La masse d'une étoile est la seule caractéristique qui détermine le destin de cet astre. Son comportement en fin de vie dépend entièrement de sa masse. Pour les étoiles légères, la mort vient tranquillement, une géante rouge perd sa peau pour laisser derrière elle la naine blanche qui s'assombrit. Mais la finale pour une étoile plus lourde peut être assez explosive !
Définition de catégorie
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Les étoiles moyennes sont celles qui, trop grosses pour finir en naines blanches et trop petites pour devenir des trous noirs, passent leurs dernières années en tant qu'étoiles à neutrons. Les scientifiques ont observé que cette catégorie avait une limite inférieure juste au-dessus de 1,4 masse solaire et une limite supérieure voisine de 3,2 masses solaires. (Une « masse solaire » est une unité de mesure à peu près la même masse que notre Soleil.)
Protoétoile
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La taille d'une étoile est déterminée par la quantité de matière disponible dans sa nébuleuse parente. Ce nuage de poussière et de gaz commence à s'effondrer sur lui-même en raison de la gravité, formant en son centre une masse de plus en plus chaude, brillante et dense: une protoétoile.
Séquence principale
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Lorsque la protoétoile est suffisamment chaude et dense, le processus de fusion de l'hydrogène commence à se dérouler dans son cœur. La fusion produit suffisamment de pression de rayonnement pour contrer la force de gravité; ainsi l'effondrement gravitationnel cesse. La protoétoile est devenue une véritable étoile dans sa phase de séquence principale. L'étoile passera la majeure partie de sa durée de vie dans cette période de stabilité, générant de la lumière et de la chaleur via la fusion d'hydrogène en hélium pendant des millions d'années.
Géant rouge
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Lorsque le noyau de l'étoile n'a plus d'hydrogène, la gravité reprend son chemin, c'est-à-dire jusqu'à ce que les températures monter suffisamment haut pour permettre la fusion de l'hélium, qui produit la pression vers l'extérieur nécessaire pour se stabiliser choses. Lorsqu'il ne reste plus d'hélium, le cycle recommence. Le noyau oscille ainsi entre des états de compression et d'équilibre au fur et à mesure que des réactions de fusion à haute température se produisent. Pendant ce temps, la chaleur extrême fait que la couche externe de l'étoile, ou "coquille", s'étend jusqu'à un rayon comparable à celui de l'orbite terrestre. À une si grande distance du noyau, la coque se refroidira suffisamment pour devenir rouge. L'étoile est maintenant une géante rouge.
Supernova
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Les réactions nucléaires cessent à jamais lorsque le noyau de l'étoile est réduit en fer; cet élément ne fusionnera pas sans apport d'énergie supplémentaire. L'effondrement gravitationnel reprend de manière catastrophique avec une force suffisamment puissante pour détruire les noyaux mêmes des atomes qui composent le noyau. Cela génère tellement d'énergie que l'explosion domine le ciel pendant des années-lumière dans toutes les directions. L'étoile est devenue supernova.
Étoile à neutrons
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Pendant ce temps, ce qui reste de l'étoile s'est réduit à un diamètre ne dépassant pas quelques kilomètres, soit à peu près la taille d'une ville. A cette densité, la pression vers l'extérieur générée par les protons et les neutrons réagissant à la compression est finalement suffisante pour arrêter la gravité. L'étoile est si dense que, si vous pouviez apporter une cuillère à café de sa matière sur Terre, elle pèserait un billion de tonnes. Il tourne jusqu'à 30 fois par seconde et présente un très grand champ magnétique. C'est une étoile à neutrons, la dernière étape du cycle de vie d'une étoile de taille moyenne.