► Naissance, évolution et mort des étoiles

La Voie Lactée, notre galaxie, compte environ 200 milliards d'étoiles. Localisé dans l'un des bras de cette spirale galactique, le Soleil trône au centre de notre système solaire. Cent fois plus grand que notre planète Terre, il demeure néanmoins un corps de petite taille par rapport à certains de ses congénères dans la Galaxie.
Sa vie stellaire débuta il y a environ 5 milliards d'années. C'est également le temps estimé qu'il lui reste avant de s'éteindre. Le Soleil est donc actuellement dans la force de l'âge.

Notre galaxie compte de nombreuses nébuleuses qui constituent pour certaines de véritables pouponnières d'étoiles. Une des plus célèbres est la nébuleuses d'Orion (M42 dans le catalogue des objets de Messier).
Les étoiles naissent à partir de gigantesques nuages en rotation lente. Sous l'effet de leur propre gravité, ces nuages composés d'hydrogène, d'hélium et de poussières s'effondrent sur eux-mêmes, devenant de plus en plus denses. Les températures en leur sein augmentent avec la pression.

Ce qui était un nuage devient 100 000 ans plus tard une énorme boule de gaz extrêmement comprimés et chauds appelée protoétoile, un objet encore peu brillant qui continue à se contracter.
Lorsque la température au centre de la protoétoile atteint un million de degrés Kelvin, la fusion nucléaire s'amorce. Les noyaux d'hydrogène fusionnent, produisant de l'hélium et libérant une incroyable quantité d'énergie. Une étoile est née...

La chaleur produite par la fusion nucléaire dilate l'étoile, alors que la gravité la contracte. Lorsque ces forces parviennent à s'équilibrer au bout de 10 millions d'années environ, l'étoile devient stable et entre alors dans la phase la plus longue de sa vie durant laquelle elle va brûler ses réserves d'hydrogène. Cette phase est appelée séquence principale.

Une fois cette phase terminée, l'évolution d'une étoile dépend de sa masse initiale.

Si cette masse est comprise entre 0,5 et 8 masses solaires (1), l'étoile n'ayant plus de réserve d'hydrogène en son coeur pour y entretenir les réactions de fusion nucléaire va rapidement évoluer et changer d'aspect.
Le coeur moins chaud va subir l'énorme pression induite par la gravité. Les températures du coeur et des régions l'entourant vont alors brusquement augmenter. La fusion des atomes d'hydrogène ne se fera donc plus dans le coeur à cours de combustible, mais dans les zones périphériques. La force de gravité ne parviendra pas à contenir l'énorme quantité d'énergie ainsi produite et l'étoile va très fortement se dilater.
En s'éloignant du coeur, les couches externes vont alors se refroidir. L'étoile prend alors une teinte rouge, devient énorme, très brillante et porte désormais le nom de géante rouge.

Au cours des millions d'années qui suivent, la température du coeur ne cesse d'augmenter. L'étoile brûle dorénavant de l'hélium et de l'hydrogène. Sous l'effet de cette fournaise apocalyptique, les couches externes de l'étoile sont progressivement expulsées par des vents solaires de plus en plus puissants.
Lorsque toutes ces couches ont été disséminées dans l'espace, la fusion nucléaire ne peut se poursuivre. L'étoile agonisante devient alors une nébuleuse planétaire. Au centre de ce nuage de gaz et de poussière qui constituait autrefois les couches externes de l'étoile, le coeur dont la température est de 100 000 degrés Kelvin est appelé naine blanche. Lorsqu'il aura complètement refroidi après des milliards d'années, il deviendra une naine noire.

En ce qui concerne les étoiles très massives (plus de 8 masses solaires), leur séquence principale est relativement courte. Elles sont en effet entre mille et un million de fois plus lumineuses que les étoiles de masse moyenne et sont bien plus dispendieuses : elles consomment leur hydrogène très vite malgré leur taille gigantesque.
En outre, elles émettent un vent solaire d'une puissance telle qu'elle peuvent perdre jusqu’à 80% de leur masse avant même d'atteindre la fin de leur séquence principale.
La mort des étoiles massives est très spectaculaire : à l'état de supergéante rouge, notre étoile va voir son coeur se contracter et s'échauffer sous l'effet de la fusion d'éléments lourds comme le carbone et le silicium.
Lorsque sa masse aura atteint 1,4 masse solaire, le coeur va violemment s’effondrer et sa température va monter jusqu'à 10 milliards de degrés Kelvin.

Le coeur de notre étoile mesure désormais à peine plus de 10 kilomètres de rayon. L'énergie qui y est emmagasinée est telle que l'étoile explose et devient une supernova très brillante. Les couches externes sont expulsées dans l'espace à une vitesse comprise entre 15 000 et 40 000 kilomètres par seconde.
Les éléments ainsi éjectés seront à l'origine des nuages de gaz et de poussières à partir desquelles les générations suivantes d'étoiles seront créées.

De l'étoile massive d'origine, il ne reste maintenant que le coeur qui suite à l'explosion devient une étoile à neutrons, une sphère d'une densité prodigieuse d'à peine quelques kilomètres de rayon, mais d'une masse supérieure à celle du Soleil.

Les étoiles à neutrons sont des sources de rayonnements radio qui s'échappent de l'astre dans des directions opposées. Sur Terre, il est possible de capter ces émissions grâce aux radiotélescopes. Les étoiles à neutrons dont on enregistre les signaux radio sont appelées pulsars.

Suite à l’explosion d’une supernova, si le cœur résiduel de l’étoile a une masse supérieure à 3 masses solaires, cet objet d’une densité extrême va à nouveau s’effondrer sous l’effet de sa propre gravité. Il en résultera un monstre gravitationnel : un trou noir.

Les forces d’attraction d'un trou noir sont si puissantes que rien ne peut s’en échapper, pas même la lumière. Toute la matière constituant un trou noir est concentrée en un seul point de la taille du noyau d’un atome.

(1) : une masse solaire équivaut à la masse de notre Soleil.

Source : Green, Paul J. "Star". World Book Online Reference Center. 2005 World Book, Inc.