Le cycle de vie des étoiles

Une étoile est une boule de gaz qui produit de l’énergie par fusion nucléaire en son cœur. Toute sa vie est un équilibre entre deux forces : la gravité, qui tend à la contracter, et la pression du gaz chauffé par la fusion, qui tend à la dilater. Lorsque le combustible vient à manquer, l’équilibre se rompt et l’étoile entre dans ses phases finales. Un seul paramètre détermine pour l’essentiel son destin : sa masse à la naissance.

Les étapes en un coup d’œil

1. La naissance : nébuleuses et protoétoiles

Les étoiles naissent dans des nuages moléculaires, immenses et froids (environ −260 °C), faits surtout d’hydrogène et de poussières, comme la nébuleuse d’Orion, visible à l’œil nu. Quand une région du nuage devient assez dense, souvent sous l’effet d’une perturbation (onde de choc d’une supernova, collision de nuages), elle s’effondre sous son propre poids et se fragmente.

Chaque fragment forme une protoétoile qui se contracte et s’échauffe, entourée d’un disque de matière où peuvent naître des planètes (voir exoplanètes). Lorsque la température au cœur atteint environ 10 millions de degrés, la fusion de l’hydrogène s’allume : l’étoile est née. Les étoiles naissent généralement en amas, et une grande partie d’entre elles forment des systèmes doubles ou multiples.

En dessous d’environ 0,08 masse solaire, la fusion de l’hydrogène ne s’allume jamais : on obtient une naine brune, intermédiaire entre une planète géante et une étoile.

2. La vie : la séquence principale

L’étoile passe environ 90 % de sa vie à fusionner l’hydrogène de son cœur en hélium. C’est la séquence principale, nom tiré du diagramme de Hertzsprung-Russell, qui classe les étoiles selon leur température et leur luminosité.

Paradoxe apparent : plus une étoile est massive, plus elle vit peu de temps, car elle consomme son combustible beaucoup plus vite.

La couleur d’une étoile indique donc sa température : les étoiles bleues sont les plus chaudes, les rouges les plus froides. Les naines rouges, comme Proxima du Centaure, sont les plus nombreuses de la Galaxie (environ trois quarts des étoiles), et aucune n’a encore eu le temps de quitter la séquence principale depuis le Big Bang.

3. La fin d’une étoile comme le Soleil

Quand l’hydrogène du cœur est épuisé, le cœur se contracte et s’échauffe, tandis que l’enveloppe gonfle et se refroidit : l’étoile devient une géante rouge, des dizaines à des centaines de fois plus grande. Le cœur finit par fusionner l’hélium en carbone et en oxygène.

L’étoile expulse ensuite ses couches externes, qui forment une nébuleuse planétaire, une coquille de gaz lumineux qui se dissipe en quelques dizaines de milliers d’années (le nom, trompeur, vient de leur aspect de disque dans les petits télescopes du XVIIIe siècle). Le cœur mis à nu devient une naine blanche : un astre de la taille de la Terre mais d’une masse comparable à celle du Soleil, si dense qu’une cuillère à café de sa matière pèserait plusieurs tonnes. Elle ne produit plus d’énergie et se refroidit pendant des milliards d’années.

C’est le sort qui attend le Soleil dans environ 5 milliards d’années.

4. La fin d’une étoile massive : la supernova

Une étoile massive enchaîne des fusions de plus en plus rapides : hélium, carbone, néon, oxygène, silicium, jusqu’au fer. Le fer ne libère plus d’énergie en fusionnant : le cœur, privé de soutien, s’effondre en une fraction de seconde. Les couches externes rebondissent et sont projetées dans l’espace à des milliers de kilomètres par seconde : c’est une supernova, qui peut briller pendant quelques semaines autant qu’une galaxie entière.

Selon la masse du cœur restant :

• s’il dépasse la limite de Chandrasekhar (environ 1,4 masse solaire) mais reste en dessous d’environ 2 à 3 masses solaires, il devient une étoile à neutrons : une sphère d’une vingtaine de kilomètres de diamètre, d’une densité comparable à celle d’un noyau atomique. Certaines, en rotation rapide, émettent des faisceaux balayant l’espace : ce sont les pulsars, découverts en 1967 par Jocelyn Bell ;
• au-delà, rien n’arrête l’effondrement : il se forme un trou noir stellaire.

Les supernovas sont rares à l’échelle d’une galaxie : environ une à trois par siècle dans la Voie lactée. La dernière observée à l’œil nu dans notre galaxie date de 1604 (supernova de Kepler). La supernova de 1054, notée par des astronomes chinois, a laissé la nébuleuse du Crabe et son pulsar.

Nous sommes des poussières d’étoiles

Le Big Bang n’a produit que de l’hydrogène, de l’hélium et des traces de lithium. Tous les éléments plus lourds ont été fabriqués dans les étoiles puis dispersés à leur mort :

• le carbone et l'oxygène de nos cellules, par les étoiles en fin de vie ;
• le fer de notre sang, en grande partie par les supernovas et les explosions de naines blanches ;
• une partie de l'or et des éléments les plus lourds, par la fusion d’étoiles à neutrons, phénomène observé directement en 2017 grâce aux ondes gravitationnelles.

Le système solaire s’est formé à partir d’un nuage déjà enrichi par plusieurs générations d’étoiles disparues.

Questions fréquentes

Combien de temps vit une étoile ?

De quelques millions d’années pour les plus massives à des milliers de milliards d’années pour les plus petites naines rouges. Le Soleil vivra environ 10 milliards d’années sur la séquence principale, et il en a déjà vécu 4,6.

L’étoile que je vois est-elle peut-être déjà morte ?

C’est possible en théorie, puisque leur lumière a voyagé longtemps, mais très improbable : les étoiles visibles à l’œil nu sont presque toutes à moins de quelques milliers d’années-lumière, une durée minuscule par rapport à leur vie. Bételgeuse, à environ 550 années-lumière, explosera en supernova, mais probablement dans les 100 000 prochaines années.

Quelle est la différence entre une étoile et une planète ?

Une étoile produit sa propre lumière par fusion nucléaire. Une planète ne fait que réfléchir la lumière de son étoile ; elle tourne autour d’elle et n’est pas assez massive pour déclencher la fusion.

Pourquoi les étoiles scintillent-elles ?

Parce que leur lumière, venue d’un point minuscule, est déviée par les turbulences de l’atmosphère terrestre. Les planètes, qui apparaissent comme de petits disques, scintillent beaucoup moins.