Un peu plus près des étoiles : vie et mort des stars de l’espace

par Alice Clair  publié le 9 février 2023

Comment naissent les étoiles ? Qu’est-ce qui les fait briller puis s’éteindre ? Et après, que deviennent-elles ? Depuis les nuages de gaz et de poussières des origines jusqu’à l’explosion en supernova, les étapes de vie des étoiles en infographies.

(Alice Clair)

Origine des étoiles et principale période de vie

La création des étoiles se produit dans d’immenses nuages de gaz, de molécules et de poussières. Elles naissent en groupe, à partir de l’effondrement de ce nuage. Cette pouponnière d’étoiles se contracte et des fragments de matière se compriment formant ainsi des «cœurs protostellaires». Au centre de ces derniers, les atomes se rapprochent les uns des autres, entraînant une hausse de la température. Lorsque celle-ci atteint 10 millions de degrés, des réactions de fusion thermonucléaire s’enclenchent. Les protoétoiles deviennent alors des étoiles.

Celles-ci entament alors leur première et principale période de vie nommée «séquence principale». Le processus de fusion nucléaire transforme dans leur cœur les atomes d’hydrogène en hélium. Elles restent dans cette première phase jusqu’à épuisement de l’hydrogène. C’est également à ce stade que se forment autour d’elles les systèmes planétaires tels que notre système solaire. On dénombre huit types d’étoiles différentes, nommées en fonction de leur couleur.

Les étoiles bleues sont à la fois les plus massives, les plus chaudes et les plus lumineuses. Leur phase sur la séquence principale est la plus brève, seulement une dizaine de millions d’années. Elles sont peu nombreuses, relativement aux autres. Les étoiles blanches, jaunes, oranges ou rouges (de la plus chaude à la plus froide) sont les plus courantes. Elles représentent 90 % des étoiles observables et passent plusieurs milliards d’années dans la séquence principale. Notre Soleil, une naine jaune, est l’une d’entre elles. Il a déjà passé 4,6 milliards d’années dans la séquence principale et devrait y rester pour encore 5 milliards d’années avant d’évoluer en géante rouge et d’engloutir Mercure, Vénus et la Terre.

Les naines rouges ont une durée de vie estimée à des milliers de milliards d’années. A cause de leur faible température, elles ne peuvent pas évoluer en géantes rouges. Elles sont amenées à finir en naines blanches, mais l’univers est actuellement trop jeune pour que quiconque ait pu observer ce phénomène. Les naines brunes, de par leur très petite masse, ne peuvent pas lancer le processus de fusion, elles ne sont donc pas à proprement parler des étoiles. Elles refroidissent très lentement pendant des dizaines de milliers de milliards d’années.

Evolution

Lorsque tout l’hydrogène de leur cœur est fusionné en hélium, les étoiles évoluent et quittent la séquence principale. Leur cœur se contracte et leur atmosphère de gaz se dilate. Les étoiles blanches à orange, de taille intermédiaire, évoluent en sous-géantes puis en géantes rouges. La température de leur noyau monte jusqu’à 100 millions de degrés et leur cœur d’hélium fusionne progressivement en carbone et en oxygène.

Les étoiles les plus massives évoluent de leur côté en supergéantes, voire en hypergéantes, 30 à 1 000 fois plus grosses que le Soleil. Pendant cette phase, la fusion des atomes dans le cœur se poursuit par étapes jusqu’à l’atome de fer. Chaque réaction demande des conditions de température et de pression plus importantes que la réaction précédente. L’étoile alterne des phases de fusion, d’arrêt et de reprise des réactions. Ce qui rend l’étoile très instable et la fait varier très rapidement de couleur et de masse.

Mort des étoiles

Les étoiles les plus massives expulsent autour d’elles les couches externes de leur atmosphère. Cette explosion soudaine et très violente forme une supernova. Pendant ce temps, la partie la plus centrale de l’étoile se contracte. Ce qu’elle devient ensuite dépend de sa masse : si celle-ci est inférieure ou égale à 25 fois celle du Soleil, elle devient une étoile à neutrons. Sa taille est très faible (environ 10 kilomètres de diamètre), mais sa densité est extrême : une cuillère à café de sa matière a une masse équivalente à 20 000 tours Eiffel. Les étoiles de plus de 25 masses solaires ne parviennent pas à se maintenir, leur cœur s’effondre sur lui-même et engendre un trou noir, astre si dense que même la lumière ne peut s’en échapper.

Les couches externes de l’étoile, expulsées au cours de la supernova forment le rémanent. Il se diffuse en une structure filamentaire, un nuage de matière stellaire. La nébuleuse du Crabe, observable depuis la Terre, est le rémanent de supernova le plus connu.

Les géantes rouges expulsent leur matière plus lentement, formant une nébuleuse planétaire. Il s’agit d’une coquille de gaz en expansion éjectée par l’étoile en fin de vie. Le centre forme une naine blanche, qui possède une masse proche de celle du Soleil mais pour un volume similaire à celui de la Terre. Sa densité est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube.

L’espérance de vie d’une étoile

Très longue : 10 millions d’années pour les plus massives, et plusieurs milliards d’années pour les moins massives. Pour les naines rouges et brunes, l’univers est même trop jeune pour avoir pu observer ces étoiles évoluer, il faudra attendre encore plusieurs milliers de milliards d’années. Mais d’ici là, la Terre aura été absorbée par le Soleil. Les humains ne pourront observer le devenir de ces étoiles que s’ils se trouvent d’ici là un nouveau point de chute.

D’où viennent les étoiles ?

Tout part du big-bang. A peine quelques minutes plus tard, les premiers neutrons et protons commencent à se former. Il faut attendre plus de 300 000 ans pour que les premiers atomes d’hydrogène et d’hélium se façonnent. Et encore quelques milliards d’années pour que ces atomes s’amassent en étoiles et autres phénomènes stellaires.

«Nous sommes tous des poussières d’étoiles»

Au début de l’univers, seuls deux éléments chimiques existent : l’hydrogène et l’hélium. Ils forment ensuite le cœur des étoiles. Au cours de l’évolution d’une étoile ont lieu des réactions nucléaires en chaîne qui produisent d’abord de l’hélium, puis des atomes plus lourds, comme le carbone ou l’oxygène. Ces nouveaux atomes sont éjectés dans l’espace tout au long de la vie de l’étoile. Dans les étoiles les plus massives, les réactions nucléaires s’enchaînent et produisent des atomes toujours plus lourds et complexes jusqu’au fer.

Ce dernier demandant une énergie trop importante pour entretenir une fusion dans le cœur de l’étoile, le processus de fusion s’arrête et l’étoile explose et meurt. Certains de ces nouveaux atomes sont alors éjectés dans l’espace, notamment en cas d’explosion en supernova, permettant la création d’autres atomes, tels que l’étain, l’or ou le platine.

Ces atomes éjectés par les étoiles ont pu, sous certaines conditions, créer une chimie complexe de molécules. Sur Terre, celles-ci ont permis de réunir les conditions de la vie. Toute la matière existante sur Terre vient donc des étoiles.