Les étoiles

Les étoiles sont des corps célestes qui émettent de l'énergie et des radiations qui proviennent du coeur de l'étoile, où se déroule un processus de fusion nucléaire. L'étude des étoiles doit beaucoup à ce qu'on appelle le diagramme d'Hertsprung-Russell puis à l'astrophysique contemporaine. On s'est d'abord fondé sur la lumière émise par les étoiles pour les comprendre puis on a essayé de comprendre comment elles naissaient, évoluaient et disparaissaient

une vue rapprochée d'Antarès, l'étoile principale du Scorpion; c'est une supergéante rouge. image sur la base d'une image ESO

Les bases de la classification des étoiles

Le développement de la spectrographie dans la seconde moitié du XIXème siècle (Bunsen (1811-1899) et Kirchhoff (1824-1887), université de Heidelberg: les éléments composant une étoile apparaissent comme des lignes dans leur spectre), à quoi s'ajouta une étude systématique menée, de 1884 aux années 1920, à la Harvard College University, par Annie Jump Cannon (1863-1941), avait permis de classer les étoiles en 7 classes spectrales: O, B, A, F, G, K, M. Cette classification, stricto sensu, n'est pas une classification fondée sur les éléments chimiques constitutifs de l'étoile mais une classification qui se fonde sur leur température de surface, des étoiles avec la plus haute température de surface (classe O) à celles avec la plus basse (classe M). Les différences spectrales qui avaient été observées étaient plus, en fait, le résultat de différences de températures à la surface des étoiles que celui de la présence de tels ou tels éléments dans leur photosphère. Certaines données des spectres stellaires sont cependant le résultat d'une telle différence, essentiellement dans le domaine de ce que l'on appelle les éléments lourds (les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium). Chacune des dix classes spectrale fut à son tour divisée en 10 types spectraux, lesquels traduisent une échelle de températures. Le plus le type est bas, le plus la température de surface de l'étoile est élevée. La classe A est ainsi divisée en les types A0, A1, A2, A3, A4, A5, A6, A7, A8, A9. La classe O n'est divisée qu'en les types O4, O5, O6, O7, O8, O9. Une classification supplémentaire a été ajoutée en 1940 par les astronomes de l'observatoire de Yerkes. Les étoiles ayant une même température de surface sont réparties en classes de luminosité: la classe I désigne les supergéantes très lumineuses, la classe II les géantes brillantes, la classe III les géantes, la classe IV les sub-géantes, la classe V les étoiles de la séquence principale et la classe VI (VII) les étoiles naines

Les étoiles, sur les bases qui précèdent, purent se répartir ainsi:

• les étoiles de classe O sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 28 000 and 60 000° K; leurs lignes spectrales sont celles de l'hélium ionisé, des métaux et de l'hydrogène (en faible quantité). Ce sont des étoiles bleues. Exemple: z d'Orion
• les étoiles de classe B sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 10 000 and 28 000° K; leurs lignes spectrales sont celles de l'hélium neutre, des métaux ionisés et de l'hydrogène (en quantié plus importante). Ce sont des étoiles bleues. Exemple: Rigel et Spica
• les étoiles de classe A sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 7 500 and 10 000° K; leurs lignes spectrales sont celles de l'hydrogène de Balmer et des métaux simplement ionisés. Ce sont des étoiles bleu-blanc. Exemple: Sirius et Deneb
• les étoiles de classe F stars sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 6 000 and 7 500° K; leurs lignes spectrales sont celles de hydrogène neutre (en plus faible quantité) et des métaux simplement ionisés. Ce sont des étoiles blanches. Exemple: Procyon et Canopus
• les étoiles de classe G sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 5 000 and 6 000° K; leurs lignes spectrales sont celles du calcium simplement ionisé, de l'hydrogène (en plus faible quantité) et des métaux neutres. Ce sont des étoiles jaune-blanc. Exemple: le Soleil et Capella
• les étoiles de classe K sont des étoiles dont la température de surface se situe entre 3 500 et 5 000° K; leurs lignes spectrales sont celles des métaux neutres et des bandes moléculaires commencent à apparaître. Ce sont des étoiles oranges. Exemple: Aldébaran et Arcturus
• les étoiles de classe M sont des étoiles dont la température de surface est inférieure à 3 500° K; leurs lignes spectrales sont celles de l'oxyde de titane oxyde (TiO) et des lignes moléculaires. Ce sont des étoiles rouges. Exemple: Antarès et Bételgeuse

