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Image : ESO

Évolution des étoiles

Crise de colère d'un bébé étoile ; lorsque de jeunes étoiles éjectent du gaz et rencontrent de la poussière, ces fascinants nuages se forment.
Image : ESA/Hubble & NASA, B. Nisini

Les étoiles ont une vie longue mais néanmoins finie. Elles naissent à partir de nuages de gaz et suivent un chemin d'évolution différent selon le type d'étoile, avant de mourir.

Naissance d'une étoile

La force motrice de la formation d'une étoile est la force de gravitation. Grâce à la gravitation, le globe terrestre nous maintient sur sa surface ou la lune provoque les marées dans les océans. Les grandes masses peuvent donc exercer une force d'attraction extrêmement forte, ce qui joue un rôle décisif dans la naissance des étoiles : le milieu interstellaire contient du gaz qui peut se condenser en d'énormes nuages, généralement d'hydrogène. Un tel nuage de gaz peut peser plusieurs milliers de masses solaires. Lorsque la densité critique du nuage est dépassée, celui-ci commence à s'effondrer ; le gaz présent est comprimé. L'effondrement est d'autant plus rapide que la densité du gaz est élevée, c'est pourquoi des sous-structures à l'intérieur du nuage commencent bientôt à s'effondrer. Ce processus est plus rapide que l'effondrement global et conduit à la fragmentation du nuage. Un fragment finit par donner naissance à une proto-étoile. Celle-ci n'est pas encore une véritable étoile, car la fusion nucléaire n'a pas encore commencé en son sein. Une proto-étoile se trouve cependant en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire que la pression interne du gaz s'oppose désormais à la force gravitationnelle de telle sorte que les deux forces s'annulent et que l'objet n'est plus comprimé.

La vie des étoiles et la mort

Les trajectoires des proto-étoiles qui viennent de se former commencent déjà à se séparer. Selon la masse qu'elles ont accumulée, leur évolution suit un cours très différent. Les processus des différentes phases de la vie d'une étoile sont complexes. L'évolution est représentée ici de manière un peu simplifiée.

Développement stellaire selon la masse de la proto-étoile
Développement stellaire selon la masse de la proto-étoileImage : Sarah Arnold

Si la masse de la protoétoile est très faible (inférieure à environ 0,08 masse solaire), les températures à l'intérieur de l'étoile ne sont pas suffisamment élevées pour permettre une fusion nucléaire. Une telle étoile ne commence donc jamais à briller, mais se contracte en une structure semblable à une planète, appelée naine brune.

Les étoiles légères (environ 0,08 à 0,26 masse solaire) passent toute leur vie à convertir leur hydrogène en hélium. Après avoir épuisé leur hydrogène, elles se contractent pour former ce que l'on appelle des naines blanches, qui se refroidissent progressivement et finissent par s'éteindre.

Les étoiles moyennes (environ 0,26 à 8 masses solaires) convertissent d'abord l'hydrogène nucléaire en hélium. Plus tard, la combustion de l'hydrogène se poursuit dans la coquille autour du noyau d'hélium. La partie extérieure de l'étoile se dilate ; sa phase géante commence. Dans le noyau, l'hélium s'enflamme alors brusquement (hélium flash). Après la transformation complète de l'hélium central en carbone, la combustion de l'hélium se poursuit à nouveau dans les coquilles. Les couches extérieures de l'étoile géante sont finalement expulsées. Une nébuleuse planétaire se forme à partir de l'enveloppe détachée. L'étoile à l'intérieur de la nébuleuse se transforme en naine blanche.

Dans le cas des étoiles massives (environ 8 à 15 masses solaires), les processus de fusion sont globalement beaucoup plus rapides. Le noyau de carbone qui en résulte peut s'enflammer brusquement (flash de carbone), ce qui peut conduire à l'explosion de l'étoile entière. On parle alors de supernova.

Les étoiles supermassives (plus de 15 masses solaires) réussissent encore d'autres étapes de fusion avant leur fin, laissant à la fin un noyau de fer, suivi de coquilles de silicium, d'oxygène, de carbone, d'hélium et tout à l'extérieur d'hydrogène. Comme le fer se trouve à la fin de la chaîne de réaction, les sources d'énergie centrales de l'étoile sont maintenant épuisées et le noyau de fer s'effondre en une étoile à neutrons ou en un trou noir. Dans ce cas également, une supernova déclenchée par l'effondrement du noyau marque la fin de l'étoile.