«Les étoiles, répond l'astrophysicien de l'Université Laval Gilles Joncas, se forment dans ce qu'on appelle des nuages moléculaires [formés de gaz et de poussières]. De l'extérieur, ces nuages peuvent ressembler à des cumulus, mais de l'intérieur, ils ressemblent plutôt à un bol de gruau mal mélangé, où il y a encore des grumeaux. Et ces grumeaux vont finir par s'effondrer gravitationnellement, c'est-à-dire qu'ils vont se contracter sous la force de leur propre gravité; leur température va alors beaucoup augmenter, essentiellement à cause de la friction, jusqu'à atteindre un seuil où des réactions de fusion nucléaire peuvent démarrer et, éventuellement, se maintenir.»

Pour atteindre une telle chaleur, cependant, le «grumeau» devra avoir une masse minimalement grande, faute de quoi les réactions nucléaires ne pourront pas avoir lieu. En principe, cette masse critique (dites «de Jean») n'est pas bien grande. Trois fois rien, en fait, à l'échelle stellaire: 0,08 fois la masse de notre Soleil. Ce qui représente quand même 0,08 x 2 x 1027 tonnes = 1,6 x 1026 tonnes de matière, ou 160 millions de milliards de milliards de tonnes, ou encore, exprimé plus simplement, la-preuve-que-les-unités-inventées-par-l'homme-ne-sont-pas-faites-pour-mesurer-le-cosmos. Par comparaison, la Terre fait 6 x 1021 tonnes, de l'ordre de 300 000 fois moins que le Soleil.

La masse de Jean, nuance toutefois M. Joncas, ne tient pas compte de facteurs comme la rotation de la protoétoile (rotation qui contrecarre en partie l'effondrement) et son champ magnétique, qui varient d'un cas à l'autre peuvent faire une bonne différence.

Les vraies et les «ratées»

Les grumeaux qui ne sont pas assez «pesants» deviendront quant à eux des «objets sous-stellaires». Ils peuvent former des planètes, des géantes gazeuses comme Jupiter; ou encore déboucher sur des naines brunes, des sortes d'«étoiles ratées» qui peuvent démarrer certaines réactions nucléaires avec des noyaux faciles à fusionner, mais rares, comme le deutérium (un isotope de l'hydrogène) et le lithium.

Les vraies étoiles, elles, sont capables de fusionner des noyaux d'hydrogène-1 - l'élément le plus abondant dans l'Univers et qui compose le plus clair des étoiles - pour les transformer en noyaux d'hélium. C'est cette réaction nucléaire qui leur fournit l'énergie qui les fait briller.

Les astronomes appellent cette période de la vie d'une étoile séquence principale. Cette séquence peut durer des milliards d'années («notre» étoile s'est formée il y a 4,5 milliards d'années et serait en milieu de vie), mais plus une étoile est grosse, plus elle produit d'énergie, plus sa chaleur est intense, et plus elle épuise son carburant rapidement.

Ce qui se passe ensuite, poursuit M. Joncas, dépend... de la masse de l'étoile, pour faire changement. Dans une étoile de taille moyenne, comme le Soleil, les réactions nucléaires ont lieu dans le coeur, tout au centre de l'astre. Quand l'hydrogène y devient épuisé, la fusion se poursuit autour du coeur et l'étoile prend énormément d'expansion, mais alors le coeur, qui n'est plus réchauffé par des réactions nucléaires, se contracte jusqu'à ce qu'il devienne si dense que l'hélium dont il est désormais composé commence à se fusionner lui-même - pour donner des noyaux de carbone. Selon la taille de l'étoile, ce petit jeu pourra se poursuivre plus ou moins longtemps pour donner des «coeurs» de compositions diverses. Notons simplement que la chaîne de fusions ne peut pas se rendre à des éléments plus lourds que le fer, parce que c'est là l'élément dont le noyau est le plus stable de tous, ce qui signifie qu'une étoile ne peut pas tirer d'énergie en fusionnant des noyaux de fer. (Il y a bien sûr d'autres éléments plus lourds qui sont générés dans le processus, mais c'est un peu par accident et ils sont plus rares.)

La mort d'une étoile

Maintenant, au bout du compte, est-ce que les étoiles explosent en «mourant»? En quelque sorte, oui, mais pas de la même manière qu'un bâton de dynamite...

Le volume des étoiles, tout au long de leur vie, est dicté par l'équilibre entre leur intense gravité, qui tend à les faire se contracter, et l'intense chaleur qu'elles génèrent, qui tend à les faire se gonfler. Quand les carburants nucléaires viennent à manquer, cette dernière tendance cesse de compenser la gravité, et l'étoile commence à s'effondrer sur elle-même. Or, il y a d'autres forces qui empêchent toute cette matière de se densifier à l'infini. Par exemple, le «principe d'exclusion de Pauli» stipule que des particules comme les électrons ne peuvent pas partager le même état quantique; un des effets de ce principe est d'empêcher les électrons de trop se rapprocher les uns des autres. Mais au sein de certaines étoiles, la gravité est tellement grande que même ce genre de «force» peut être vaincue, ce qui mène à des densités absolument inouïes - des milliers, voire des millions de tonnes par centimètre cube dans certains coeurs d'étoile!

L'effet de la gravité, cependant, diminue assez rapidement avec la distance, et comme cette distance se calcule à partir du centre de l'astre, vient tout de même un rayon au-delà duquel les «forces» comme le principe d'exclusion recommencent à prévaloir. Passé ce rayon, les gaz qui se trouvent toujours autour de l'étoile, ou de ce qu'il en reste, sont donc très, très fortement accélérés vers le noyau, puisque celui-ci est ridiculement dense, mais ils ne peuvent l'intégrer et se trouvent alors à «rebondir» sur le noyau - et c'est ce qui crée l'«explosion».

Mais une étoile morte laisse tout de même son centre extraordinairement dense derrière elle, sous la forme (selon sa masse de départ) d'une «naine blanche», d'une étoile à neutron, ou encore d'un trou noir.

Autres sources:

EDWARD J. WOLLACK. WMAP: Life and Death of Stars, NASA, 2010, http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html.

MICHAEL RICHMOND. Late Stages of Evolution for Low-Mass Stars, Rochester Institue of Technology, s.a., http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html.