La phase de démarrage de toutes les étoiles, y compris notre Soleil, commence lorsqu’une région dense d’une nébuleuse commence à se rétrécir et à se réchauffer. C’est généralement le résultat de l’un des nombreux événements qui peuvent se produire pour initier l’effondrement gravitationnel d’un nuage moléculaire. Parmi les moyens par lesquels cela se produit, on peut citer les collisions galactiques ou l’explosion dévastatrice d’une supernova proche, qui envoie de la matière brisée dans les nuages à très grande vitesse. Chacune de ces maternités stellaires peut former de quelques dizaines à des milliers d’étoiles.
Pour former une étoile comme notre Soleil, qui fait 864 400 miles (1 391 000 kilomètres) de diamètre, il faudrait un ensemble de gaz et de poussières cent fois plus grand que notre système solaire. Ce n’est qu’un début. Une fois qu’une telle quantité de gaz et de poussière s’est rassemblée, elle forme ce que nous appelons une proto-étoile. Un objet est considéré comme une protoétoile tant que la matière continue de tomber vers l’intérieur. Pour notre Soleil, et les étoiles de même masse, la phase protoétoile se serait terminée après environ 100 000 ans. Après cela, la proto-étoile cesse de croître et le disque de matière qui l’entoure est détruit par rayonnement.
Si la proto-étoile n’a pas réussi à acquérir suffisamment de masse, une naine brune prend forme. Ces pauvres petits gars sont des objets substellaires qui sont incapables d’entretenir des réactions de fusion de l’hydrogène dans leur cœur, en raison de leur masse insuffisante. Les étoiles de la séquence principale n’ont pas de problème avec cela, à l’inverse des naines brunes. Pour faire simple, une naine brune est trop grosse pour être appelée une planète, et trop petite pour être appelée une étoile. Jusqu’en 1995, elles n’étaient qu’un concept théorique. Mais on pense désormais qu’il existe une naine brune pour six étoiles.
Si l’étoile est assez grosse pour fusionner des atomes d’hydrogène en hélium, elle entrera dans la phase dans laquelle se trouve notre Soleil, appelée phase de séquence principale. Une étoile passera la majeure partie de sa vie dans la phase de séquence principale. À ce stade, la fusion nucléaire transforme l’hydrogène en hélium. L’étoile n’est stable que parce que la pression légère de cette énergie équilibre l’effondrement gravitationnel de l’étoile.
Approximativement neuf étoiles sur dix dans l’univers sont des étoiles de séquence principale. Ces étoiles peuvent aller d’environ un dixième de la masse de notre Soleil jusqu’à 200 fois plus massives, et la durée pendant laquelle une étoile restera dans la phase de séquence principale dépend de sa taille. La durée du séjour d’une étoile dans la phase de séquence principale dépend de sa taille. Une étoile de masse plus élevée peut avoir plus de matière à manipuler, mais elle brûle plus rapidement en raison de la température plus élevée de son noyau, due à des forces gravitationnelles plus importantes. Une étoile de la taille de notre Soleil passera environ 10 milliards d’années dans cette phase, mais une étoile 10 fois plus grosse que la nôtre ne restera dans les parages que 20 millions d’années.
Après la phase de séquence principale, l’étoile deviendra une géante rouge. Une géante rouge est une étoile mourante dans l’une des dernières phases de l’évolution stellaire. Dans quelques milliards d’années, notre Soleil mourra et se dilatera, engloutissant les planètes intérieures, et peut-être même la Terre (ne vous inquiétez pas, nous nous serons éteints quelques milliards d’années plus tôt. Si nous parvenons à survivre un milliard d’années de plus, la température de la surface de la Terre deviendra bien trop élevée pour nous, les humains.)
Après que les étoiles auront cessé de convertir l’hydrogène en hélium par fusion nucléaire, la gravité prendra le relais. A partir de là, c’est la descente, j’en ai bien peur. Les étoiles géantes rouges atteignent des tailles de 62 millions à 621 millions de miles de diamètre (100 millions à 1 milliard de kilomètres), soit 100 à 1 000 fois la taille du soleil actuel. L’énergie de l’étoile est répartie sur une plus grande surface, comme les pixels lorsqu’on agrandit un graphique à trame. De ce fait, l’étoile devient en fait plus froide, atteignant seulement un peu plus de la moitié de la chaleur du Soleil. Ce changement de température fait que les étoiles brillent davantage vers la partie rouge du spectre ; c’est ce qui donne son nom à une géante rouge.
