et la lumière qu'elle dégage. La durée pendant laquelle elle brûlera est la quantité totale de cire divisée par la vitesse à laquelle elle brûle. C'est exactement le même principe pour une étoile.

Normes

Ce calcul est une application directe du principe de conservation de l'énergie. L'énergie produite par fusion dans le noyau doit être égale à l'énergie rayonnée à la surface pour que l'étoile soit stable.

Formule(s)

Formule de la durée de vie

t = \frac{E_{\text{totale}}}{L}

Hypothèses

L'hypothèse la plus importante ici est que la luminosité du Soleil reste constante tout au long de sa vie sur la séquence principale. En réalité, elle augmente légèrement, mais cette approximation est excellente pour une première estimation.

Donnée(s)

On utilise les résultats précédents et la luminosité solaire.

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Énergie totale	\(E_{\text{totale}}\)	\(1.25 \times 10^{44}\)	Joules
Luminosité Solaire	\(L_{\odot}\)	\(3.828 \times 10^{26}\)	Watts (J/s)

Schéma (Avant les calculs)

Calcul(s)

Étape 1 : Calculer la durée de vie en secondes

\begin{aligned} t_{\text{secondes}} &= \frac{E_{\text{totale}}}{L_{\odot}} \\ &= \frac{1.25 \times 10^{44} \text{ J}}{3.828 \times 10^{26} \text{ J/s}} \\ &\approx 3.27 \times 10^{17} \text{ s} \end{aligned}

Étape 2 : Convertir les secondes en années

\begin{aligned} t_{\text{années}} &= \frac{t_{\text{secondes}}}{3.154 \times 10^7 \text{ s/an}} \\ &= \frac{3.27 \times 10^{17} \text{ s}}{3.154 \times 10^7 \text{ s/an}} \\ &\approx 1.036 \times 10^{10} \text{ ans} \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Réflexions

Ce résultat d'environ 10 milliards d'années est la valeur standard acceptée pour la durée de vie totale du Soleil sur la séquence principale. Sachant que le Soleil a environ 4.6 milliards d'années, il est à peu près à la moitié de sa vie.

Points de vigilance

La principale difficulté ici est la conversion d'unités. Ne pas oublier de convertir les secondes en années pour obtenir un résultat plus parlant. Une erreur d'un ordre de grandeur dans le facteur de conversion peut changer radicalement le résultat.

Points à retenir

La durée de vie est le ratio entre l'énergie disponible et l'énergie dépensée par seconde.
Pour le Soleil, cette durée est de l'ordre de 10 milliards d'années.

Le saviez-vous ?

Le terme "luminosité" a été standardisé par l'Union Astronomique Internationale. La luminosité solaire (\(L_{\odot}\)) est devenue une unité fondamentale pour comparer la puissance des autres objets célestes.

FAQ

Questions fréquentes.

Résultat Final

La durée de vie estimée du Soleil est d'environ 10 milliards d'années.

A vous de jouer

Si le Soleil était deux fois plus lumineux tout en ayant la même réserve d'énergie, combien de temps vivrait-il ?

Question 4 : Luminosité d'une étoile 5 fois plus massive

Principe

On utilise la relation masse-luminosité pour trouver la luminosité de la nouvelle étoile par rapport à celle du Soleil. Comme la masse est plus grande, on s'attend à une luminosité beaucoup plus élevée. Cette relation n'est pas linéaire : la luminosité augmente beaucoup plus vite que la masse.

Mini-Cours

Pourquoi les étoiles massives sont-elles plus lumineuses ? Une plus grande masse signifie une plus grande force de gravité. Pour y résister, le noyau de l'étoile doit être beaucoup plus chaud et dense, ce qui accélère exponentiellement le taux des réactions de fusion. Plus de réactions par seconde signifie plus d'énergie produite par seconde, donc une plus grande luminosité.

Remarque Pédagogique

Retenez bien l'exposant 3.5. Il est la clé de tout. Il nous dit qu'une petite augmentation de masse a des conséquences démesurées sur la brillance d'une étoile. C'est ce qui explique la grande diversité d'étoiles que l'on voit dans le ciel.

