Les termes exacts dans lesquelles les conditions de l'équilibre stellaire peuvent ensuite être très diverses. Elles dépendront du stade d'évolution de l'astre aussi bien que de sa masse. Dans certains cas, l'équilibre peut s'accompagner de variations. L'étoile changera en particulier d'éclat, peut-être périodiquement, peut-être au cours de brèves crises d'instabilité. La variabilité peut ainsi apparaître lors de stades tardifs d'évolution. C'est le cas pour ces variables pulsantes que sont les céphéïdes, par exemple, mais aussi de certaine géantes rouges, étoiles de masse moyenne en général, mais de taille et d'éclat gigantesque, et engagées dans une course désespérée pour maintenir justement cet équilibre qui leur permettra encore quelque temps de revendiquer leur statut stellaire.

Mais une clé commande toutes les différentes caractéristiques que revêt une étoile. Une clé qui règle son destin en décidant sans faillir tout au long de la vie de l'étoile de ce que seront en définitive les termes de son équilibre à un instant donné. Il s'agit de la masse de l'étoile. Ce critère conduit ainsi à distinguer des étoiles ordinaires d'une part les étoiles de forte masse, à la vie courte et violente, et d'autre part, les mini-étoiles, étoiles peu massives et froides, à tel point que les moins massives d'entre elles ne mériteraient pas même le nom d'étoiles. Il s'agit des naines brunes, dont la masse est insuffisante pour que s'allument en leur sein les réactions de fusion des noyaux d'hydrogène qui marquent la venue dans la vie de tous leurs autres congénères.

L'évolution stellaire commence dans les nuages moléculaires géants dans lesquels peuvent apparaître les conditions où gravité l'emporte alors sur la pression thermique du gaz, et la matière se concentre progressivement en un coeur dense appelé protoétoile. Lorsque la température centrale au coeur d'un tel objet atteint environ dix millions de degrés, les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium s'amorcent. C'est à ce moment précis que l'étoile naît véritablement, et qu'elle entre dans ce qu'on appelle la séquence principale.

La séquence principale constitue la phase la plus longue et la plus stable de la vie d'une étoile. L'équilibre hydrostatique s'y installe : la pression de radiation produite par les réactions nucléaires en cours contrebalance exactement la force gravitationnelle qui tend à comprimer l'étoile. La durée de cette phase dépend essentiellement de la masse initiale de l'étoile. Une étoile massive brûle son combustible beaucoup plus rapidement qu'une étoile de faible masse, car sa température centrale est plus élevée et les réactions y sont bien plus intenses. Ainsi, une étoile comme le Soleil reste sur la séquence principale pendant environ dix milliards d'années, tandis qu'une étoile géante bleue, des dizaines de fois plus massive, peut épuiser son hydrogène en seulement quelques millions d'années. À l'inverse, les naines rouges, beaucoup moins massives, peuvent y demeurer durant des centaines de milliards d'années.

Lorsque l'hydrogène du coeur s'épuise, l'étoile quitte la séquence principale et son évolution future dépend fortement de sa masse initiale. Pour une étoile de masse comparable à celle du Soleil, le coeur, désormais composé d'hélium, se contracte et s'échauffe, tandis que la fusion de l'hydrogène se poursuit dans une couche entourant ce coeur. Cette fusion en couche provoque une expansion considérable des couches externes de l'étoile, qui se refroidissent en surface et adoptent une teinte rougeâtre : l'étoile devient une géante rouge. Si la température centrale atteint environ cent millions de degrés, la fusion de l'hélium en carbone et en oxygène démarre à son tour, un processus appelé la réaction triple-alpha.

Pour les étoiles de faible masse, comme le Soleil, l'histoire s'arrête généralement là sur le plan de la nucléosynthèse. L'étoile devient instable, expulse ses couches externes sous forme d'une enveloppe de gaz appelée nébuleuse planétaire, et ce qui reste du cœur, extraordinairement dense, se contracte pour former une naine blanche. Cet astre, composé essentiellement de carbone et d'oxygène, ne produit plus d'énergie par fusion nucléaire; il rayonne simplement la chaleur résiduelle qu'il a accumulée, et se refroidit très lentement sur des milliards d'années, sans jamais s'effondrer davantage grâce à la pression de dégénérescence électronique qui soutient sa structure.

Les étoiles beaucoup plus massives, typiquement supérieures à huit masses solaires, connaissent un destin radicalement différent. Après l'épuisement de l'hélium, leur cœur continue de se contracter et de s'échauffer, permettant l'allumage successif de fusions de plus en plus avancées : le carbone fusionne en néon et en oxygène, l'oxygène en silicium, et enfin le silicium en éléments du groupe du fer, comme le fer et le nickel. Chacune de ces étapes est de plus en plus brève, l'étoile développant une structure interne en pelures d'oignon, où chaque couche fusionne un élément différent. La fusion du fer, cependant, ne libère plus d'énergie; au contraire, elle en consomme, car le fer possède l'énergie de liaison nucléaire la plus élevée de tous les éléments. Le cœur de fer ainsi formé devient instable et s'effondre en une fraction de seconde sous l'effet de la gravité.

