Classons maintenant les étoiles en fonction de leur taille (reliée à leur luminosité L exprimée en unité solaire Lo) et de leur couleur (liée à leur température de surface), en regroupant par colonnes les disques de même couleur; le Soleil (S)est compris dans cette classification, sa température de surface étant de 6 000 K. Nous pourrions penser qu'étant donné le nombre énorme d'étoiles qui nous entourent, nous trouverions tout l'éventail possible des tailles (ou luminosités) et des couleur (ou températures), comme dans le shéma en haut à gauche. En fait, il n'en est rien.

Même en tenant compte du plus grand nombre possible d'étoiles, celles-ci s'accumulent dans certaines régions du diagramme (zones en gris) et sont presque totalement absentes d'autres zones, comme le montre le shéma ci-contre. Cela est une conséquence des lois sous-tendant l'évolution des étoiles. Le diagramme des températures en fonction de la luminosité (très simplifié ci-contre), connu sous le nom de diagramme de Hertsprung-Russel (ou diagramme H-R), est extraordinairement important en astronomie.

En effet, ces dernières décennies, de nombreuses recherches astronomiques ont été consacréees à l'étude des cycles de vie des étoiles. Des nuages de gaz s'effondrent, se fragmentent et donnent naissance à des étoiles quand la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium démarre dans leur intérieur. A ce stade, les étoiles rejoignent la séquence principale (1) qui forme une bande continue entre le coin supérieur gauche (très grosses étoiles, très chaudes et très lumineuses) et le coin inférieur droit (petites étoiles, froides et peu lumineuses). Pendant cette période de leur vie, l'énergie libérée par la fusion crée une force de pression dirigée vers l'extérieur qui contrebalance la force de gravité dirigée vers l'intérieur. Selon leur température et leur éclat, les étoiles passent plus ou moins de temps sur la séquence principale. Les étoiles les plus chaudes, plus massives que le Soleil utilisent leur combustible à un rythme tellement rapide qu'elles ont une durée de vie relativement courte - peut-être seulement 100 000 ans. Les étoiles comme le Soleil vient encore 10 milliards d'années sur la séquence principale; le Soleil est maintenant au milieu de sa vie. Les étoiles plus froides et plus faibles que le Soleil peuvent vivre encore plus longtemps, 50 milliards d'années ou plus.

L'évolution d'une étoile dépend de sa masse. Considérons tout d'abord les étoiles de masse voisine de celle du Soleil (de 0,07 à 2 masses solaires). L'hydrogène consommé par la fusion nucléaire n'est pas inépuisable. L'énergie libérée par la fusion au coeur de l'étoile décroît. La gravité l'emporte et l'intérieur se contracte. La contraction dégage de l'énergie, les couches externes sont repoussées. Ces couches s'étendent et se refroidissent : l'étoile devient une géante rouge (2).

Parfois les couches extérieures des géantes rouges peuvent être expulsées de l'étoile, emportant jusqu'à 20 % de la masse stellaire dans l'espace. Cette coquille de gaz en expansion devient une nébuleuse planétaire. Les couches éjectées mettent à nu les couches intérieures de l'étoile qui apparaissent bleues car elles sont très chaudes, plus chaudes même que les étoiles normales les plus chaudes. Les couches extérieures froides colorées et l'étoile centrale de la nébuleuse de l'Haltère (Dumbbell) de dimensions 350" x 910" sont visibles sur la photo ci-contre.

Après seulement 50 000 ans, un court instant dans la vie d'une étoile, la nébuleuse planétaire se dissipe et l'étoile se refroidit. Eventuellement l'étoile centrale se contracte jusqu'à atteindre la taille de la Terre. Si une masse inférieure à 1,4 masse solaire est perdue, l'étoile reste à ce stade indéfiniment. C'est une naine blanche (3). Remarquez que des objets comme les géantes rouges, les nébuleuses planétaires et les naines blanches, définies à l'origine comme des objets de classes différentes, ne sont en réalité que des étapes successives de la vie des étoiles ordinaires.

Parfois, une naine blanche fait partie d'un système d'étoile double et sa gravité attire la matière de l'autre étoile du système. Cette matière en atteignant la surface de la naine blanche peut faire démarrer une nouvelle fusion nucléaire. Le système se met alors à briller considérablement. C'est une nova. Les novae ne sont pas de nouvelles étoiles comme leur nom l'indique, mais simplement des étoiles qui soudainement deviennent plus brillantes et donc mieux visibles.

Une étoile de masse supérieure à deux fois la masse du Soleil a une fin plus spectaculaire. Après le stade de géante rouge, son diamètre continue de croître. A ce stade, elle peut exploser complètement, devenant une supernova. Une supernova peut devenir plus brillante que toute la galaxie dans laquelle elle se trouve. Ce n'est qu'en 1920 que l'on a réalisé que les supernovae et les novae étaient des phénomènes complètement différents. L'explosion détruit complètement l'étoile et rejette dans l'espace les éléments lourds fabriqués à l'intérieur de celle-ci. Les éléments les plus lourds du corps humain (tous ceux qui sont plus lourds que le fer) ont été formés dans les supernovae qui ont explosé avant que notre système solaire n'existe. La nébuleuse du Crabe ci-contre est un exemple de résidu d'une supernova visibles dans l'espace. De nombreuses supernovae sont détectées par les ondes radio ou les rayons X qu'elles émettent.

Lors de l'explosion d'une supernova, le centre de l'étoile peut être énormément comprimé et s'effondrer jusqu'à devenir excessivement petit. Les étoiles de 1,4 à 4 masses solaires s'effondrent jusqu'à atteindre un diamètre de 20 km. A ce stade, les neutrons de l'étoile sont rapprochés au maximum les uns des autres. La plus grande partie de l'étoile est alors composée de gaz ne contenant que des neutrons et des particules encore plus petites comme les quarks (constituants des neutrons). L'étoile est maintenant une étoile à neutrons.

Les étoiles à neutrons sont trop petites et trop peu brillantes pour être vues directement en lumière visible. Mais quelques étoiles à neutrons émettent des faisceaux de rayonnement radio. Comme l'étoile tourne très rapidement - un tour en une seconde environ - ce rayonnement balaie la Terre comme un radiophare. Quand nous détectons des impulsions d'onde radio venant d'étoiles à neutrons, nous les appelons des pulsars.

Dans quelques cas, une masse plus grande que 4 fois celle du Soleil subsiste après l'explosion d'une supernova. Rien ne peut alors arrêter l'effondrement de l'étoile. L'étoile devient de plus en plus dense. La gravité est telle que même la lumière est déviée et n'est plus capable de s'échapper de l'étoile. L'étoile devient invisible : c'est ce qu'on appelle un trou noir.

Pour résumer ...

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