Les étoiles

A l'image de notre Soleil, les étoiles sont des masses de plasma (gaz porté à très haute température), de forme généralement sphérique ou ellipsoïdale, en rotation sur elles-mêmes, extrêmement lumineuses, et dont l'énergie est rayonnée pour l'essentiel dans la partie visible du spectre électromagnétique. Une énergie dont les caractéristiques varient d'ailleurs au cours du temps : la couleur et la luminosité des étoiles sont fonction de la manière dont s'établit à un moment donné l'équilibre entre les deux forces antagonistes qui gouvernent ces astres : la pression et la gravitation.

Les étoiles naissent, vivent leur vie d'étoiles, en consommant le combustible nucléaire qu'elles contiennent et qui est la source de l'énergie qu'elles rayonnent pendant la plus grande partie de leur existence, puis meurent. On les verra dès lors traverser diverses phases, devenir des géantes rouges immensément lumineuses et dilatées, mais froides, au moment de leur vieillesse. Chemin faisant, elle deviendront variables et expulseront dans l'espace interstellaire la matière de leur enveloppe à grandes bouffées de vent stellaire. A la fin, elles disparaîtront tantôt par une explosion titanesque, tantôt plus discrètement.

Étoiles en société

Les étoiles doubles et multiples.
Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles en orbite autour d'un centre de masse commun. Sous l'effet de la gravitation, chacune décrit une trajectoire déterminée par sa masse et sa distance à l'autre composante. Ces systèmes sont extrêmement fréquents : on estime que la majoriuté des étoiles de la Voie lactée appartient à une paire binaire. Dans certains cas, les deux étoiles sont suffisamment éloignées pour évoluer presque indépendamment; dans d'autres, leur proximité entraîne des échanges de matière qui modifient profondément leur évolution.

Les astronomes distinguent plusieurs types de systèmes binaires selon la méthode de détection. 

• Les binaires visuelles peuvent être observées directement au télescope, les deux étoiles apparaissant séparées. 

• Les binaires spectroscopiques sont révélées par le décalage périodique des raies spectrales dû à l'effet Doppler. 

• Les binaires à éclipses se manifestent par des variations régulières de luminosité lorsque l'une des étoiles passe devant l'autre. 

• Les binaires astrométriques sont identifiées grâce aux oscillations apparentes de la position d'une étoile causées par la présence d'un compagnon invisible.

L'étude des systèmes binaires et multiples permet de mesurer directement la masse des étoiles grâce aux lois de la mécanique céleste. Or la masse est le paramètre fondamental qui détermine la température, la luminosité, la durée de vie et le destin final d'une étoile.

Les amas stellaires.
Les amas stellaires sont des regroupements d'étoiles nées à partir du même nuage moléculaire géant. Ces étoiles possèdent donc approximativement le même âge et la même composition chimique initiale, ce qui fait des amas des laboratoires privilégiés pour étudier l'évolution stellaire. On distingue principalement les amas ouvert et les amas globulaires :

• Les amas ouverts sont relativement jeunes et contiennent de quelques dizaines à quelques milliers d'étoiles. Ils présentent une forme irrégulière et sont principalement situés dans le disque de la Voie lactée. Les étoiles qui les composent sont faiblement liées gravitationnellement. Sous l'effet des interactions internes et des perturbations provoquées par les bras spiraux, les nuages interstellaires ou les marées galactiques, ces amas se dispersent progressivement au bout de quelques centaines de millions d'années. Les Pléiades constituent un exemple célèbre d'amas ouvert.
-
Les Pléiades,
(M 45, Taureau).

• Les amas globulaires sont beaucoup plus massifs et plus anciens. Ils peuvent renfermer plusieurs centaines de milliers, voire plusieurs millions d'étoiles concentrées dans une région sphérique très dense. Leur âge dépasse souvent dix milliards d'années, ce qui signifie qu'ils se sont formés aux premières époques de la Galaxie. Ces amas se situent principalement dans le halo galactique et orbitent autour du centre de la Voie lactée. Leur forte cohésion gravitationnelle leur permet de survivre pendant des durées extrêmement longues.

