Les résultats principaux obtenus sont les suivants :

- Tout d’abord, nous avons amélioré notre outil de travail c’est-à-dire le programme d’évolution stellaire, le rendant plus à même de suivre l’évolution lors des phases avancées.

- Une grille de modèles pour des étoiles de métallicité solaire, couvrant la (presque) totalité de l’intervalle de masses des étoiles, a été obtenue. De nombreuses comparaisons avec l’observation ont permis de vérifier la quantité d’overshooting introduite dans ces modèles. En particulier la comparaison des isochrones avec les séquences observées d’amas ont permis de confirmer la valeur de 0.25 pour le paramètre d’overshooting (α = d_over/ Hp). Pour les amas les plus vieux, ceux ayant une masse au “turn off” inférieure à environ 1.3M_ʘ, les modèles sans overshooting reproduisent mieux les séquences observées.

- Les phases de fusion du carbone et de photodésintégration du néon ont été étudiées en détails, des résultats préliminaires concernant la fusion de l’oxygène dans notre modèle de 20M_ʘ ont été présentés. Nous trouvons que nos modèles d’étoiles, de masses initiales comprises entre 9 et 20M_ʘ, se comportent comme des étoiles, sans overshooting, de masses initiales environ 1.2—1.3 fois plus massives.

- Les quantités nouvellement produites d’hélium et d’éléments lourds, dans nos modèles de 9, 12, 15, 20, 25 et 40M_ʘ, ont été présentées, ainsi que des estimations des “yields” pour le ¹²C, l'¹⁶O, le ²⁰Ne, le ²⁴Mg et le ²⁸Si. La quantité totale de métaux éjectée lors du phénomène de Supernova, à masse initiale donnée, est augmentée de plus de 50% lorsqu’un overshooting modéré est pris en compte : plus précisément pour les modèles de 12, 15, 20 et 25M_ʘ, l’augmentation de la quantité de métaux dans les éjecta, due à l’overshooting, est respectivement de 59, 69, 52 et 48%.

Pour obtenir une grille de modèles de présupernovae, c’est-à-dire pour amener nos modèles en fin d’évolution, de nombreuses améliorations du programme d’évolution stellaire doivent encore être effectuées. [...]