La masse règle l’horloge des étoiles : pourquoi certaines durent des millions d’années et d’autres des milliers de milliards

Les étoiles n’ont pas toutes la même horloge. Selon les explications de la NASA, leur durée de vie peut aller de quelques millions à des milliers de milliards d’années, et la masse contribue à expliquer cette différence. Les étoiles de faible masse consomment leur combustible plus longtemps ; les étoiles très massives le brûlent plus rapidement et doivent produire de l’énergie à un rythme plus élevé pour résister à leur propre poids.

La différence de durée de vie est liée à une autre différence : les étoiles ne finissent pas toutes de la même manière. Lorsque l’hydrogène du noyau est épuisé, la suite de l’évolution dépend fortement de la masse. Certaines étoiles de faible masse deviennent des géantes et laissent une naine blanche. Dans le cas décrit pour les étoiles de grande masse, l’effondrement du noyau déclenche une supernova et laisse une étoile à neutrons ou un trou noir.

La naissance : gaz, poussière et gravité

Les étoiles commencent à se former dans de vastes nuages de gaz et de poussière appelés nuages moléculaires. La NASA indique que leur masse peut représenter entre 1 000 et 10 millions de fois celle du Soleil et qu’ils peuvent s’étendre sur des centaines d’années-lumière. Ils sont froids, une condition qui favorise le rassemblement du gaz en régions de forte densité.

Certains amas de matière entrent en collision ou accumulent davantage de matière. À mesure que leur masse augmente, leur force gravitationnelle augmente aussi ; finalement, la gravité provoque l’effondrement de certains de ces amas. Le frottement chauffe la matière et donne naissance à une protoétoile, une étoile en formation. Au début, l’essentiel de l’énergie d’une protoétoile provient de la chaleur libérée au cours de cet effondrement initial.

La fusion soutient la phase la plus longue

Après des millions d’années, les énormes pressions et températures du noyau permettent aux noyaux d’hydrogène de s’unir pour former de l’hélium. Ce processus s’appelle la fusion nucléaire. L’énergie libérée chauffe l’étoile et contribue à empêcher son effondrement sous l’effet de la gravité.

Les étoiles qui fusionnent de façon stable l’hydrogène en hélium se trouvent sur la séquence principale, la phase la plus longue de leur vie. Pendant cette phase, leur luminosité, leur taille et leur température évoluent lentement au cours de millions ou de milliards d’années. Le Soleil se trouve à peu près à mi-parcours de cette étape.

La masse fait que cette période ne dure pas aussi longtemps pour toutes les étoiles. Le gaz de l’étoile est son combustible et, selon la NASA, la masse détermine la vitesse à laquelle elle le consomme. Les étoiles de faible masse brûlent leur combustible plus longtemps et sont moins lumineuses et plus froides que les étoiles très massives. Ces dernières doivent le brûler à un rythme plus élevé pour produire l’énergie nécessaire à leur maintien. Ainsi, certaines étoiles de faible masse peuvent briller pendant des milliers de milliards d’années, tandis que certaines étoiles massives ne vivent que quelques millions d’années.

Lorsque l’hydrogène s’épuise

Au début de la fin de la vie d’une étoile, le noyau n’a plus d’hydrogène à transformer en hélium. La pression produite par la fusion contrebalançait la tendance de la gravité à rapprocher la matière ; lorsque cet équilibre disparaît, le noyau commence à s’effondrer. En se comprimant, sa température et sa pression augmentent, et l’étoile se dilate peu à peu. À partir de là, son sort dépend fortement de sa masse.

Dans une étoile de faible masse, l’atmosphère peut continuer à se dilater jusqu’à ce que l’étoile devienne une sous-géante ou une géante. Pendant ce temps, dans le noyau, la fusion transforme l’hélium en carbone. La NASA indique que tel sera le destin du Soleil dans plusieurs milliards d’années. Certaines géantes deviennent instables, pulsent et expulsent périodiquement une partie de leur atmosphère. Finalement, leurs couches externes se dispersent en un nuage de gaz et de poussière en expansion appelé nébuleuse planétaire. Le noyau restant est une naine blanche, un résidu stellaire d’une taille approximativement égale à celle de la Terre, qui se refroidit progressivement pendant des milliards d’années.

La fin explosive de certaines étoiles massives

Les étoiles de grande masse peuvent traverser des étapes supplémentaires de fusion. Le carbone se transforme en éléments plus lourds, tels que l’oxygène, le néon et le magnésium, qui servent de combustible au noyau. Dans les étoiles les plus grandes, la chaîne se poursuit jusqu’à ce que le silicium fusionne en fer. Chaque nouveau combustible offre moins de temps que le précédent, et le processus décrit par la NASA ne dure que quelques millions d’années.

Lorsque le silicium se transforme en fer, l’étoile se retrouve à court de combustible en quelques jours. La fusion du fer pour produire des éléments plus lourds nécessite de l’énergie au lieu d’en libérer. Dans le scénario décrit par la NASA, le noyau de fer s’effondre jusqu’à ce que les forces entre les noyaux interrompent l’effondrement et provoquent un rebond. Ce changement engendre une onde de choc qui traverse l’étoile : l’explosion qui en résulte est une supernova. Le noyau survit sous la forme d’un résidu extrêmement dense, qui peut être une étoile à neutrons ou un trou noir.

Une génération d’étoiles nourrit la suivante

La fin d’une étoile participe aussi au début d’autres étoiles. La matière expulsée par les supernovas et d’autres événements stellaires enrichit les futurs nuages moléculaires et peut être incorporée aux nouvelles générations d’étoiles. Ainsi, le cycle décrit par la NASA relie la formation dans les nuages de gaz et de poussière à la fusion, aux résidus et à la matière qui retourne dans l’espace.

L’idée centrale est que la masse régule l’horloge stellaire : elle influe sur la vitesse à laquelle le combustible est consommé et sur le chemin suivi par l’étoile lorsque l’hydrogène de son noyau s’épuise. Les trajectoires décrites ne sont pas identiques pour toutes les étoiles ; leurs dernières étapes dépendent fortement de leur masse.