Les courants d'étoiles.
Avec le temps, les effets de marée exercés par la Galaxie peuvent arracher progressivement des étoiles aux amas. Ces étoiles libérées continuent souvent à suivre des trajectoires similaires et forment des structures allongées appelées courants d'étoiles. Les courants d'étoiles sont donc des ensembles d'étoiles se déplaçant ensemble dans l'espace, vestiges d'anciens amas ou de petites galaxies satellites désintégrés par les forces gravitationnelles de la Voie lactée. Ils peuvent s'étendre sur plusieurs milliers d'années-lumière et dessiner de longues traînées autour de la Galaxie.

L'identification de ces courants repose sur la mesure précise des positions, des vitesses et des compositions chimiques des étoiles. Les missions spatiales modernes, notamment le satellite Gaia, ont permis de découvrir un grand nombre de ces structures. Les étoiles appartenant à un même courant possèdent généralement des caractéristiques chimiques semblables, confirmant leur origine commune.

Les courants d'étoiles constituent des outils précieux pour cartographier le champ gravitationnel de la Voie lactée. Leur forme et leur mouvement permettent de déduire la répartition de la matière visible et de la matière sombre dans notre Galaxie. Ils fournissent également des informations sur les collisions passées entre la Voie lactée et ses galaxies satellites.

Une étoile peut être considérée comme une machine naturelle qui transforme tout au long de sa "vie" l'énergie nucléaire en rayonnement. Son fonctionnement résulte d'un équilibre complexe entre la gravitation, qui tend à comprimer la matière vers le centre, et la pression interne produite par les températures extrêmement élevées, qui s'oppose à cet effondrement. Cet état d'équilibre, appelé équilibre hydrostatique, permet à l'étoile de conserver sa stabilité pendant une grande partie de son existence.

Structure stellaire.
La structure interne d'une étoile est organisée en plusieurs régions distinctes dont les propriétés dépendent principalement de la masse de l'astre. Au centre se trouve le noyau, région la plus dense et la plus chaude. Les températures y atteignent plusieurs millions de degrés, créant les conditions nécessaires aux réactions de fusion nucléaire. Autour du noyau s'étendent des zones où l'énergie produite est transportée vers la surface. Ce transport peut s'effectuer par rayonnement ou par convection.

Dans la zone radiative, l'énergie progresse sous forme de photons qui sont continuellement absorbés et réémis par les particules de matière. Ce processus est extrêmement lent : un photon produit dans le coeur d'une étoile peut mettre plusieurs centaines de milliers d'années avant d'atteindre la surface. Plus à l'extérieur se trouve parfois une zone convective, où l'énergie est transportée par des mouvements de matière comparables aux courants observés dans un liquide chauffé. Le gaz chaud monte vers les couches supérieures, se refroidit puis redescend, établissant une circulation permanente.

La partie visible de l'étoile est appelée photosphère. C'est de cette couche relativement mince que provient l'essentiel du rayonnement observable. Au-dessus se trouvent la chromosphère et la couronne, régions plus ténues mais souvent très chaudes, dont les températures peuvent dépasser plusieurs millions de degrés dans certaines étoiles comme le Soleil.

Nucléosynthèse stellaire.
La source fondamentale d'énergie des étoiles est la fusion nucléaire. Sous l'effet des pressions et des températures considérables du noyau, les noyaux atomiques légers se rapprochent suffisamment pour vaincre leur répulsion électrique et fusionner. Une petite partie de leur masse est alors convertie en énergie selon la relation E = mc², où E représente l'énergie libérée, m la masse transformée et c la vitesse de la lumière dans le vide.

Dans les étoiles de masse comparable à celle du Soleil, la principale réaction est la chaîne proton-proton. Quatre noyaux d'hydrogène se combinent progressivement pour former un noyau d'hélium. Au cours de cette transformation, une partie de la masse initiale disparaît sous forme d'énergie rayonnée dans tout le spectre électromagnétique. Des neutrinos sont également produits et s'échappent presque immédiatement de l'étoile.

