Une étoile, ce petit point que l’on voit briller dans le ciel, n’est en fait rien d’autre qu’une énorme boule de plasma. Comme le Soleil. Mais comment se forment-elles au juste ? Comment meurent-elles ?

Naissance d'une étoile

Tout d'abord, qu’est-ce que c'est le plasma ? C’est du gaz, très chaud, auquel on a imposé des conditions extrêmes. Majoritairement de l’hydrogène pour les étoiles.

Ce gaz vient des nuages interstellaires. Comme les nuages terrestres, les nuages interstellaires sont des regroupements de matière (essentiellement de l’hydrogène, composant majoritaire de l’Univers), mais à une échelle astronomique. Ils sont très grands (plusieurs années lumières, bien plus grands que le système solaire !), et  très massifs. Certains sont même si denses qu’ils s’effondrent sous l’effet de leur propre gravité… jusqu’à former des proto-étoiles !

La proto-étoile est le stade primitif de l’étoile : du gaz restant du nuage gravite encore autour d’elle, et s’effondrent peu à peu sur la proto-étoile. Une fois cette étape terminée, l’étoile est née !

Les nuages interstellaires étant vastes, les étoiles naissent souvent avec de nombreuses sœurs…

Evolution de l'étoile

L’étoile brille désormais, grâce à la combustion par réactions nucléaires de l’hydrogène qu’elle contient. Le cœur de l’étoile devient de plus en plus dense, et se contracte petit à petit. Cette phase peut durer longtemps (plusieurs milliards d’années), jusqu’à ce que l’étoile ait épuisé ses réserves d’hélium.

Notre Soleil est actuellement dans cette première phase : il crée de l’hélium en son cœur à partir de l’hydrogène de ses couches externes.

Lorsque l’étoile n’a plus beaucoup d’hydrogène, et si la masse de l’étoile est suffisante, elle va évoluer en géante rouge : ses couches externes vont se dilater, l’étoile devient alors plus lumineuse mais plus froide (donc rouge). Sa taille augmente considérablement : lorsque le Soleil deviendra géante rouge (d’ici 5 milliards d’années environ) il aura atteint l’orbite de la Terre !

N’ayant plus beaucoup d’hydrogène, et cherchant une nouvelle source d’énergie, l’étoile va commencer à former en son cœur des éléments plus lourds (carbone, néon, oxygène…). C’est ainsi que tous les atomes plus lourds que l’hydrogène ont été formés dans le cœur des étoiles : on appelle ce processus la nucléosynthèse stellaire.

Fin explosive

Le paramètre déterminant pour la suite de l’évolution de l’étoile est sa masse initiale :

• Si cette masse est proche de celle du soleil : elle va perdre une grande partie de ses couches externes sous forme de vents spasmodiques, tandis que son cœur se contracte. L’étoile devient alors une nébuleuse planétaire ! Attention à la confusion, les nébuleuses planétaires n’ont rien à voir avec les planètes : c’est Herschell qui lui a donné ce nom, trouvant une ressemblance entre cette structure et la planète Uranus qu’il a découvert. Au cœur de la nébuleuse demeurent les restes du cœur contracté de l’étoile : une naine blanche. La naine blanche, très dense, brillera encore quelques temps, puis s’éteindra ne produisant aucune énergie.
•  Si cette masse est suffisamment élevée, plus de 6 masses solaires, l’étoile va produire des éléments encore plus lourds (Nickel, Silicium, Fer…) et subsister quelques milliards d’années supplémentaires. Arrivé en fin de vie, le cœur est si dense qu’il va se contracter et former une étoile à neutrons tandis que les couches extérieures seront expulsées dans une supernova. Si l’étoile est très massive, la contraction du cœur peut même créer un trou noir !