Cet effondrement catastrophique déclenche une supernova à effondrement de cœur. La matière centrale rebondit violemment, générant une onde de choc qui traverse les couches externes de l'étoile et les expulse dans l'espace à des vitesses extrêmes. Cette explosion est si lumineuse qu'elle peut temporairement éclipser l'éclat de la galaxie hôte tout entière. C'est aussi lors de cet événement, et dans les ultimes instants précédant l'effondrement, que se forment de nombreux éléments lourds présents dans l'univers, à travers des processus de capture rapide de neutrons.

Ce qui reste du coeur après l'explosion dépend de la masse initiale de l'étoile. Si le résidu central a une masse comprise entre environ 1,4 et 3 masses solaires, la pression de dégénérescence des neutrons parvient à stopper l'effondrement, formant une étoile à neutrons, un objet d'une densité phénoménale où une cuillère à café de matière pèserait plusieurs milliards de tonnes. Certaines étoiles à neutrons, en rotation rapide et fortement magnétisées, émettent des faisceaux de rayonnement détectables sous forme de pulsars. Si en revanche le résidu dépasse environ trois masses solaires, aucune force connue ne peut contrer l'effondrement gravitationnel, et l'objet continue de s'effondrer indéfiniment pour former un trou noir, une région de l'espace-temps dont la gravité est si intense que rien, pas même la lumière, ne peut s'en échapper.

Les étoiles de masse intermédiaire, entre environ huit et dix masses solaires, suivent parfois des chemins légèrement différents, pouvant aboutir à des naines blanches massives ou à des étoiles à neutrons selon les détails de leur composition et de la perte de masse subie au cours de leur évolution. De manière générale, plus une étoile est massive, plus sa vie est brève et plus sa fin est spectaculaire, tandis que les étoiles peu massives connaissent une existence beaucoup plus longue et une fin nettement plus douce.

Cette évolution stellaire n'est pas un phénomène isolé : la matière expulsée par les nébuleuses planétaires et les supernovae enrichit le milieu interstellaire en éléments lourds, ces mêmes éléments qui seront ensuite incorporés dans de nouvelles générations d'étoiles, de planètes, et potentiellement dans des organismes vivants. C'est en ce sens que l'on dit souvent que les éléments constituant la matière qui nous entoure, et nous-mêmes, proviennent directement de la nucléosynthèse stellaire.

La vie d'une étoile commence dans les régions les plus froides et les plus denses du milieu interstellaire, au sein, on l'a dit, de vastes nuages moléculaires géants composés essentiellement d'hydrogène, d'une fraction d'hélium et de poussières. Ces nuages s'étendent parfois sur des centaines d'années-lumière et peuvent contenir des masses équivalentes à des millions de soleils. Leur température interne, de l'ordre de quelques dizaines de kelvins seulement, et leur densité relativement élevée pour le milieu interstellaire créent les conditions favorables à l'apparition d'instabilités gravitationnelles. La turbulence et les champs magnétiques présents dans le nuage soutiennent en partie celui-ci contre l'effondrement, mais localement, des perturbations (ondes de choc dues à l'explosion de supernovae proches, vents stellaires, collisions entre nuages) peuvent comprimer certaines zones de manière suffisante pour que la gravité prenne le dessus sur la pression thermique et les forces magnétiques. On dit alors qu'un fragment du nuage satisfait au critère de Jeans : la masse du fragment excède une masse critique au-delà de laquelle la pression interne ne peut plus empêcher l'effondrement.

Ce fragment, appelé coeur dense préstellaire, se contracte lentement dans un premier temps, sa température restant presque constante parce que le milieu reste transparent au rayonnement thermique émis par les grains de poussière et les molécules. L'énergie gravitationnelle libérée est donc évacuée sans échauffer notablement le gaz. La contraction quasi isotherme permet à la densité centrale d'augmenter rapidement, alors que la masse du fragment demeure à peu près fixe. Lorsque la densité devient suffisamment élevée, le coeur devient optiquement épais au rayonnement infrarouge et la chaleur commence à s'accumuler au centre. La pression thermique augmente alors plus vite, ralentissant l'effondrement et conduisant à la formation d'un premier noyau hydrostatique à l'échelle de quelques unités astronomiques.