Dans les étoiles plus massives, la fusion de l'hydrogène est dominée par le cycle carbone-azote-oxygène, appelé cycle CNO. Les éléments carbone, azote et oxygène jouent le rôle de catalyseurs et permettent une production d'énergie beaucoup plus efficace à haute température. Cette différence explique pourquoi les étoiles massives consomment leur combustible beaucoup plus rapidement que les étoiles peu massives.

Lorsque l'hydrogène du noyau est progressivement épuisé, l'étoile subit des transformations importantes. Le coeur se contracte sous l'effet de la gravitation, ce qui provoque une augmentation de la température. Lorsque celle-ci devient suffisamment élevée, une nouvelle phase de fusion débute : la fusion de l'hélium. Trois noyaux d'hélium peuvent alors se combiner grâce au processus triple alpha pour former du carbone. Une partie du carbone peut ensuite fusionner avec l'hélium pour produire de l'oxygène.

Dans les étoiles les plus massives, la nucléosynthèse se poursuit par étapes successives. Après l'hélium viennent la combustion du carbone, du néon, de l'oxygène puis du silicium. Chaque étape nécessite des températures toujours plus élevées et produit des éléments de plus en plus lourds. Cette succession conduit finalement à la formation d'un noyau riche en fer.

Le fer constitue une limite fondamentale de la fusion stellaire. Contrairement aux éléments plus légers, sa fusion ne libère plus d'énergie mais en consomme. Lorsque le coeur d'une étoile massive devient principalement constitué de fer, il perd sa source de soutien énergétique et s'effondre brutalement. Cet effondrement peut déclencher une explosion de supernova, au cours de laquelle sont synthétisés de nombreux éléments plus lourds que le fer, comme l'or, l'argent, le plomb ou l'uranium. Ces éléments enrichissent ensuite le milieu interstellaire et participeront à la formation de nouvelles générations d'étoiles et de planètes.

La nucléosynthèse stellaire explique ainsi l'origine cosmique de la plupart des éléments chimiques présents dans l'Univers. L'hydrogène et l'hélium, éléments de loin les plus abondants, proviennent essentiellement du big bang, tandis que les éléments plus lourds ont été fabriqués au sein des étoiles puis dispersés dans l'espace par les vents stellaires et les explosions de supernovae.

La luminosité et la température des étoiles.
La luminosité d'une étoile correspond à la quantité totale d'énergie qu'elle émet chaque seconde. Elle dépend principalement de la masse, de la taille et de la température de l'astre. Plus une étoile est massive, plus les réactions nucléaires dans son coeur sont intenses et plus sa luminosité est élevée. Toutefois, cette forte production d'énergie réduit considérablement sa durée de vie.

La température de surface détermine la couleur apparente de l'étoile. Les étoiles les plus froides, dont la température est d'environ 3000 K, apparaissent rouges. Les étoiles de température intermédiaire, comme le Soleil avec environ 5800 K, présentent une couleur jaune-blanc. Les étoiles très chaudes, dont la température peut dépasser 20 000 K, émettent principalement une lumière blanche ou bleutée.

La relation entre température et rayonnement est décrite par les lois du corps noir. Plus la température augmente, plus le maximum d'émission se déplace vers les courtes longueurs d'onde. Cette propriété explique les différences de couleur observées entre les diverses catégories d'étoiles.

La luminosité dépend également du rayon de l'étoile selon la loi de Stefan-Boltzmann : L=4Ï€R²σT⁴, où L représente la luminosité, R le rayon de l'étoile, T sa température de surface et σ la constante de Stefan-Boltzmann. Cette relation montre qu'une légère augmentation de température entraîne une forte augmentation de la quantité d'énergie émise.