Une telle classification fait qu'une étoile peut être désignée par un code. Ainsi, on dit que Sirius est une étoile A1 V (étoile de classe A, donc bleu-blanc; type spectral 1 dans la classe spectrale, donc température de surface élevée; classe de luminosité V, donc étoile de la séquence principale). Le Soleil est une étoile G2 V (classe G, donc jaune-blanc, type 2 de la classe, donc température de surface élevée, luminosité de classe V, donc étoile de la séquence principale). Un dernier exemple: Rigel est une étoile B8 I (classe B, bleue; type 8 de la classe, donc température de surface basse, classe de luminosité I, donc supergéante très brillante)

Les 4 groupes du diagramme d'Hertzsprung-Russell

L'astronome danois Ejnar Hertzsprung (1873-1967) et l'astronome américain Henry Norris Russel (1877-1957) firent, indépendamment, au début du XXème siècle, une étude statistique des étoiles. Il placèrent sur un diagramme les types spectraux des étoiles étudiées (axe horizontal) et, sur l'axe vertical, leur luminosité relative par rapport au Soleil (leur "magnitude absolue"). Les deux études vérifièrent une corrélation des données. La corrélation se traduisait par la répartition des étoiles en 4 groupes: les étoiles dites de la séquence principale, les supergéantes, les géantes et les naines blanches. Ce diagramme a été appelé le diagramme d'Hertsprung-Russell. Ces groupes d'étoiles donnent à la fois une vue statique des étoiles -comment elles se répartissent en tel ou tel type- et une vision des différentes étapes de leur existence. Encore aujourd'hui, les astronomes se fondent sur la luminosité et la couleur des étoiles pour déterminer l'âge de celles-ci. Les 4 groupes du diagramme d'Hertzsprung-Russell décrivent les étoiles d'une façon statique (répartition statistique, classification de leurs caractéristiques physiques) et d'une façon dynamique (description des différentes étapes de la vie d'une étoile)

Pour ce qui est de la répartition statistique des étoiles que nous pouvons voir dans le ciel, 90% de toutes les étoiles se situent sur la séquence principale. Les naines blanches représentent 10% des étoiles et les géantes rouges 0,5% seulement. Les supergéantes bleues et rouges sont marginales. La moitié des étoiles de l'Univers sont des doubles. Le renflement central de notre Galaxie a cessé de fabriquer des étoiles depuis des milliards d'années. Il ne contient plus maintenant de que vieilles étoiles de type Soleil ou des naines rouges encore plus froides. Les étoiles bleues géantes qui s'y trouvaient ont depuis longtemps explosé en supernovas. S'il se trouve une population d'étoiles jeunes dans le renflement, elle ne peut être que minime et même, dans certaines proportions, composée de "blue stragglers", ces étoiles à l'aspect jeune, qui semblent ne pas suivre un vieillissement normal du fait d'un processus de système binaire ("straggler", en anglais, signifie "traînard"). Les astronomes, en faisant une synthèse de notre Galaxie et de toutes les étoiles qu'elle contient, sur la base de modèles qui se fondent sur tout ce qu'on sait en termes de la quantité de matériau de base, des types d'étoiles qui s'en forment, comment elles évoluent et quelle est leur durée de vie, peuvent aboutir à un modèle global de la population totale des étoiles. Les plus récentes bases de données collectées dans la Galaxie prouvent que ce modèle est correct. Une mission telle la mission Kepler, de la NASA, a collecté aussi des données en astéro-sismologie, un champ largement inexploré jusqu'alors, ce qui va permettre d'encore perfectionner le modèle