Autour de ce noyau, le matériau en effondrement possède un moment cinétique résiduel, car le fragment initial n'est jamais parfaitement immobile; la conservation du moment cinétique amplifie la moindre rotation différentielle et force la matière à s'aplatir en un disque d'accrétion qui s'étend bien au-delà du noyau central. C'est à travers ce disque que la plus grande partie de la masse continue d'alimenter l'objet central. Simultanément, des jets bipolaires spectaculaires apparaissent : une fraction du matériau qui spirale vers le centre est éjectée le long de l'axe de rotation, propulsée par des mécanismes magnéto-hydrodynamiques qui enroulent les lignes de champ et transfèrent une partie du moment cinétique vers l'extérieur. Ces flots collimatés creusent des cavités dans l'enveloppe de gaz et de poussière environnante et signent la présence d'une protoétoile encore profondément enfouie.

Le noyau central voit sa température grimper rapidement sous l'effet de la contraction et de l'accrétion. Lorsqu'elle atteint environ un million de kelvins, les noyaux de deutérium, présents en faible quantité dans l'hydrogène initial, commencent à fusionner avec des protons libres. Cette fusion du deutérium fournit une source d'énergie supplémentaire qui stoppe temporairement la contraction et stabilise la protoétoile. Une fois le deutérium épuisé, la contraction reprend, la température centrale s'élève encore, et l'objet poursuit sa lente évolution le long d'une trajectoire dite de Hayashi ou de Henyey, selon sa masse, dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. La protoétoile est alors entièrement convective si elle est de faible masse, ou développe un coeur radiatif si elle est plus massive. Sa luminosité provient encore pour l'essentiel de l'énergie gravitationnelle dégagée par l'accrétion de matière et par la contraction lente du corps central, l'enveloppe de poussières continuant de masquer le rayonnement visible en le réémettant dans l'infrarouge.

Quand la température au centre dépasse les dix millions de kelvins, les conditions sont réunies pour amorcer la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium selon la chaîne proton-proton, ou, pour les étoiles plus massives, le cycle carbone-azote-oxygène. L'énergie libérée par ces réactions thermonucléaires équilibre alors exactement la perte d'énergie rayonnée par la surface : l'étoile vient d'atteindre la séquence principale d.âge zéro. La pression de radiation et la pression thermique stabilisent l'astre pour l'essentiel de sa vie, pendant laquelle il brûle lentement l'hydrogène de son coeur. Le temps nécessaire pour y parvenir dépend fortement de la masse : une étoile de type solaire met quelques dizaines de millions d'années entre le début de l'effondrement et l'allumage stable de l'hydrogène, alors qu'une étoile très massive, vingt ou trente fois la masse du Soleil, franchit toutes ces étapes en quelques centaines de milliers d'années seulement, tant la gravité y est violente et l'accrétion rapide.

La masse finale de l'étoile est déterminée par la compétition entre l'accrétion et les phénomènes de rétroaction qui dispersent l'enveloppe restante. Le rayonnement ultraviolet, les vents et les jets de la protoétoile chauffent et balayent progressivement le cocon de gaz et de poussière, interrompant l'alimentation du disque et fixant la masse de l'astre. Les objets qui n'accumulent pas assez de masse pour déclencher durablement la fusion de l'hydrogène ordinaire (en dessous d'environ 0,075 masse solaire) deviennent des naines brunes, qui ne brûlent que le deutérium et peut-être le lithium avant de s'éteindre lentement. 

Dans les régions de formation très actives, les étoiles les plus massives influencent profondément leur environnement : leurs vents puissants et leur intense rayonnement ionisant compriment les bords des nuages voisins, y déclenchant éventuellement de nouvelles phases d'effondrement, tandis que leur explosion finale en supernova ensemence le milieu interstellaire d'éléments lourds qui enrichiront les générations futures de nuages moléculaires, de disques protoplanétaires et d'étoiles.

Les étoiles variables intrinsèques sont des étoiles dont la luminosité varie en raison de phénomènes physiques se produisant à l'intérieur même de l'astre. Contrairement aux étoiles variables extrinsèques, dont les changements d'éclat sont dus à des causes extérieures comme des éclipses ou la rotation d'objets masquant partiellement leur surface, les variables intrinsèques subissent des modifications réelles de leur émission énergétique ou de leur structure. 

La grandeur apparente d'une étoile variable intrinsèque peut changer de quelques centièmes de magnitude jusqu'à plusieurs dizaines de magnitudes selon le type d'objet considéré. La durée des variations s'étend de quelques secondes à plusieurs années. Ces changements sont généralement observés grâce à des courbes de lumière représentant l'évolution de la luminosité au cours du temps.

L'étude des étoiles variables repose sur plusieurs méthodes d'observation. La photométrie mesure les variations de luminosité, tandis que la spectroscopie révèle les changements de température, de composition chimique et de vitesse des couches gazeuses. Les observations spatiales modernes ont considérablement amélioré la précision des mesures, permettant de détecter des oscillations extrêmement faibles.