La classification des étoiles.
L'ensemble de ces propriétés est mis en évidence dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, qui classe les étoiles selon leur luminosité et leur température. Ce diagramme révèle les différentes étapes de l'évolution stellaire et permet aux astronomes de comparer les étoiles entre elles. La température de surface, qui détermine la couleur de l'étoile et son spectre d'absorption, est à la base de la classification spectrale de Harvard. Les étoiles sont réparties en classes principales désignées par les lettres O, B, A, F, G, K et M, allant des étoiles les plus chaudes (plus de 30 000 kelvins, de couleur bleue, classe O) aux plus froides (moins de 3 500 kelvins, de couleur rouge, classe M). Cette température dicte l'état d'ionisation des gaz dans l'atmosphère stellaire, ce qui crée des raies d'absorption spécifiques : les étoiles très chaudes montrent des raies d'hélium ionisé, les étoiles de type solaire (comme le Soleil, classe G) présentent de fortes raies de métaux ionisés comme le calcium, tandis que les étoiles froides de classe M laissent apparaître des bandes d'absorption moléculaires, notamment l'oxyde de titane.

Cependant, la température seule ne suffit pas à caractériser une étoile, car la luminosité totale (la quantité d'énergie rayonnée par seconde) dépend également de la taille de l'astre, selon la loi de Stefan-Boltzmann. À température égale, une étoile géante sera infiniment plus lumineuse qu'une étoile naine en raison de sa surface rayonnante beaucoup plus vaste. Pour intégrer cette donnée, le système de classification de Morgan-Keenan (MK) superpose aux classes spectrales des classes de luminosité, notées en chiffres romains. On distingue ainsi les supergéantes (classes Ia et Ib), les géantes brillantes (II), les géantes (III), les sous-géantes (IV) et les étoiles de la séquence principale ou naines (V). À cela s'ajoutent les naines blanches, qui se situent en bas à gauche du diagramme : elles sont très chaudes mais de très petite taille, ce qui leur confère une luminosité intrinsèque très faible. La combinaison de ces deux systèmes permet de décrire n'importe quelle étoile, par exemple G2V pour le Soleil (une naine jaune de température moyenne) ou M2I pour Bételgeuse (une supergéante rouge et froide mais extrêmement lumineuse).

La formation des étoiles.
Les étoiles naissent au sein de vastes nuages interstellaires composés principalement d'hydrogène, d'hélium et de faibles quantités d'éléments plus lourds. Ces régions, appelées nuages moléculaires, sont froides et suffisamment denses pour permettre la formation de molécules, notamment le monoxyde de carbone et l'hydrogène moléculaire. Sous l'effet de perturbations extérieures, comme le passage d'une onde de choc provenant d'une supernova ou la compression exercée par les bras spiraux d'une galaxie, certaines parties du nuage deviennent instables et commencent à se contracter sous leur propre gravité.

Au cours de cette contraction, la matière se fragmente en plusieurs condensations plus petites appelées coeurs préstellaires. Chacune de ces condensations peut donner naissance à une ou plusieurs étoiles. À mesure que le gaz tombe vers le centre, l'énergie gravitationnelle est convertie en chaleur. La température et la densité augmentent progressivement, conduisant à la formation d'une protoétoile entourée d'un disque de matière en rotation. Ce disque protoplanétaire peut ultérieurement donner naissance à des planètes, des astéroïdes et d'autres corps célestes.

Pendant cette phase, la protoétoile continue d'accumuler de la matière provenant du nuage environnant. Une partie du gaz est cependant expulsée sous forme de jets polaires très énergétiques qui contribuent à disperser le nuage natal. Lorsque la température centrale atteint environ dix millions de degrés, les réactions de fusion de l'hydrogène commencent. L'étoile atteint alors la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : elle est devenue un astre stable, soutenu par l'équilibre entre la gravitation et la pression produite par la fusion nucléaire.

Lignes de vie.
La masse initiale constitue le facteur essentiel qui détermine toute l'évolution future de l'étoile. Plus une étoile est massive, plus la pression et la température de son coeur sont élevées, ce qui accélère les réactions nucléaires et réduit sa durée de vie. Les étoiles peu massives consomment leur combustible lentement et peuvent survivre pendant des centaines de milliards d'années, tandis que les étoiles très massives épuisent leurs réserves en quelques millions d'années seulement.

