Du effondrement d'un nuage moléculaire à la naine blanche, à l'étoile à neutrons ou au trou noir — chaque étoile suit une biographie presque entièrement déterminée par un seul chiffre : sa masse.
Une étoile est une sphère de plasma auto-gravitante dont le centre atteint des températures et des pressions suffisantes pour amorcer la fusion de l'hydrogène et la maintenir pendant la majeure partie de sa vie. Deux forces la maintiennent dans un équilibre délicat — l'équilibre hydrostatique : la gravité pousse chaque couche vers l'intérieur, tandis que la pression thermique et la pression de radiation issues du cœur en fusion poussent vers l'extérieur. Tant que les deux se compensent exactement, une étoile reste stable pendant des millions, voire des milliards d'années. Lorsque l'équilibre bascule — parce que le combustible du cœur s'épuise —, l'étoile commence à se restructurer, et sa véritable histoire évolutive suit son cours.
Les étoiles naissent de l'effondrement de régions froides et denses au sein de nuages moléculaires géants, lorsque leur propre gravité dépasse la pression interne du gaz (instabilité de Jeans) — le plus souvent déclenché par les ondes de choc de supernovae proches ou par des ondes de densité dans les bras spiraux. Seule la masse détermine si le fragment en effondrement devient réellement une étoile : en dessous d'environ 0,08 masse solaire, la température du cœur ne suffit jamais à fusionner l'hydrogène — le résultat est une naine brune, une « étoile manquée ». Au-delà d'environ 150–200 masses solaires, la pression de radiation dirigée vers l'extérieur devient si forte qu'elle arrache continuellement les couches externes (limite d'Eddington) — une limite supérieure stricte pour les masses stellaires.
Si l'on reporte la luminosité d'une étoile en fonction de sa température de surface, on n'obtient pas un nuage de points aléatoire, mais une structure ordonnée — le diagramme de Hertzsprung-Russell (HRD), développé indépendamment vers 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. L'axe des x est traditionnellement « inversé » : les étoiles chaudes et bleues à gauche, les étoiles froides et rouges à droite — un vestige historique de la classification spectrale. Environ 90 % de toutes les étoiles se trouvent sur une bande diagonale étroite, la séquence principale : plus une étoile est chaude (et donc massive), plus elle se situe en haut à gauche et plus elle est lumineuse. En dehors de cette bande se regroupent deux autres populations : les géantes et supergéantes en haut à droite — des étoiles dilatées mais relativement froides, en fin d'existence sur la séquence principale — et les naines blanches en bas à gauche, chaudes mais peu lumineuses en raison de leur petite taille.
Chaque classe spectrale (O, B, A, F, G, K, M — du chaud au froid) est en outre subdivisée en dix sous-classes (0–9) et, orthogonalement, en classes de luminosité (chiffres romains I à VII) : I pour les supergéantes, III pour les géantes, V pour les étoiles de la séquence principale, VII pour les naines blanches. Le Soleil porte ainsi la classification complète G2V — une étoile de la séquence principale de la sous-classe 2 de la classe G. Ces deux coordonnées, température et classe de luminosité, suffisent à situer pratiquement toute étoile connue avec précision dans le diagramme et à en déduire la masse, la taille et la phase d'évolution approximatives.
De la naine rouge peu lumineuse à l'étoile à neutrons, l'éventail des objets stellaires couvre de nombreux ordres de grandeur en masse, en température et en densité. Les six types suivants couvrent les principales étapes — aussi bien sur la séquence principale que comme stades finaux de l'évolution stellaire.
Environ 75 % de toutes les étoiles de la Voie lactée sont des naines rouges — trop peu lumineuses pour qu'aucune d'entre elles ne soit visible à l'œil nu. Les moins massives d'entre elles (en dessous d'environ 0,35 masse solaire) sont entièrement convectives, brassent l'intégralité de leur réserve d'hydrogène et la fusionnent de façon extrêmement économe. Les durées de vie théoriques dépassent largement l'âge actuel de l'univers — aucune naine rouge n'est encore morte en géante rouge.
Seules environ 7 % de toutes les étoiles appartiennent à la classe G. Leur masse modérée permet une fusion de l'hydrogène stable et quasi constante sur des milliards d'années via la chaîne pp — suffisamment longtemps pour qu'une chimie complexe et la vie aient pu se développer sur au moins une planète en orbite.
Extrêmement massives, extrêmement chaudes et jusqu'à un million de fois plus lumineuses que le Soleil. Leur rayonnement UV intense ionise le nuage moléculaire environnant et forme des régions H II lumineuses. En raison de leurs taux de fusion colossaux, ce sont les étoiles les plus éphémères — et elles terminent presque toujours en supernova.
Une fois l'hydrogène du cœur épuisé, celui-ci se contracte tandis que l'enveloppe externe se dilate jusqu'à 100 à 200 fois son rayon initial tout en refroidissant. La combustion de l'hydrogène se poursuit alors dans une coquille autour du cœur d'hélium, jusqu'à ce que — si la masse du cœur est suffisante — le processus triple-alpha s'amorce et fusionne l'hélium en carbone.