Les variables pulsantes.
Une première grande catégorie est celle des étoiles pulsantes. Dans ces objets, les couches externes de l'étoile se dilatent puis se contractent périodiquement. Pendant la contraction, la température augmente et l'étoile devient plus brillante; pendant la dilatation, elle se refroidit et son éclat diminue. Ce mécanisme est souvent entretenu par l'effet κ (kappa) ( = effet d'opacité), dans lequel certaines couches ionisées absorbent temporairement davantage de rayonnement, provoquant une accumulation d'énergie qui entraîne ensuite leur expansion.

Céphéides.
Les céphéides constituent l'exemple le plus célèbre d'étoiles pulsantes. Ce sont des étoiles massives et très lumineuses situées dans une phase avancée de leur évolution. Leur période de variation est extrêmement régulière et peut aller d'environ un jour à plusieurs dizaines de jours. Henrietta Swan Leavitt a découvert au début du XX^e siècle une relation fondamentale entre la période de pulsation et la luminosité intrinsèque des céphéides : plus la période est longue, plus l'étoile est lumineuse. Cette relation période-luminosité a permis d'établir une méthode fiable pour mesurer les distances des galaxies proches et a joué un rôle majeur dans la découverte de l'expansion de l'univers.

Les céphéides se divisent en plusieurs sous-groupes. Les céphéides classiques sont jeunes, riches en éléments lourds et appartiennent à la population stellaire I. Les céphéides de type II sont plus âgées, moins massives et moins lumineuses. Bien qu'elles présentent des comportements similaires, leurs relations période-luminosité diffèrent légèrement.

RR Lyrae.
Les étoiles RR Lyrae sont également des variables pulsantes, mais elles sont plus anciennes et moins lumineuses que les céphéides. Leur période est généralement inférieure à une journée. On les rencontre fréquemment dans les amas globulaires. Comme leur luminosité absolue est relativement bien connue, elles servent aussi d'indicateurs de distance pour les objets de notre Galaxie et de ses environs immédiats.

Variables de longue période et variables semi-régulières.
Les étoiles Mira sont des géantes rouges très évoluées qui présentent de fortes variations de luminosité avec des périodes de plusieurs centaines de jours. Leur amplitude peut dépasser plusieurs magnitudes. Ces étoiles perdent progressivement leurs couches externes sous forme de vents stellaires et préparent la formation future d'une nébuleuse planétaire.

Les variables semi-régulières ressemblent aux étoiles Mira mais leurs pulsations sont moins stables. Plusieurs modes de vibration peuvent coexister simultanément, rendant les courbes de lumière plus complexes.

Variables δ Scuti.
Certaines étoiles pulsent selon des périodes extrêmement courtes. Les variables δ Scuti, par exemple, effectuent des oscillations en quelques heures seulement. Elles permettent aux astrophysiciens d'étudier l'intérieur des étoiles grâce à l'astérosismologie, discipline comparable à la sismologie terrestre mais appliquée aux corps stellaires.

Variables β Cephei.
Les variables de type β Cephei sont des étoiles très chaudes et massives dont les pulsations sont dues à des variations d'opacité liées principalement au fer. Elles oscillent sur des périodes de quelques heures et fournissent des renseignements sur les premières étapes de l'évolution des étoiles massives.

Les variables cataclysmiques.
Une autre catégorie importante regroupe les étoiles éruptives. Dans ce cas, les variations d'éclat sont provoquées par des phénomènes énergétiques soudains tels que des explosions, des éjections de matière ou des réarrangements du champ magnétique.

Variables éruptives
Les étoiles à éruption, souvent des naines rouges jeunes ou peu massives, peuvent voir leur luminosité augmenter brutalement pendant quelques minutes ou quelques heures. Ces sursauts sont produits par la libération rapide d'énergie magnétique dans leur atmosphère, un phénomène comparable aux éruptions solaires mais souvent beaucoup plus puissantes relativement à la taille de l'étoile.

Les étoiles jeunes de type T Tauri présentent des variations irrégulières liées à leur activité magnétique, à leur accrétion de matière et à la présence de disques circumstellaires. Elles représentent une étape précoce de l'évolution stellaire, avant l'entrée sur la séquence principale. Les T Tauri appartiennent à la catégorie des variables de type Orion, à laquelle appartiennent aussi ou s'apparentent les variables FU Orionis, les étoiles de Herbig-Haro ou les UV Ceti, qui sont également de jeunes étoiles en formation entourées de grandes quantités de gaz et de poussières. Chaque fois les variations résultent de processus complexes d'accrétion et d'interactions avec leur environnement immédiat.

Les étoiles Wolf-Rayet, extrêmement massives et chaudes, perdent de la matière à un rythme considérable. Leurs vents stellaires puissants et leurs instabilités internes peuvent entraîner des fluctuations d'éclat. Ces étoiles sont considérées comme des précurseurs possibles de certaines supernovae.