Les étoiles de très faible masse, appelées naines rouges, possèdent généralement une masse inférieure à environ la moitié de celle du Soleil. Leur structure est presque entièrement convective, ce qui permet de mélanger continuellement l'hydrogène disponible dans tout l'intérieur de l'étoile. Grâce à cette utilisation particulièrement efficace du combustible, elles évoluent extrêmement lentement. Aucune naine rouge n'est encore parvenue au terme de son existence depuis la naissance de l'univers, car leur durée de vie dépasse largement son âge actuel.

Les étoiles de masse intermédiaire, comparables au Soleil, passent la majeure partie de leur existence sur la séquence principale en transformant l'hydrogène en hélium dans leur noyau. Cette phase représente environ 90 % de leur durée de vie totale. Lorsque l'hydrogène central est épuisé, le coeur d'hélium se contracte et se réchauffe, tandis que les couches externes se dilatent considérablement. L'étoile devient alors une géante rouge.

Dans cette phase, la fusion de l'hydrogène se poursuit dans une coquille entourant le coeur, puis, lorsque la température centrale atteint environ cent millions de degrés, l'hélium commence à fusionner pour former du carbone et de l'oxygène. Après l'épuisement de l'hélium, les étoiles de masse solaire ne possèdent pas une masse suffisante pour déclencher la fusion du carbone. Elles expulsent progressivement leurs couches externes dans l'espace, formant une nébuleuse planétaire. Le coeur résiduel devient une naine blanche, objet extrêmement dense. 

Les étoiles les plus massives connaissent une évolution beaucoup plus spectaculaire. Après la phase de géante ou de supergéante, elles enchaînent successivement plusieurs cycles de fusion nucléaire. jusqu'au moment où les couches supérieures s'écrasent sur le noyau puis sont violemment expulsées lors d'une explosion de supernova, un événement qui libère une gigantesque quntité d'énergie en un temps très court. Le coeur résiduel pourra quant à lui former une étoile à neutrons ou, même, un trou noir.

L'effet des transferts de masse.
L'évolution stellaire peut être profondément modifiée lorsque l'étoile appartient à un système binaire. Dans ce cas, les deux étoiles interagissent gravitationnellement et des transferts de matière peuvent se produire. Lorsque l'une des étoiles devient géante et se dilate suffisamment, une partie de son enveloppe peut être capturée par son compagnon. Ce phénomène modifie la masse, la température et l'évolution des deux objets.

Une étoile qui reçoit de la matière peut devenir plus massive et plus chaude que prévu. Comme on la vu plus haut, dans certains amas stellaires, ce mécanisme est à l'origine des "traînards bleus" , étoiles apparemment plus jeunes que les autres membres de l'amas. À l'inverse, l'étoile qui perd sa matière peut voir son évolution accélérée et finir sous la forme d'un objet compact plus léger qu'attendu.

Lorsque le compagnon est une naine blanche, la matière transférée peut s'accumuler à sa surface. Si l'hydrogène accumulé atteint une masse critique, une réaction thermonucléaire soudaine se produit, provoquant une nova. Si l'accrétion se poursuit et que la masse de la naine blanche approche la limite de Chandrasekhar, l'étoile entière peut être détruite dans une supernova de type Ia. Ces explosions jouent un rôle majeur en cosmologie, car leur luminosité très régulière permet de mesurer les distances dans l'Univers. Dans certains systèmes, une étoile à neutrons ou un trou noir peut également capter la matière de son compagnon. Cette matière forme alors un disque d'accrétion extrêmement chaud qui émet d'intenses rayonnements X. Ces systèmes binaires X figurent parmi les objets les plus énergétiques observés dans notre Galaxie.

Les étoiles massives peuvent aussi perdre une partie importante de leur masse sous l'effet de vents stellaires puissants. Cette perte de matière influence fortement leur évolution finale en réduisant la masse du coeur et en modifiant la nature du résidu compact produit après la supernova.

