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Quels enseignements pouvons-nous tirer de cette classification, hormis le rapport avec la taille et la température de surface ? En fait, cette diversité d'apparence des étoiles peut s'expliquer dans les grandes lignes par deux caractéristiques de l'étoile : sa masse et son âge. Plus l'étoile sera massive, plus elle sera chaude, donc bleue.
Cela est lié à la source d'énergie des étoiles : la fusion nucléaire, qui au cœur de l'étoile transforme quatre atomes d'hydrogène en un d'héliumhélium, en dégageant au passage une grande quantité d'énergie.
L'équilibre d'une étoile
Ces réactions de fusionfusion seront d'autant plus rapides que la pressionpression et la température centrale de l'étoile seront élevées. Or, plus l'étoile est massive, plus le cœur est comprimé par toute la masse de l'étoile qui tend à se concentrer au centre sous l'effet de sa propre attraction gravitationnelle. Pour contrer cette attraction gravitationnelle, la pression augmente : un équilibre se met en place entre pression et gravitégravité, équilibre qui va fixer (en première approximation) la taille de l'étoile. Si la pression augmente, la température aussi (à vérifier avec une pompe à vélo par exemple), ainsi que la production d'énergie, qui en retour apporte encore plus de chaleurchaleur à l'étoile. Voilà, de manière simplifiée, qui explique les « couleurscouleurs » des étoiles selon leur masse.
Évolution et mort des étoiles : diagramme Hertzsprung-Russell (luminosité en fonction de la température) qui voit se répartir les étoiles selon leur masse et leur âge. © R. Powell
Cependant, pour une même masse initiale, une étoile pourra être de taille variable au cours de son évolution. Dans toute étoile, arrive un moment où le carburant (l'hydrogène) vient à manquer (il s'est transformé en hélium). Il s'ensuit une profonde transformation de l'étoile. La combustioncombustion nucléaire au centre de l'étoile s'arrête faute de carburant mais elle s'allume dans des couches moins profondes, devenues suffisamment chaudes.
La mort d'une étoile
L'étoile va alors gonfler démesurément et atteindre le stade de géante rougegéante rouge (car lors de cette expansion, la température de surface diminue). Plusieurs cas se présenteront alors, selon la masse initiale de l'étoile. Peu massive, l'étoile finira par éjecter ses couches externes, laissant à nu le cœur de l'étoile encore chaud : on aura affaire à une naine blanchenaine blanche. D'autres étoiles plus massives vont allumer d'autres réactions de fusion nucléairefusion nucléaire en leur centre : l'hélium se transformera en carbonecarbone, azoteazote, oxygèneoxygène, puis des éléments encore plus complexes (siliciumsilicium, ferfer, etc.). Ces réactions apporteront de l'énergie à l'étoile pendant une période assez courte en regard de la période où elle tirait son énergie de l'hydrogène. Pour des étoiles pas trop massives, cela procure un sursis avant l'arrêt définitif des réactions nucléairesréactions nucléaires et une contraction puis un refroidissement inéluctable passant par l'étape naine blanche.
Dans le cas d'étoiles suffisamment massives, l'étoile finira par imploser sous l'effet de sa propre gravité (et donne lieu à une supernovasupernova, phénomène parmi les plus spectaculaires de l'Univers) faute d'énergie pour s'opposer à l'écrasement par sa propre masse. Il en résultera une étoile à neutronneutron (pulsarpulsar) ou un trou noir, cadavres stellaires comme les naines blanches (qui d'ailleurs noirciront en se refroidissant au cours du temps).
Ce sont donc ces étoiles massives qui finissent par exploser en répandant dans le milieu interstellaire des atomes d'oxygène, de carbone et d'autres éléments qui formeront ensuite des planètes autour d'étoiles nouvellement créées. Ainsi, notre Terre et nous-mêmes sommes des poussières d'étoiles, comme l'ont souvent dit Hubert ReevesHubert Reeves et d'autres astrophysiciensastrophysiciens.