Les étoiles Be sont des étoiles chaudes en rotation très rapide qui éjectent une partie de leur matière dans un disque gazeux équatorial. Les modifications de ce disque produisent des variations de luminosité et de spectre.

Les variables explosives.
Les novae résultent d'un système binaire comprenant généralement une naine blanche et une étoile compagne. Bien que l'explosion soit provoquée par l'accumulation de matière provenant de la compagne, l'augmentation de luminosité provient d'une réaction thermonucléaire à la surface de la naine blanche. L'éclat peut croître de plusieurs milliers de fois en quelques jours avant de diminuer progressivement. Comme la naine blanche subsiste après l'explosion, le phénomène peut se reproduire.

Certaines variables cataclysmiques présentent des épisodes récurrents d'activité. Les novae naines, par exemple, connaissent des augmentations périodiques de luminosité dues à des instabilités dans le disque d'accrétion entourant la naine blanche. Ces phénomènes permettent d'étudier les transferts de matière dans les systèmes binaires serrés.

Une géante rouge est une étoile qui a atteint une phase évolutive avancée, qui survient une fois que celle-ci a épuisé l'hydrogène disponible dans son coeur. Ce n'est donc pas un type d'étoile à part entière depuis sa naissance, mais plutôt un stade par lequel passent la plupart des étoiles, notamment celles dont la masse est comparable à celle du Soleil ou légèrement supérieure, généralement entre environ 0,5 et 8 masses solaires.

Tant qu'une étoile se trouve sur la séquence principale, elle maintient un équilibre stable entre la gravité, qui tend à la comprimer, et la pression issue des réactions de fusion nucléaire en son coeur, qui tend à la dilater. Lorsque l'hydrogène du noyau est entièrement converti en hélium, cette fusion centrale s'arrête, et l'équilibre se rompt. Le coeur, désormais composé d'hélium inerte, n'a plus de source d'énergie pour résister à la force de gravitation, et il commence à se contracter sous son propre poids.

Cette contraction du coeur a une conséquence importante : elle libère de l'énergie gravitationnelle qui réchauffe les couches immédiatement environnantes. La température y devient suffisamment élevée pour que l'hydrogène présent dans une coquille entourant le coeur d'hélium s'enflamme à son tour. C'est cette fusion en couche, et non plus une fusion centrale, qui caractérise la nouvelle structure de l'étoile. Paradoxalement, c'est cette intensification de l'activité nucléaire en périphérie du coeur qui pousse les couches externes de l'étoile à se dilater considérablement.

L'expansion de l'enveloppe externe est spectaculaire : le rayon de l'étoile peut augmenter d'un facteur de plusieurs dizaines, voire plusieurs centaines pour les étoiles les plus évoluées. Le Soleil, par exemple, lorsqu'il deviendra une géante rouge dans plusieurs milliards d'années, devrait voir son rayon s'étendre jusqu'à englober probablement l'orbite de Mercure, et peut-être celle de Vénus. Cette dilatation considérable a une conséquence directe sur la température de surface de l'étoile : en vertu des lois de la physique du rayonnement, plus une surface est étendue pour une même quantité d'énergie totale émise, plus sa température diminue. La surface de l'étoile se refroidit ainsi jusqu'à des valeurs de l'ordre de 3000 à 4000 kelvins, contre environ 5800 K pour le Soleil actuel.

C'est précisément ce refroidissement de surface qui explique la couleur rouge caractéristique de ces étoiles. Selon la loi du rayonnement du corps noir, une surface plus froide émet préférentiellement dans les longueurs d'onde plus longues, donc vers le rouge et l'infrarouge, plutôt que dans le bleu ou le blanc. C'est ce même principe qui explique pourquoi un morceau de métal chauffé devient d'abord rouge avant de devenir blanc lorsqu'il atteint des températures plus élevées, mais ici dans le sens inverse.

Malgré cette baisse de température, une géante rouge devient considérablement plus lumineuse qu'elle ne l'était sur la séquence principale. Cela peut sembler contre-intuitif, mais s'explique par le fait que la luminosité totale d'une étoile dépend à la fois de sa température de surface et de sa surface totale émettrice. Or l'augmentation du rayon est si importante qu'elle compense largement, et de loin, la diminution de température par unité de surface. Une géante rouge peut ainsi être des centaines, voire des milliers de fois plus lumineuse que l'étoile qu'elle était auparavant.

À l'intérieur de l'étoile, le coeur d'hélium continue quant à lui de se contracter et de s'échauffer progressivement, sous l'effet de son propre poids et de la matière qui continue de lui être apportée par la fusion de l'hydrogène en couche au-dessus de lui. Pour les étoiles de masse proche de celle du Soleil, ce cœur d'hélium devient si dense que les électrons qui le composent entrent dans un état appelé dégénérescence électronique, un régime où la pression ne dépend plus de la température mais uniquement de la densité, en vertu du principe d'exclusion de Pauli.