La variabilité stellaire.
Lorsque les étoiles quittent la séquence principale, épuisant l'hydrogène dans leur coeur, elles entrent dans des stades avancés de leur évolution et deviennent le siège de profondes instabilités. En cessant de brûler de l'hydrogène en son centre, l'étoile perd son équilibre hydrostatique initial. Le coeur se contracte sous l'effet de la gravité, s'échauffe, et finit par allumer la fusion de l'hydrogène dans une couche périphérique, ou celle d'éléments plus lourds comme l'hélium et le carbone. Cette production d'énergie en "coquille" gonfle démesurément les couches externes de l'étoile, la transformant en géante ou en supergéante. C'est au cours de ces phases que de nombreuses étoiles deviennent variables, leur luminosité fluctuant de manière périodique, semi-périodique ou cataclysmique.

La cause physique principale de la variabilité pulsatoire à ces stades avancés réside dans ce qu'on appelle le mécanisme kappa (ou mécanisme de valve). Dans certaines zones de l'enveloppe stellaire, la présence d'hélium partiellement ionisé agit comme un piège à photons. Lorsque l'étoile se contracte légèrement, cette zone se comprime, s'ionise davantage et devient plus opaque, bloquant le flux de radiation vers l'extérieur. La pression de radiation s'accumule jusqu'à devenir si forte qu'elle repousse violemment les couches externes de l'étoile. En se dilatant, le gaz se refroidit, l'hélium se recombine, l'opacité chute, et la radiation s'échappe brutalement, ce qui fait chuter la pression et permet à la gravitation de recommencer à contracter l'étoile. L'étoile oscille ainsi telle une immense cloche cosmique, augmentant et diminuant alternativement son rayon et sa température de surface, ce qui se traduit par des variations cycliques de sa luminosité globale.

Ce phénomène est particulièrement visible dans la "bande d'instabilité" du diagramme de Hertzsprung-Russell, qui traverse les régions des géantes et supergéantes. Les Céphéides, des géantes jaunes ou blanches très lumineuses, s'y trouvent après avoir quitté la séquence principale. Leurs pulsations sont d'une régularité horlogère et leur période est directement liée à leur luminosité intrinsèque, ce qui en fait d'ailleurs d'excellents indicateurs de distances cosmiques. Leurs variations de luminosité, de l'ordre de quelques magnitudes, s'accompagnent de déplacements de leur température de surface de plusieurs milliers de degrés au cours d'un cycle qui dure de quelques jours à quelques mois.

À des stades encore plus avancés, sur ce que l'on nomme la branche asymptotique des géantes (AGB), les étoiles de masse faible ou intermédiaire (comme le Soleil le deviendra) deviennent des variables de type Mira. Ces étoiles sont devenues des supergéantes rouges immenses et très froides, dont le coeur inerte de carbone et d'oxygène est entouré de coquilles alternées de fusion d'hélium et d'hydrogène. La fusion en coquille y est hautement instable et sujette à des "pulsations thermiques" violentes. Les variations de luminosité des étoiles de type Mira sont colossales, pouvant atteindre un facteur de plusieurs centaines en lumière visible sur des périodes de plusieurs centaines de jours. Cette variabilité extrême est également exacerbée par la formation de poussières dans leur atmosphère en perpétuelle expansion; l'étoile pulse, éjecte de la matière qui se condense en nuages de poussière, assombrissant l'étoile dans le spectre visible avant de la laisser briller à nouveau lorsque la poussière est soufflée ou chauffée.

Enfin, pour les étoiles massives en fin de vie, la variabilité prend des proportions éruptives et catastrophiques. Les variables bleues lumineuses (LBV), comme Eta Carinae, sont des supergéantes ou hypergéantes si lumineuses qu'elles frôlent la limite d'Eddington, où la pression de radiation vers l'extérieur menace de vaincre totalement la gravitation. Ces étoiles subissent des éruptions géantes, éjectant des fractions entières de leur masse sous forme de coquilles de gaz, ce qui provoque des sursauts de luminosité imprévisibles pouvant durer des années ou des décennies. L'ultime stade de variabilité pour ces étoiles massives est la supernova à effondrement de coeur. 

