Les étoiles se forment dans des nuages froids et obscurs de gaz et de poussières situés dans l’espace interstellaire. Une onde provenant de l’explosion d’une étoile ou une perturbation quelconque traverse parfois un tel nuage et engendre des condensations de matières, des noyaux.
Chaque noyau se contracte graduellement sous l’effet de la gravitation, de l’attraction gravitationnelle. Par la même occasion, il est en rotation sur lui-même. Près du centre, l’effondrement s’accélère. L’énergie du gaz qui se contracte élève la température du noyau. Il y a formation d’une protoétoile entourée d’une région vidée de tout gaz. Mais un grand nuage de gaz et de poussières froides enveloppe la nouvelle l’étoile. La température au centre de l’étoile devient suffisamment grande pour que des réactions nucléaires s’amorcent. L’étoile tourne plus rapidement à mesure qu’elle diminue de volume. L’enveloppe de gaz qui l’entoure s’aplatit en un disque. Du gaz est éjecté des pôles. Le vent de gaz qui s’échappe de l’étoile chasse son enveloppe au loin. Finalement l’étoile se stabilise, elle variera peu pendant un certain temps. La transformation de l’hydrogène en hélium lui procure une énorme source d’énergie nucléaire.
Les grosses étoiles se forment et évoluent beaucoup plus rapidement que les petites. Tout ce qui arrive à une étoile est déterminé par sa masse. Les étoiles les plus massives sont blanc bleuté, la température de surface y est de 40 000° environ. Selon la classification spectrale des étoiles, elles sont de type spectral O. Elles sont 40 fois plus massives que le Soleil et même plus. Leur rayon est 20 fois celui du Soleil. Elles brillent 100 000 fois plus que le Soleil.
Les classes spectrales suivantes sont B et A. Ce sont des étoiles blanches. Puis suivent les étoiles de classe spectrale F et G, de couleur crème et jaune, comme notre Soleil.
Les étoiles de masse plus faible sont à la fois plus petites et moins brillantes. La température de surface diminue. C’est ce qui détermine la couleur de l'étoile.
Les étoiles orangées de classe spectrale K ont environ les 3/4 de la masse et du rayon du Soleil. Leur température de surface est d’environ 4300°.
Les étoiles de classe spectrale M sont les plus froides. Elles sont rouge orangé et possèdent environ un cinquième de la masse et du rayon solaire. Leur température de surface est 3300°. Il faudrait environ 100 de ces étoiles pour briller autant que le Soleil.
Propriétés des étoiles
Une façon facile de retenir le classement des étoiles en fonction de leur spectre est de penser à la phrase anglaise suivante : Oh, Be AFine Girl, Kiss Me.
Un noyau de gaz moins de huit centième du diamètre du Soleil est trop petit pour devenir une étoile.
Évolution d’une étoile de 1 à 8 fois la masse du Soleil
Suivons l’évolution d’une étoile d’une masse semblable à celle du Soleil. Il y a cinq milliards d’années le Soleil s’est formé à l’intérieur d’un nuage de gaz et de poussières. Puis il s’est stabilisé pour une longue période en une étoile jaune de classe spectrale G. Dans cinq milliards d’années, le Soleil va commencer à manquer d’hydrogène dans sa partie centrale. Alors, une série de transformations dramatiques va marquer le début de la fin.
Pendant le milliard d’années suivant, l’éclat du Soleil ne changera pas beaucoup, mais ses couches extérieures vont prendre du volume et devenir de plus en plus orange jusqu’à ce que le Soleil atteigne le double de son volume actuel.
Dans le milliard d’années suivant, le Soleil continuera à grossir pour devenir une géante rouge 100 fois plus grosse que maintenant et 1000 fois plus brillant.
Puis, il va se mettre à éjecter des quantités significatives de matières. Après une diminution de volume temporaire, il y aura un sursaut d’énergie pendant lequel le Soleil deviendra plus gros, plus brillant et plus rouge que jamais. Sa structure interne deviendra instable, il entrera en pulsation, ce sera une étoile variable. La surface du Soleil s’étendra aussi loin que l’orbite de la Terre.
L’éjection de matières continuera jusqu'à ce que le Soleil ait perdu environ la moitié de sa masse initiale. La dernière couche entourant le noyau sera éjecté et formera une nébuleuse planétaire autour du noyau interne lequel sera devenu aussi petit que la Terre. Ce noyau deviendra une naine blanche. Le Soleil terminera donc sa vie sous la forme d’une naine blanche. Cette naine ne fera que se refroidir et perdra son éclat sur une longue période de temps.
Les étoiles qui ont jusqu’à 8 fois la masse du Soleil suivent
un développement identique à celui du Soleil.
Les différentes
étapes d'une étoile
de 1
à 8 fois la masse du Soleil
Évolution d’une étoile 12 fois la masse du Soleil
Les étoiles plus grosses sont différentes. Suivons ce qui arrive à une étoile 12 fois plus grosse que le Soleil. Commençant comme une étoile blanc bleuté, elle prend du volume, refroidit et commence à devenir jaune. Pendant quelque temps, elle devient instable, elle oscille pendant environ un mois. Pendant quelle rapetisse et grossit, son éclat varie de façon régulière. Elle est devenu une céphéide variable.
Éventuellement, l’étoile massive devient une super géante rouge, 1000 fois plus grosse que le Soleil. Elle éjecte une partie de sa matière. Une série de processus nucléaires différents lui procure l’énergie nécessaire pour biller. Finalement, un noyau de fer d’environ 1000 km se forme.
À un moment critique, le noyau s’effondre en un dixième de seconde jusqu’à ne mesurer que 50 km de diamètre. Une partie du noyau en effondrement explose brisant l’étoile et faisant apparaître une supernova dans le ciel.