La direction que prend une étoile à partir de ce point dépend de sa taille. Commençons par l’option la moins violente. Les étoiles plus petites, jusqu’à environ huit fois la masse de notre soleil, peuvent devenir une naine blanche. Ces vieux restes d’étoiles sont incroyablement denses. Une cuillère à café de leur matière pèserait sur Terre autant qu’un éléphant – soit 5,5 tonnes dans une cuillère à café incroyablement solide. Le rayon d’une naine blanche n’est que 0,01 fois celui de notre Soleil, mais sa masse est à peu près la même. Estimer depuis combien de temps une naine blanche se refroidit aide les astronomes à mieux comprendre l’âge réel de l’univers.
Après un temps inimaginable – des dizaines voire des centaines de milliards d’années – une naine blanche se refroidira jusqu’à devenir une naine noire, qui sont invisibles car ils émettent à la même température que le fond diffus. En raison de l’âge de l’univers et de ce que nous savons de ses plus anciennes étoiles, il n’existe aucune naine noire connue.
En revanche, une étoile d’au moins huit masses solaires aura une mort beaucoup plus violente, mais aussi beaucoup plus belle. Les étoiles massives peuvent créer une supernova lorsqu’elles n’ont plus de carburant. Pour elles, il est préférable de partir en fanfare que de s’éteindre. Lorsque les supernovae explosent, elles projettent leurs entrailles dans l’espace à des vitesses de 9 000 à 25 000 miles par seconde.
Ces explosions produisent une grande partie de la matière de l’univers, y compris certains éléments lourds comme le fer, qui contribuent à nous constituer, nous et notre planète, de sorte que nous portons tous les restes de ces explosions dans notre corps. Comme le dit Neil deGrasse Tyson, « il est tout à fait vrai que nous sommes de la poussière d’étoile ». Le cycle recommence, avec une nouvelle génération d’étoiles, et de nouvelles étoiles naissent de la même manière à partir de la poussière d’étoile laissée derrière elles.
Cela ne signifie pas que c’est la fin de la route pour ce qui reste de l’étoile. Après l’explosion de la supernova, le noyau de l’étoile est laissé derrière sous la forme d’un trou noir ou d’une étoile à neutrons, qui sont tous deux incroyablement destructeurs et violemment beaux. Les étoiles à neutrons sont difficiles à trouver et sont des objets très mystérieux. Elles peuvent n’avoir que la taille d’une ville, mais ne vous laissez pas tromper, ces objets ne sont pas à prendre à la légère. Ils sont extrêmement denses : si l’on prend la masse de notre soleil, qu’on la double, puis qu’on la réduit à la taille de Los Angeles, c’est à peu près la densité d’une étoile à neutrons. Un mètre cube d’une étoile à neutrons pèserait un peu moins de 400 milliards de tonnes. Toute cette densité rend leur gravité de surface vraiment immense.
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Alternativement, ce qui reste après la supernova peut devenir un trou noir. Les trous noirs tirent littéralement l’espace autour d’eux. Ils doivent avoir une quantité massive de masse dans un espace incroyablement petit pour avoir la gravité nécessaire pour attirer la lumière. Pour mettre les choses en perspective, pour faire de la Terre un trou noir, il faudrait réduire la planète entière à la taille d’un petit pois ! Ces objets mystérieux et effrayants peuvent ralentir le temps et vous déchirer. Rien ne peut échapper à l’emprise d’un trou noir lorsqu’il atteint son horizon des événements. Toute matière qui entre sur son chemin ne sera plus jamais vue. Ils sont les brutes des cours de récréation de l’univers, mais contrairement aux brutes des cours de récréation, nous pourrions dépendre d’eux pour vivre. Certains chercheurs pensent que les trous noirs aident en fait à créer les éléments, car ils décomposent la matière en particules subatomiques.
Ces particules constituent vous et moi, et tout ce qui nous entoure. Nous devons notre vie aux étoiles. Qu’elles soient grandes ou petites, jeunes ou vieilles, vous ne pouvez pas contester que les étoiles font partie des objets les plus beaux et les plus poétiques de toute la création. La prochaine fois que vous regarderez les étoiles, rappelez-vous, c’est ainsi qu’elles ont toutes été créées et c’est ainsi qu’elles mourront.