Pour ce qui est de leurs caractéristiques physiques, les 4 groupes du diagramme d'Hertzsprung-Russell se situent dans un cadre de référence qui est défini par 3 ensemble de valeurs. Du bas en haut du diagramme (axe vertical), la luminosité s'accroît. De la gauche à la droite du diagramme, la température décroît. De la gauche à la droite du diagramme (axe horizontal), les classes spectrales sont placées dans leur ordre O, B, A, F, G, K, M. Ces trois groupes de valeurs, combinés avec les autres caractéristiques des étoiles, permettent de décrire ainsi les 4 groupes du diagramme. Les étoiles diffèrent par leur couleur fonction de leur température de surface: les étoiles très chaudes sont bleues ou blanches, les étoiles plus froides sont plus rouges (les étoiles peuvent aussi être plus froides car plus petites ou parce qu'âgées, elles ont atteint le stade des géantes rouges):

• la séquence principale est formée par la courbe d'étoiles qui part du haut à gauche du diagramme et se dirige vers le bas à droite. De ce fait, les étoiles de la séquence principale couvrent toute l'étendue des classes spectrales (de O à M) et toute la gamme des températures. De plus, comme la courbe part du sommet du diagramme et aboutit à sa base, la séquence principale s'étend sur toutes les classes de luminosité (des étoiles très brillantes de la classe O aux étoiles très faibles de la classe M, ce qui représente de 100 000 fois à quelques dizaines de millièmes de fois la luminosité du Soleil). La séquence principale, dans son ensemble, forme une classe de luminosité, la classe V. Les masses des étoiles de la séquence principale varient sur une faible échelle, de 0,1 fois la masse solaire (étoiles de la classe M) à 100 fois la masse solaire (étoiles de la classe O). On doit noter qu'une très forte corrélation existe entre la masse et la luminosité des étoiles de la séquence principale: la luminosité d'une étoile est égale, en moyenne, à sa masse à la puissance 3,8. Cela laisse penser que les étoiles de la séquence principale ont quelque chose en commun au niveau de leur structure interne
• les géantes rouges sont des étoiles lumineuses des classes spectrales F, G, K et M. Leur groupe se situe sur le diagramme au-dessus de la séquence principale. Les géantes font partie d'une même classe de luminosité, la classe III, bien qu'elles soient dissemblables en luminosité. Généralement, on peut dire qu'elles ont une température de surface qui varie de 3 000 à 7 000° K, une masse d'une masse solaire et un rayon de 100 fois le rayon du Soleil. Leur densité moyenne est ainsi de 10^-6 g par cm³. Une variété d'étoiles, les "étoiles à carbone" sont semblables aux géantes rouges; elles brillent puissamment dans les longueurs d'onde longues et elles sont dans les dernières périodes de leurs vie, possédant des quantités de carbone anormalement élevées dans leur atmosphère externe. On pense que ce carbone provient soit de courants de convection qui remontent des profondeurs soit d'un compagnon dont il est aspiré. Ces étoiles à carbone sont vraisemblablement à l'origine des sursauts rayons gamma. La faible gravité de surface des étoiles à carbone fait qu'elles peuvent perdre la moitié de leur masse sous l'effet de leur forts vents stellaires. Le fait que l'atmosphère des étoiles à carbone contiennent plus de carbone que d'oxygène est l'opposé de ce qui existe pour le Soleil; le CO2 se forme dans la couche extérieure de l'étoile via une combinaison de l'oxygène et du carbone jusqu'à épuisement de l'oxygène; les atomes de carbone, alors, peuvent former une variété d'autres éléments carbonés (C2, CH, CN, C3 and SiC2) lesquels dispersent toute lumière bleue et ne laissant passer que la lumière rouge
• les supergéantes se répartissent en supergéantes rouges (si elles sont situées sur le côté "froid" du diagramme d'Hertzsprung-Russell, dans les classes spectrales G, K et M) et supergéantes bleues (si elles sont des classes spectrales O et B). Les deux types de supergéantes appartiennent aux classes de luminosité I et II . Les étoiles bleues supergéantes sont beaucoup plus grandes, massives et chaudes que le Soleil et probablement des centaines de milliers de fois intrinsèquement plus brillantes
• les naines blanches sont des étoiles faibles, dont le groupe se situe en-dessous de la séquence principale. Bien que peu lumineuses, les couches extérieures de ces étoiles sont plus chaudes que celles du Soleil. Les naines blanches ont une masse d'1 masse solaire, un rayon d'1/100ème celui du Soleil et une densité moyenne de 106 g/cm³. Elles appartiennent aux classes spectrales B, A et F. 15% des étoiles proches du Soleil sont des naines ultra-froides