La sortie de la séquence principale marque une étape fondamentale de la vie d'une étoile. Pendant la séquence principale, l'étoile maintient son équilibre grâce à la fusion de l'hydrogène en hélium dans son noyau. Lorsque ce combustible central est épuisé, le coeur ne produit plus suffisamment d'énergie pour s'opposer totalement à la gravitation. Il se contracte alors, tandis que les couches externes se dilatent. L'étoile quitte la séquence principale et son évolution ultérieure, comme on vient de le voir, dépend essentiellement de sa masse initiale ainsi que, dans certains cas, de la présence d'un compagnon stellaire.

Les étoiles dont la masse est inférieure à environ 0,5 masse solaire évoluent extrêmement lentement. Lorsqu'elles auront fini par épuiser l'hydrogène qui les compose, leur luminosité augmentera progressivement sans qu'elles deviennent de véritables géantes rouges aussi développées que les étoiles plus massives. Elles se transformeront ensuite directement en naines blanches d'hélium. Mais l'univers est encore trop jeune pour qu'un tel processus ait jamais eu lieu... 

Les étoiles de masse comparable à celle du Soleil, comprises approximativement entre 0,5 et 8 masses solaires, connaissent une évolution plus complexe. Après l'épuisement de l'hydrogène central, le noyau d'hélium se contracte et s'échauffe. La fusion de l'hydrogène se poursuit dans une coquille entourant ce coeur, ce qui provoque une expansion considérable des couches externes. L'étoile devient une géante rouge. Son rayon peut devenir plusieurs dizaines, voire plusieurs centaines de fois supérieur à celui qu'elle possédait sur la séquence principale.

Au cours de cette phase, la température du coeur continue d'augmenter jusqu'à atteindre environ cent millions de degrés. La fusion de l'hélium peut alors commencer. Trois noyaux d'hélium se combinent selon le processus triple alpha pour former du carbone, tandis qu'une partie du carbone produit de l'oxygène. Dans les étoiles proches de la masse solaire, le déclenchement de cette fusion peut se produire de manière brutale dans un phénomène appelé flash de l'hélium, conséquence de la dégénérescence de la matière dans le coeur.

Une fois l'hélium consommé, le coeur constitué principalement de carbone et d'oxygène se contracte de nouveau. Comme la température atteinte reste insuffisante pour amorcer la fusion du carbone, l'étoile ne peut plus produire d'énergie dans son centre. Ses couches externes deviennent instables et sont progressivement expulsées dans l'espace. L'enveloppe gazeuse en expansion, illuminée par le cœur chaud restant, prend le nom de nébuleuse planétaire.

Le résidu central devient une naine blanche, objet extrêmement compact dont la masse est comparable à celle du Soleil mais concentrée dans un volume voisin de celui de la Terre. La matière y est soutenue non plus par la pression thermique, mais par la pression de dégénérescence des électrons, un effet quantique qui empêche un effondrement supplémentaire. La naine blanche n'abrite plus aucune réaction nucléaire importante; elle se refroidit lentement pendant des milliards d'années. Théoriquement, après un temps immense, elle finirait par devenir une naine noire, mais, ici encore, l'univers est encore trop jeune pour qu'un tel objet ait eu le temps de se former.

Les étoiles dont la masse initiale se situe approximativement entre 8 et 10 masses solaires représentent une catégorie intermédiaire. Après la combustion de l'hélium, elles peuvent parfois déclencher la fusion du carbone et produire des éléments plus lourds tels que le néon, le magnésium et l'oxygène. Leur évolution exacte dépend fortement de leur masse et des pertes de matière subies au cours de leur existence. Certaines terminent leur vie en laissant une étoile à neutrons relativement peu massive après une supernova.

Les étoiles massives, dont la masse dépasse environ 8 masses solaires, connaissent une succession rapide de phases de fusion nucléaire. Après l'hydrogène et l'hélium, elles peuvent successivement brûler le carbone, le néon, l'oxygène et enfin le silicium. Chacune de ces étapes est plus courte que la précédente. Alors que la fusion de l'hydrogène peut durer plusieurs millions d'années, la combustion du silicium ne dure parfois que quelques jours.

