Pensez à la façon dont la couleur d’un morceau de métal change avec la température. Le serpentin d’une cuisinière électrique commencera par être noir, mais avec l’ajout de chaleur, il commencera à briller d’un rouge terne. Avec plus de chaleur, la bobine devient d’un rouge plus vif, puis orange. À des températures extrêmement élevées, le serpentin devient jaune-blanc, voire bleu-blanc (il est difficile d’imaginer qu’un serpentin de cuisinière puisse devenir aussi chaud). La couleur d’une étoile est également déterminée par la température de la surface de l’étoile. Les étoiles relativement froides sont rouges, les étoiles plus chaudes sont orange ou jaunes, et les étoiles extrêmement chaudes sont bleues ou bleu-blanc.La couleur est le moyen le plus courant de classer les étoiles. Le tableau ci-dessous présente le système de classification. La classe d’une étoile est indiquée par une lettre. Chaque lettre correspond à une couleur, et aussi à une gamme de températures. Notez que ces lettres ne correspondent pas aux noms des couleurs ; elles sont les restes d’un ancien système qui n’est plus utilisé. Pour la plupart des étoiles, la température de surface est également liée à la taille. Les étoiles les plus grosses produisent plus d’énergie, leur surface est donc plus chaude. Ces étoiles tendent vers le blanc bleuté. Les étoiles plus petites produisent moins d’énergie. Leurs surfaces sont moins chaudes et elles ont donc tendance à être jaunâtres.
Comme le note la NASA, les étoiles ont un cycle de vie qui s’exprime de manière similaire à celui d’un être vivant : elles naissent, grandissent, changent au fil du temps et finissent par mourir. La plupart des étoiles changent de taille, de couleur et de classe au moins une fois au cours de leur vie. Ce que les astronomes savent du cycle de vie des étoiles est dû aux données recueillies par les télescopes visuels, radio et à rayon X. Pour en savoir plus sur la formation des étoiles de l’Agence spatiale européenne (ESA), cliquez ici.
La séquence principale
Pendant la majeure partie de la vie d’une étoile, la fusion nucléaire dans le noyau produit de l’hélium à partir de l’hydrogène. Une étoile à ce stade est une étoile de la séquence principale. Ce terme provient du diagramme de Hertzsprung-Russell représenté ici. Pour les étoiles de la séquence principale, la température est directement liée à la luminosité. Une étoile est sur la séquence principale tant qu’elle est capable d’équilibrer la force de gravité vers l’intérieur et la force de fusion nucléaire vers l’extérieur dans son noyau. Plus une étoile est massive, plus elle doit brûler de l’hydrogène pour éviter l’effondrement gravitationnel. Parce qu’elles brûlent plus de combustible, les étoiles plus massives ont des températures plus élevées. Notre Soleil est une étoile de la séquence principale depuis environ 5 milliards d’années et continuera à l’être pendant encore 5 milliards d’années. Les très grandes étoiles peuvent rester sur la séquence principale pendant seulement 10 millions d’années. Les très petites étoiles peuvent durer des dizaines à des centaines de milliards d’années.
Géantes rouges et naines blanches
Lorsqu’une étoile commence à épuiser son hydrogène, elle fusionne des atomes d’hélium pour former des atomes plus lourds comme le carbone. Une étoile géante bleue a épuisé son combustible hydrogène et se trouve dans une phase de transition. Lorsque les éléments légers sont épuisés, l’étoile ne peut plus résister à la gravité et commence à s’effondrer vers l’intérieur. Les couches externes de l’étoile se développent vers l’extérieur et se refroidissent. L’étoile la plus grande et la plus froide devient rouge et on l’appelle une géante rouge. Ce qui se passe ensuite dépend de la masse de l’étoile. Une étoile typique, comme le Soleil, arrête complètement la fusion. L’effondrement gravitationnel réduit le noyau de l’étoile à un objet blanc et incandescent de la taille de la Terre, appelé naine blanche. Une naine blanche finira par s’éteindre.
Supergéantes et supernovas
Une étoile qui manque d’hélium terminera sa vie de façon beaucoup plus dramatique. Lorsque des étoiles très massives quittent la séquence principale, elles deviennent des supergéantes rouges.Contrairement à une géante rouge, lorsque tout l’hélium d’une supergéante rouge a disparu, la fusion continue. Les atomes légers fusionnent en atomes plus lourds jusqu’aux atomes de fer. La création d’éléments plus lourds que le fer par fusion consomme plus d’énergie qu’elle n’en produit, de sorte que les étoiles ne forment généralement pas d’éléments plus lourds. Lorsqu’il n’y a plus d’éléments à fusionner dans l’étoile, le noyau succombe à la gravité et s’effondre, créant une violente explosion appelée supernova. L’explosion d’une supernova contient tellement d’énergie que les atomes peuvent fusionner pour produire des éléments plus lourds comme l’or, l’argent et l’uranium. Une supernova peut briller aussi fort qu’une galaxie entière pendant une courte période. Tous les éléments dont le numéro atomique est supérieur à celui du lithium ont été créés par fusion nucléaire dans les étoiles.
Étoiles à neutrons et trous noirs
Après l’explosion d’une supernova, le matériau restant dans le noyau est extrêmement dense. Si le noyau est inférieur à environ quatre fois la masse du Soleil, l’étoile devient une étoile à neutrons. Une étoile à neutrons est presque entièrement constituée de neutrons, des particules relativement grosses qui n’ont pas de charge électrique.Si le noyau restant après une supernova a une masse supérieure à environ cinq fois celle du Soleil, il s’effondre en un trou noir. Les trous noirs sont si denses que même la lumière ne peut échapper à leur gravité. En l’absence de lumière, un trou noir ne peut être observé directement. Mais un trou noir peut être identifié par l’effet qu’il produit sur les objets qui l’entourent et par le rayonnement qui s’échappe de ses bords. La vidéo ci-dessous à gauche montre ce que serait l’observation d’une supernova, tandis que l’autre TED Talk porte sur la chasse aux trous noirs.