Les géantes rouges, les supergéantes et les naines blanches se situant au-dessus et au-dessous de la séquence principale, il n'y a pas, pour elles, la corrélation qui existe pour les étoiles de la classe principale, entre la masse et la luminosité. Cela permet de penser que la structure interne des étoiles de classes de luminosité qui n'appartiennent pas à la séquence principale est substantiellement différente des étoiles qui appartiennent à cette dernière. Les étoiles dites "blue stragglers", par exemple, sont des étoiles qui semblent avoir prise du retard dans leur processus de vieillissement, semblant plus jeunes que la population avec laquelle elles se sont formées. On les trouve dans les amas d'étoiles, les étoiles proches voire le renflement central de la Galaxie. On ne sait pas trop comment elles se forment. Une théorie admise est qu'elles sont le produits de systèmes doubles: l'étoile la plus massive évolue et augmente en taille et l'étoile plus petite capture du matériau de son compagnon. Cela augmente sa quantité d'hydrogène disponible et fait que l'étoile, ainsi en expansion, a une fusion nucléaire à un rythme plus accéléré; elle en produit une lumière plus chaude et plus bleue, telle une jeune étoile massive; on peut considérer les blue stragglers comme des étoiles "rajeunies". Les étoiles delta Scuti sont de jeunes étoiles en rotation rapide avec de claires pulsations. Ces étoiles changent de luminosité lorsque leurs ondes sonores internes à différentes fréquences font que certaines parties de l'étoile se dilatent et se contractent dans des motifs assymétriques et hémisphériques. Les étoiles Delta Scuti tournent si rapidement qu'elles s'aplatissent en forme ovale. Elles ont entre 1,5 et 2,5 fois la masse du Soleil. On les appelle delta Scuti, de l'étoile du même nom, une étoile visible à l'oeil nu la constellation australe de l'Ecu, étoile identifiée pour la première fois comme variable en 1900. D'une façon générale, les étoiles dont la masse est plusieurs fois plus importante que celle du Soleil ont une durée de vie courte -de quelques millions d'années alors que les étoiles de faible masse ont une espérance de vie de centaines de milliards d'années. Notre Soleil, qui est une étoile de masse moyenne, lui, a une durée de vie de 10 milliards d'années

