Evolution d'une étoile

L’histoire d’une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique X, Y, Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d’existence, et conditionne sa fin. L’évolution d’une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernova ou une nébuleuse planétaire.

Formation

Une étoile nait de la contraction d’un nuage riche en hydrogène. Sous l’influence d’une onde de densité (bras de galaxie), d’une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d’une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraine son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l’infrarouge). Ce rayonnement ralentit par pression de radiation, mais n’interrompt pas, l’inexorable action de la gravitation. Si l’échauffement est suffisant, il peut initier des réactions nucléaires au cœur du nuage. L’énergie dégagée par ces réactions arrête la contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée.

Séquence Principale

Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu’à l’allumage des réactions thermonucléaires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va progressivement se transformer en hélium.

Durant cette période, l’antagonisme énergie produite / gravitation concourt à la stabilité de l’astre :

Si le flux d’énergie venant du noyau vient à diminuer, la contraction qui s’ensuit accélère le rythme de production d’énergie qui stoppe la contraction ; inversement, un emballement de la production d’énergie entraine une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrête. Ainsi, il en résulte une grande stabilité de l’étoile qui est décrite dans la théorie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow » : c’est une sorte de thermostat stellaire.

Fin de l'étoile

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion s’arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d’une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (selon la masse de l’étoile) d’un trou noir.