Lorsque la température centrale atteint environ cent millions de kelvins, la fusion de l'hélium en carbone et en oxygène s'amorce, via un processus appelé la réaction triple-alpha, qui combine trois noyaux d'hélium pour former un noyau de carbone. Dans les étoiles de faible masse où le coeur est dégénéré, cet allumage se produit de façon extrêmement brutale et quasi instantanée, un événement connu sous le nom de flash de l'hélium. Cette ignition soudaine modifie la structure interne de l'étoile : le cœur se dilate légèrement et se dédégénère, l'enveloppe externe se contracte quelque peu, et l'étoile se stabilise temporairement sur une nouvelle branche évolutive, où elle brûle désormais son hélium central de façon stable, tout en continuant à fusionner de l'hydrogène en couche autour.

Cette phase de combustion stable de l'hélium central constitue en réalité une étape légèrement distincte de la branche des géantes rouges proprement dite, bien que les deux phases partagent une apparence extérieure relativement similaire, à savoir une étoile froide, dilatée et lumineuse. Une fois que l'hélium du coeur est à son tour épuisé, l'étoile entame une nouvelle phase d'expansion encore plus marquée, appelée branche asymptotique des géantes, durant laquelle elle développe une structure à deux couches de fusion concentriques, hydrogène et hélium brûlant simultanément dans des coquilles distinctes autour d'un cœur désormais inerte de carbone et d'oxygène.

Au cours de cette phase ultime d'expansion, l'étoile devient instable et connaît des pulsations thermiques répétées, parfois appelées impulsions thermiques, durant lesquelles elle éjecte progressivement une grande partie de sa masse dans l'espace environnant sous forme de vents stellaires puissants. Cette matière éjectée forme à terme une enveloppe de gaz qui s'éloigne de l'étoile, créant ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire, tandis que le coeur résiduel, dépourvu désormais de toute possibilité de fusion supplémentaire, se contracte pour devenir une naine blanche.

Toutes les géantes rouges ne suivent pas exactement le même chemin évolutif, ni n'aboutissent à la même destinée. Les étoiles plus massives, au-delà d'environ huit masses solaires, traversent des phases similaires de dilatation et de refroidissement en surface, mais leur coeur, suffisamment massif pour ne jamais devenir dégénéré au stade de l'hélium, continue d'enchaîner des fusions de plus en plus avancées, du carbone jusqu'au fer, menant ultimement à une explosion en supernova plutôt qu'à la formation paisible d'une nébuleuse planétaire et d'une naine blanche.

Les géantes rouges jouent un rôle essentiel dans l'enrichissement chimique de l'univers. Les vents stellaires puissants qu'elles génèrent, combinés aux éjections de matière lors de la phase de nébuleuse planétaire, dispersent dans le milieu interstellaire des éléments synthétisés au cours de leur vie, notamment du carbone, de l'azote et de l'oxygène, ainsi que des éléments plus lourds formés par capture lente de neutrons, un processus connu sous le nom de processus s. Cette matière enrichie contribuera ensuite à la formation de nouvelles générations d'étoiles et de systèmes planétaires.

Les étoiles massives, qui ont une masse s'étendant généralement d'environ huit à plus de cent masses solaires, sont classées spectralement dans les types O et B. Ces  monstres célestes, bien qu'ils ne représentent qu'une infime fraction de la population stellaire de la Voie Lactée, dominent l'univers par leur éclat et leur influence. Leur masse génère un champ gravitationnel colossal qui écrase leur coeur avec une force inouïe, y générant des températures et des pressions qui se traduisent en surface par des chaleurs extrêmes. 

Typologie des étoiles massives.
Les étoiles de type B affichent des températures de surface comprises entre 10 000 et 30 000 K, tandis que les monstres de type O peuvent dépasser les 30 000 K, frôlant parfois les 50 000 K. Cette chaleur intense déplace le pic de leur rayonnement vers l'ultraviolet et leur confère cette couleur bleue ou blanc-bleuté éclatante qui les rend si facilement repérables dans le ciel nocturne, à l'image de Rigel (Orion) ou de Spica (Vierge). Leur luminosité est tout aussi vertigineuse : elle peut atteindre des centaines de milliers, voire plusieurs millions de fois celle de notre Soleil.