Normes

La relation \(L \propto M^{3.5}\) est une loi empirique, c'est-à-dire qu'elle a été déduite de l'observation d'un grand nombre d'étoiles. Elle a été établie pour la première fois par l'astronome Arthur Eddington dans les années 1920 et reste une approximation remarquablement bonne pour la plupart des étoiles de la séquence principale.

Formule(s)

Relation Masse-Luminosité

\frac{L_{\text{étoile}}}{L_{\odot}} = \left( \frac{M_{\text{étoile}}}{M_{\odot}} \right)^{3.5}

Hypothèses

On suppose que la nouvelle étoile est également sur la séquence principale et qu'elle obéit à la même relation masse-luminosité que le Soleil.

Donnée(s)

La masse de la nouvelle étoile est de 5 masses solaires.

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Masse de l'étoile	\(M_{\text{étoile}}\)	5	\(M_{\odot}\)

Astuces

Pour calculer une puissance de 3.5 sans calculatrice, rappelez-vous que \(x^{3.5} = x^3 \times x^{0.5} = x^3 \times \sqrt{x}\). Ici, \(5^{3.5} = 5^3 \times \sqrt{5} = 125 \times \sqrt{5}\). Sachant que \(\sqrt{4}=2\) et \(\sqrt{9}=3\), \(\sqrt{5}\) est environ 2.2. Donc \(125 \times 2.2 \approx 275\). C'est un bon ordre de grandeur !

Schéma (Avant les calculs)

Calcul(s)

On calcule le rapport de luminosité.

\begin{aligned} \frac{L_{\text{étoile}}}{L_{\odot}} &= \left( \frac{5 M_{\odot}}{M_{\odot}} \right)^{3.5} \\ &= 5^{3.5} \\ &\approx 279.5 \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Réflexions

Le résultat est spectaculaire : pour une masse "seulement" 5 fois plus grande, l'étoile est presque 280 fois plus brillante ! Cela montre à quel point le métabolisme d'une étoile est sensible à sa masse.

Points de vigilance

Ne pas oublier l'exposant 3.5. Une erreur fréquente est de penser que la relation est linéaire (si M x 5, alors L x 5), ce qui est complètement faux et mène à des conclusions erronées sur la vie des étoiles.

Points à retenir

La masse est le paramètre le plus important qui détermine les propriétés d'une étoile.
La relation masse-luminosité est une loi de puissance fortement non-linéaire.

Le saviez-vous ?

L'étoile la plus massive connue, R136a1, a une masse d'environ 265 fois celle du Soleil. Selon la relation masse-luminosité, elle est près de 8.7 millions de fois plus lumineuse que notre Soleil !

FAQ

Questions fréquentes.

Résultat Final

Une étoile 5 fois plus massive que le Soleil est environ 280 fois plus lumineuse.

A vous de jouer

Quelle serait la luminosité (par rapport au Soleil) d'une naine rouge de 0.5 \(M_{\odot}\) ?

Question 5 : Durée de vie de l'étoile massive

Principe

La durée de vie d'une étoile est proportionnelle à sa masse (plus de carburant) et inversement proportionnelle à sa luminosité (consommation plus rapide). En combinant ces deux effets, on peut déduire une relation directe entre la masse d'une étoile et sa durée de vie.

Mini-Cours

Puisque la réserve de carburant est proportionnelle à la masse (\(E_{\text{totale}} \propto M\)) et que la consommation est proportionnelle à la luminosité (\(L \propto M^{3.5}\)), la durée de vie (\(t = E/L\)) est donc proportionnelle à \(M/M^{3.5} = M^{1-3.5} = M^{-2.5}\). Cette relation finale, \(t \propto M^{-2.5}\), est l'un des résultats les plus importants de l'astrophysique stellaire.

Remarque Pédagogique

C'est ici que l'on découvre le "paradoxe" de la vie stellaire : les étoiles les plus riches (les plus massives) sont aussi les plus dépensières et meurent donc les plus jeunes. Les étoiles modestes, comme les naines rouges, économisent leur carburant et peuvent vivre des milliers de milliards d'années.

Normes

Ce résultat est une prédiction directe des modèles d'évolution stellaire, qui a été brillamment confirmée par l'observation des amas d'étoiles. Dans un amas, toutes les étoiles sont nées en même temps. En regardant quelles étoiles ont déjà quitté la séquence principale, on peut dater l'amas et vérifier la relation masse-durée de vie.