Le cœur de carbone-oxygène épuisé d'une géante rouge, mis à nu après l'éjection de l'enveloppe sous forme de nébuleuse planétaire. Plus aucune fusion n'a lieu — l'étoile est uniquement soutenue contre l'effondrement gravitationnel par la pression de dégénérescence des électrons (un effet quantique). Au-delà de 1,44 masse solaire (limite de Chandrasekhar), ce mécanisme cesse de fonctionner.
Se forme lorsque le cœur de fer d'une étoile massive (initialement 8–20 M☉) s'effondre lors d'une supernova à effondrement de cœur, fusionnant protons et électrons en neutrons. La pression de dégénérescence des neutrons stoppe l'effondrement — il reste un objet d'une masse solaire, comprimé à la taille d'une ville. Beaucoup tournent extrêmement vite et émettent un faisceau de rayonnement radio concentré : les pulsars.
Sirius B, la compagne naine blanche de l'étoile la plus brillante de notre ciel nocturne, comprime presque toute la masse du Soleil dans un volume à peine plus grand que la Terre. Un centimètre cube de sa matière pèserait plus d'une tonne sur Terre. C'est en 1844 que la perturbation orbitale « inexplicable » de Sirius A a conduit Friedrich Bessel à déduire l'existence de cette compagne invisible et extrêmement dense — des décennies avant sa détection optique.
La densité à l'intérieur d'une étoile à neutrons correspond approximativement à celle d'un noyau atomique — environ 4×10¹⁷ kg/m³. Une seule cuillère à café de cette matière pèserait sur Terre à peu près l'équivalent du mont Everest pris plusieurs fois. Les étoiles à neutrons sont ainsi les objets connus les plus denses de l'univers qui ne se soient pas encore effondrés en trous noirs.
Sur la séquence principale, toutes les étoiles fusionnent de l'hydrogène en hélium — mais selon deux voies différentes, en fonction de la masse et de la température du cœur. Dans les étoiles semblables au Soleil et moins massives (température du cœur inférieure à ~17 millions de K), la chaîne proton-proton (chaîne pp) domine : les noyaux d'hydrogène fusionnent directement en hélium en plusieurs étapes. Dans les étoiles au-delà d'environ 1,3 masse solaire, c'est le cycle CNO qui joue le rôle principal — le carbone, l'azote et l'oxygène y servent de catalyseurs, captant des protons puis les restituant au fil de plusieurs étapes intermédiaires, pour finalement laisser à nouveau un noyau d'hélium net. Le cycle CNO réagit de façon extrêmement sensible à la température (taux ∝ T¹⁷) et ne devient donc dominant qu'aux températures de cœur élevées des étoiles massives.
Pourquoi les étoiles massives vivent-elles tellement moins longtemps malgré une réserve de combustible bien plus importante ? La réponse tient à la relation masse-luminosité : la luminosité d'une étoile de la séquence principale croît approximativement avec la puissance 3,5 de sa masse (L ∝ M³·⁵). Une étoile 20 fois plus massive dispose donc seulement de 20 fois plus de combustible, mais le consomme à un taux environ 20³·⁵ ≈ 500.000 fois supérieur — sa durée de vie chute ainsi approximativement avec M⁻²·⁵. C'est précisément cette relation qui engendre l'énorme écart de durées de vie stellaires entre naines rouges et géantes bleues.
Durée de vie approximative sur la séquence principale en fonction de la masse stellaire (longueur de la barre ∝ log durée de vie). À titre de comparaison : l'univers a environ 13,8 milliards d'années — une étoile de 0,5 masse solaire n'a pas encore parcouru ne serait-ce que 10 % de sa vie.
Le parcours de vie d'une étoile est similaire pour toutes les masses jusqu'à la phase de géante rouge — après quoi la masse initiale détermine définitivement son destin.
La supergéante rouge Bételgeuse, dans Orion, a déjà terminé la combustion de l'hydrogène dans son cœur et approche de la fin de sa vie — « approche » signifie ici : à un moment donné dans les 100.000 prochaines années, possible à tout instant. Si elle explosait en supernova, elle apparaîtrait depuis la Terre plus brillante que la pleine lune pendant des semaines et serait visible en plein jour. Bételgeuse étant située à environ 550 années-lumière, l'explosion pourrait déjà avoir eu lieu — sa lumière ne nous serait simplement pas encore parvenue.
Les étoiles naissent rarement seules — et certains stades finaux et systèmes présentent des propriétés qui dépassent largement ce qu'une étoile isolée peut offrir.
Les pulsars milliseconde tournent plusieurs centaines de fois par seconde, avec une régularité proche de celle des horloges atomiques — les écarts se chiffrent en fractions de microseconde sur plusieurs années. Les radioastronomes exploitent des réseaux de ces « horloges cosmiques » (réseaux de chronométrage de pulsars) pour rechercher d'infimes distorsions communes dans le temps d'arrivée de leurs signaux — une méthode de détection des ondes gravitationnelles à très basse fréquence produites par les trous noirs supermassifs parcourant l'espace.