La distinction entre les types O et B repose sur des signatures spectrales très spécifiques, dictées par la température de leur photosphère. Les étoiles de type O sont les plus chaudes et les plus rares. Leur spectre est défini par la présence de raies d'absorption de l'hélium ionisé (He II), ce qui nécessite une énergie phénoménale pour arracher un électron à l'hélium. On y observe également des raies d'azote et de carbone triplement ionisés. Leurs atmosphères sont le siège de vents stellaires d'une puissance apocalyptique, éjectant de la matière à des milliers de kilomètres par seconde, ce qui peut créer des raies d'émission par interaction avec le milieu environnant. En descendant l'échelle des températures vers le type B, l'hélium n'est plus assez énergisé pour rester ionisé; les raies de l'hélium neutre (He I) apparaissent alors et dominent le spectre, tandis que les raies de l'hydrogène, bien que présentes, deviennent plus nettes et plus fortes que chez les type O, atteignant leur apogée un peu plus tard avec les étoiles de type A. Les vents stellaires des étoiles B sont toujours très puissants, mais nettement moins dévastateurs que ceux de les étoiles de type O.

Vivre vite et mourir jeune.
Cette débauche d'énergie a un coût thermodynamique exorbitant : les étoiles massives vivent vite et meurent jeunes. Le coeur des étoiles O et B est le siège d'une réaction de fusion nucléaire appelée le cycle carbone-azote-azote (cycle CNO). Ce processus, très sensible à la température, consomme l'hydrogène à un rythme effréné. En conséquence, la durée de vie de ces géantes bleues se compte en millions d'années, et non en milliards. Une étoile de type O de très grande masse pourrait épuiser tout son combustible en à peine trois ou quatre millions d'années. Cette évolution rapide les pousse rapidement hors de la séquence principale; en quelques dizaines de millions d'années, elles gonflent démesurément pour devenir des supergéantes ou des hypégéantes rouges ou bleues, modifiant radicalement leur structure interne tout en forgeant des éléments de plus en plus lourds.

Leur rayonnement ultraviolet extrême de ces astres est si intense qu'il arrache les électrons des atomes d'hydrogène gazeux environnant, créant d'immenses nuages de plasma lumineux appelés régions H II, dont la nébuleuse d'Orion est l'un des exemples les plus proches et les plus célèbres. De plus, leurs violents vents stellaires et la pression de radiation qu'elles exercent balayent le milieu interstellaire, creusant d'immenses bulles de vide et compressant les nuages de gaz et de poussière adjacents. Ce mécanisme de rétroaction est crucial : il peut déclencher l'effondrement de nouveaux nuages moléculaires, initiant ainsi une nouvelle génération d'étoiles, ou au contraire disperser le gaz si rapidement qu'il tarit définitivement la formation stellaire dans la région. C'est pourquoi on trouve presque exclusivement les étoiles O et B regroupées dans ce qu'on appelle des associations OB (Les étoiles en société), situées le long des bras spiraux des galaxies, là où la formation stellaire est la plus active.

Leur fin de vie est à la mesure de leur existence : spectaculaire et cataclysmique. Lorsque le coeur d'une étoile massive atteint le stade du fer, la fusion nucléaire s'arrête brusquement, car la fusion du fer ne produit plus d'énergie mais en consomme. Privé de la pression thermique qui le maintenait en équilibre, le coeur de fer s'effondre sur lui-même en une fraction de seconde, avant de rebondir violemment dans une explosion de supernova à effondrement de coeur. Cette déflagration, parmi les événements les plus énergétiques de l'univers, brille temporairement plus fort que toutes les autres étoiles de sa galaxie réunies. 

C'est au cours de cette explosion, et durant les derniers instants de la vie de l'étoile, que sont synthétisés et dispersés dans l'espace la majorité des éléments plus lourds que le fer, tels que l'or, l'uranium ou le platine, ensemençant le cosmos pour les futures générations de planètes et d'êtres vivants. Selon la masse initiale du coeur résiduel, l'étoile laissera derrière elle un objet d'une densité inimaginable : une étoile à neutrons, tournant sur elle-même à des vitesses folles, ou, si la masse est suffisante, un trou noir stellaire, refermant la prison de l'espace-temps sur les cendres de la géante bleue.

À l'extrémité la plus fraîche de cette séquence, on trouve un continuum d'objets qui brouille la frontière traditionnelle entre les étoiles véritables et les planètes géantes. Ce continuum est dominé par les naines de type M, L et T, qui représentent d'ailleurs la grande majorité de la population stellaire et substellaire de notre galaxie. La distinction fondamentale entre ces objets repose sur leur masse, qui dicte leur température interne et leur capacité, ou leur incapacité, à maintenir des réactions de fusion nucléaire en leur coeur.

L'étude de ces objets de types M (naines rouges) et L et T (naines brunes) révèle une continuité physique et chimique remarquable. On passe progressivement d'une étoile à part entière, entretenue par la fusion nucléaire et se signalant par la présence dans son atmosphère de molécules métalliques, à un objet substellaire enveloppé de nuages de fer, pour finir sur une sphère de gaz géante où règnent le méthane et la vapeur d'eau. Cette séquence montre que la frontière entre une étoile ratée et une planète géante n'est qu'une question de masse initiale et de temps, les lois de la thermodynamique et de la chimie s'appliquant de manière identique à ces mondes crépusculaires qui peuplent notre Galaxie.