Formule(s)

Relation Masse-Durée de vie

t_{\text{étoile}} = t_{\odot} \times \left( \frac{M_{\text{étoile}}}{M_{\odot}} \right)^{-2.5}

Hypothèses

Nous supposons que les approximations des questions précédentes (10% de carburant, rendement de 0.7%, \(L \propto M^{3.5}\)) sont valables pour cette nouvelle étoile.

Donnée(s)

On utilise le rapport de masse et la durée de vie du Soleil.

Paramètre	Symbole	Valeur	Unité
Rapport de masse	\(M_{\text{étoile}}/M_{\odot}\)	5	-
Durée de vie du Soleil	\(t_{\odot}\)	\(10^{10}\)	ans

Schéma (Avant les calculs)

Calcul(s)

On applique la formule simplifiée.

\begin{aligned} t_{\text{étoile}} &= t_{\odot} \times \left( \frac{M_{\text{étoile}}}{M_{\odot}} \right)^{-2.5} \\ &= (10^{10} \text{ ans}) \times (5)^{-2.5} \\ &= (10^{10} \text{ ans}) \times \frac{1}{55.9} \\ &\approx 1.79 \times 10^8 \text{ ans} \end{aligned}

Schéma (Après les calculs)

Réflexions

L'étoile, bien que 5 fois plus massive (donc 5 fois plus de carburant), ne vivra que 179 millions d'années, contre 10 milliards pour le Soleil. C'est le paradoxe de la vie des étoiles : les plus riches (massives) meurent jeunes car elles dépensent leur fortune (énergie) de manière extravagante.

Points de vigilance

Soyez très prudent avec l'exposant négatif. Une erreur de signe changerait complètement le sens physique du résultat. Rappelez-vous que \(M^{-2.5} = 1 / M^{2.5}\), donc une masse élevée au dénominateur réduit considérablement la durée de vie.

Points à retenir

La relation clé est \(t \propto M^{-2.5}\).
Les étoiles massives ont des vies très courtes, les étoiles peu massives des vies très longues.

Le saviez-vous ?

Puisque seules les étoiles massives ont une vie assez courte pour exploser en supernova, la plupart des éléments lourds de l'univers (carbone, oxygène, fer...) ont été créés et dispersés dans les premiers milliards d'années de l'histoire cosmique. Nous sommes donc littéralement des "poussières d'étoiles" massives mortes depuis longtemps.

FAQ

Questions fréquentes.

Résultat Final

La durée de vie de l'étoile de 5 masses solaires est d'environ 179 millions d'années.

A vous de jouer

Estimez la durée de vie d'une étoile de 10 \(M_{\odot}\) (en millions d'années).

Outil Interactif : Simulateur de Vie Stellaire

Utilisez le curseur ci-dessous pour faire varier la masse d'une étoile sur la séquence principale et observez comment sa luminosité et sa durée de vie changent radicalement. Le graphique illustre cette relation inverse entre la masse et la longévité.

Paramètres de l'Étoile

Masse de l'étoile (en masses solaires, \(M_{\odot}\)) 1.0 M☉

Propriétés Résultantes

Luminosité (en \(L_{\odot}\)) -

Durée de vie estimée (ans) -

Quiz Final : Testez vos connaissances

1. Comment la durée de vie d'une étoile sur la séquence principale change-t-elle si sa masse augmente ?

Elle augmente proportionnellement.
Elle reste la même.
Elle diminue fortement.

2. Selon la relation masse-luminosité (\(L \propto M^{3.5}\)), si on double la masse d'une étoile, sa luminosité est multipliée par environ...

3. Quel processus est la principale source d'énergie d'une étoile sur la séquence principale ?

La fusion de l'hydrogène en hélium.
La combustion chimique.
La fission de l'uranium.

Glossaire

Séquence Principale: La phase la plus longue et la plus stable de la vie d'une étoile, durant laquelle elle tire son énergie de la fusion de l'hydrogène en hélium dans son noyau.
Luminosité: La quantité totale d'énergie qu'une étoile émet par seconde. Elle est mesurée en Watts.
Masse Solaire (\(M_{\odot}\)): Une unité de masse standard en astronomie, égale à la masse du Soleil (environ \(2 \times 10^{30} \text{ kg}\)). Elle est utilisée pour comparer la masse des autres étoiles.