Cette série de réactions conduit à la formation d'un coeur riche en fer. Le fer représente une limite énergétique, car sa fusion consomme de l'énergie au lieu d'en libérer. Le noyau perd alors son soutien interne et s'effondre en une fraction de seconde. Les électrons et les protons se combinent pour former des neutrons et émettre un grand nombre de neutrinos. La matière du coeur atteint des densités extraordinaires et l'effondrement est brutalement stoppé, provoquant une onde de choc qui expulse les couches externes de l'étoile : c'est l'explosion de supernova de type II.

Cette explosion disperse dans le milieu interstellaire de nombreux éléments chimiques fabriqués pendant la vie de l'étoile et au cours même de la supernova. Des éléments plus lourds que le fer, tels que l'or, le platine ou l'uranium, peuvent être produits lors de ces événements extrêmes.

Si le coeur résiduel possède une masse modérée, la pression de dégénérescence des neutrons suffit à arrêter l'effondrement. L'objet obtenu est une étoile à neutrons, dont le diamètre n'est que d'une vingtaine de kilomètres. Ces objets possèdent souvent des champs magnétiques extrêmement puissants et peuvent être observés sous la forme de pulsars lorsque leur faisceau de rayonnement balaie périodiquement la Terre.

Si la masse du coeur dépasse la limite que peut supporter la matière neutronique, aucun mécanisme connu ne peut empêcher la poursuite de l'effondrement. Il se forme alors un trou noir stellaire. Dans ce cas, la matière est comprimée dans une région de l'espace entourée d'un horizon des événements, frontière au-delà de laquelle aucune information ne peut revenir vers l'extérieur.

Les étoiles très massives peuvent parfois subir des phénomènes encore plus spectaculaires. Certaines connaissent des supernovae à instabilité de paire, au cours desquelles l'étoile est totalement détruite sans laisser de résidu compact. D'autres peuvent s'effondrer directement en trou noir avec une explosion très faible ou même pratiquement inexistante.

Les interactions dans les systèmes binaires modifient profondément le devenir des étoiles. Lorsqu'une géante rouge transfère une partie de sa matière à une naine blanche compagne, cette dernière peut accumuler progressivement de l'hydrogène à sa surface. Des explosions répétées appelées novae peuvent alors se produire. Si la masse de la naine blanche approche environ 1,4 masse solaire, appelée limite de Chandrasekhar, l'étoile entière peut être détruite dans une supernova de type Ia. Contrairement aux supernovae issues de l'effondrement du coeur des étoiles massives, ce type d'explosion ne laisse généralement aucun résidu compact.

Une étoile à neutrons ou un trou noir associé à une étoile compagne peut également capter de la matière. Celle-ci forme un disque d'accrétion très chaud qui émet d'intenses rayonnements X. Dans certains cas, la fusion de deux étoiles à neutrons produit une kilonova, phénomène extrêmement énergétique responsable d'une partie importante de la synthèse des éléments très lourds.

Les pertes de masse par vents stellaires influencent également l'évolution finale. Les étoiles massives perdent parfois une fraction considérable de leur matière avant même l'explosion finale, ce qui peut transformer leur apparence et modifier la nature de la supernova produite. Certaines deviennent des étoiles Wolf-Rayet, caractérisées par des vents particulièrement puissants et des couches externes déjà fortement dépouillées.

Bruno Mauguin, Bénédicte Saulier-Le Drean, Vie et mort des étoiles, Apogée, 2005. - Les étoiles ne sont pas éternelles : elles naissent et meurent au sein des galaxies. De la composition des nébuleuses interstellaires au processus de disparition des étoiles en passant par l'organisation de la matière qui les constitue, les auteurs nous dévoilent avec une grande simplicité tous les secrets passionnants de la vie et de la mort des étoiles. Entrez, avec ce livre, dans un monde fascinant où l'on apprend, entre autres, que la matière dont nous sommes faits est directement liée au destin des étoiles! (couv.).

Sylvie Vauclair, La Symphonie des étoiles, Albin Michel, 2000. - D. Proust, J. Breysacher, Les étoiles, Points Seuil, 1996. Une brève et très accessible synthèse des connaissances actuelles dans ce domaine. - Hubert Reeves, Poussières d'étoiles, Le Seuil, 1988.