Les naines rouges.
Les naines de type M, communément appelées naines rouges, à l'instar de Proxima du Centaure ou de l'étoile de Barnard, marquent le bas de l'échelle des véritables étoiles. Avec des masses comprises entre environ 0,08 et 0,5 masse solaire, elles possèdent juste ce qu'il faut de gravité pour comprimer leur coeur et y initier la fusion de l'hydrogène en hélium. Leur température de surface varie d'environ 2400 à 3700 K, ce qui leur confère cette teinte rougeâtre ou orangée caractéristique. 

Dans leurs atmosphères relativement froides, la chimie moléculaire prend le pas sur les atomes individuels, permettant la formation de molécules comme l'oxyde de titane et l'oxyde de vanadium, qui absorbent fortement la lumière bleue et verte. Contrairement aux étoiles plus massives, les naines rouges sont entièrement convectives : le plasma est constamment brassé de la surface jusqu'au coeur. Cette particularité leur permet de recycler l'hélium produit et de consommer la quasi-totalité de leur réserve d'hydrogène. En conséquence, leur durée de vie se compte en milliers de milliards d'années, dépassant de très loin l'âge actuel de l'univers. 

La jeunesse  des naines rouges est souvent caractérisée par une activité magnétique intense, générant de violentes éruptions stellaires qui peuvent stériliser les planètes rocheuses évoluant éventuellement dans leur zone habitable, d'autant que ces planètes doivent orbiter très près de l'étoile pour recevoir assez de chaleur, ce qui les verrouille gravitationnellement, montrant toujours la même face à leur astre.

Les naines brunes.
En descendant en dessous du seuil fatidique d'environ 0,075 à 0,08 masse solaire, soit environ 80 fois la masse de Jupiter, la pression au coeur de l'objet n'est plus suffisante pour enclencher la fusion de l'hydrogène. L'objet n'est alors plus une étoile à proprement parler, mais une naine brune. 

Les naines de type L
Les naines de type L représentent la transition directe entre les naines rouges les plus froides et les naines brunes plus massives. Leur température de surface s'étage entre 1300 et 2400 kelvins. Bien qu'elles ne puissent pas brûler d'hydrogène, les naines L les plus massives peuvent fusionner brièvement du deutérium ou du lithium au début de leur existence, avant de passer le reste de leur vie à se contracter lentement et à rayonner leur chaleur de formation. 

Ce qui distingue spectaculairement les naines L, c'est la chimie de leur atmosphère. La température y est suffisamment basse pour permettre la condensation de métaux et de roches, formant d'épaisses couches de nuages de poussière composés de silicates et de fer, un peu comme des nuages de sable ou de rouille en suspension. Ces nuages rendent leur atmosphère très opaque. Leur spectre est caractérisé par de fortes raies d'hydrures métalliques et l'apparition des métaux alcalins comme le sodium et le potassium. À l'oeil nu, si l'on pouvait les observer de près, elles ne brilleraient pas d'un rouge vif, mais plutôt d'une lueur sombre, d'un rouge très profond tirant sur le magenta, semblable à celle d'un morceau de métal chauffé dans une forge.

Les naines de type T.
À mesure que ces naines brunes continuent de se refroidir au fil des millions et des milliards d'années, elles atteignent le stade de type T. Les naines T sont des objets encore plus froids, avec des températures de surface oscillant entre 500 et 1300 kelvins. À ces niveaux thermiques, l'atmosphère subit une transformation chimique radicale. Les nuages de poussière de silicates et de fer s'effondrent ou précipitent vers les couches profondes, dégageant la haute atmosphère. 

Le trait distinctif absolu des naines T, et celui qui a permis leur classification, est l'apparition du méthane. Jusqu'à leur découverte, le méthane n'était observé dans l'espace que dans les atmosphères des planètes géantes froides du Système solaire, comme Jupiter et Saturne, ou dans les comètes. La présence de ce carbone sous forme de méthane, couplée à de grandes quantités de vapeur d'eau, indique un environnement thermodynamique très similaire à celui des géantes gazeuses. D'ailleurs, certains astronomes considèrent les naines T comme des planètes non liées gravitationnellement à une étoile proprement dite, bien qu'elles se soient probablement formées par effondrement d'un nuage de gaz, à la manière des étoiles, et non par accrétion dans un disque protoplanétaire. 

En raison de l'absorption massive de la lumière rouge et infrarouge par le méthane, ces objets émettent une lumière très particulière. Bien qu'elles soient souvent représentées en vert dans les images en fausses couleurs pour mettre en évidence leurs particularités spectrales, la couleur réelle perçue par l'oeil humain, si elles étaient vues de près, serait probablement un magenta rosé ou une teinte violacée étrange, résultant du mélange des longueurs d'onde restantes dans le spectre visible.