->Nouvelles statistiques stellaires?
Des astronomes français, depuis 1985, ont élaboré un modèle théorique de la Galaxie, appelé le "modèle de Besançon" (de l'observatoire de Besançon, France qui y a participé). Ce modèle sert maintenant de référence à la plupart des astronomes professionnels dans le monde: la Galaxie, ainsi, ne compterait plus que 140 milliards d'étoiles au lieu d'entre 200 et 400 milliards comme on le pensait jusque là. Ce modèle, de plus, si l'on admet que l'étude statistique des étoiles de la Galaxie vaut pour l'ensemble des autres galaxies de l'Univers, permettrait une nouvelle statistique pour ce qui est de la répartition des étoiles:
- 71% des étoiles sont bien des étoiles dont le fonctionnement se fait sur la base de la fusion thermonucléaire
- 21% des étoiles ne sont que des naines brunes (des étoiles ratées; la limite entre les planètes géantes gazeuses de style Jupiter et les étoiles de la plus petite taille possible, les naines brunes se situe aux alentours de 13 fois la masse de Jupiter, le point au-delè duquel un corps céleste devient capable d'engager la fusion du deutérium, une forme lourde de l'hydrogène; on a émis une théorie des naines brunes dans les années 1960 et leur existence fut confirmée en 1995. Bien que 70% plus grandes que Jupiter, les naines brunes ne déclenchent pas de processus qui en feraient des étoiles. On sait encore mal si elles se forment comme des étoiles -par contraction de gaz- ou comme des géantes gazeuses -par accrétion de matériau. 5 fois la masse de Jupiter est la limite où la formation des étoiles et celle des planètes se recoupent). La surface des naines brunes présentent un aspect semblable à celui de Jupiter: leurs nuages sont organisés and bandes confinées à différentes latitudes et se déplaçant à différentes vitesses dans chaque bande (ce qui change de l'aspect du Soleil et de nombreuses étoiles qui présentent une atmospère bouillonnante). Les nuages des naines brunes sont chauds, inégaux et faits de gouttes de fer et de poussière de silicate; ils se déplacent et changent d'épaisseur rapidement (moins d'un jour terrestre) ce qui est dût à des ondes géantes qui causent un mouvement à grande échelle des particules, lequel modifie l'épaisseur des nuages. les naines M, qui brûlent de l'hydrogène -elles sont 60% de la taille du Soleil- sont la classe la plus répandue d'étoiles dans la Galaxie et elles surpassent en nombre les étoiles du type Soleil dans un rapport de 12 à 1
- 7% sont des naines blanches, ces étoiles mortes
- 0,7% sont des étoiles à neutrons (ou des trous noirs)
- les supergéantes ne représenteraient qu'une minorité: 0,00001%. On a noté une baisse rapide significative des geacute;antes rouges, un type d'eacute;toile âgeacute;e, aux confins de la Galaxie. L'étoile la plus massive qu'on connaisse dans l'Univers, d'une façon générale, "pèse" plus de 250 masses solaires. La majorité des étoiles massives sont des étoiles doubles
En termes de comparaison par rapport à la taille de notre Soleil, les petites étoiles, avec une faible masse, sont largement majoritaires (et, de cette majorité, 60%, de plus, sont des naines rouges- ou, pour chaque étoile de la taille du Soleil, on trouve 10 naines rouges -Proxima du Centaure, par exemple, est une naine rouge); les étoiles avec une masse comprise en une demi fois et deux fois la masse du Soleil représentent moins de 15%; les étoiles semblables au Soleil ne représentent que 1,7%
Cette étude va bien dans le sens d'une autre étude, qui montre que la "stellar initial mass function", une équation permettant aux astronomes d'estimer le nombre d'étoiles d'une galaxie à partir des seules étoiles les plus brillantes, devait être révisée pour ce qui était des galaxies petites et peu lumineuses. L'équation estimait que pour chaque étoile de 20 ou plus masses solaires, il fallait compter 500 étoiles de masse égale ou inférieure au Soleil. Les nouvelles estimations pensent que le rapport devrait, en fait, s'établir à 1/2000. De nombreuses galaxies petites et faiblement lumineuses ne forment que peu d'étoiles massives mais, par contre, possèdent de très nombreuses étoiles de faible masse. Ces galaxies, jusqu'à présent, n'ont été que mal étudiées
Enfin, des études récentes tendent à penser qu'il y aurait trois fois plus d'objets stellaires qu'on ne pensait dans l'Univers entier, soit 300 000 milliards de milliards, du fait de l'abondance de naines rouges et que les galaxies elliptiques, qui représentent un-tiers des galaxies en contiennent plus que prévu. Les naines rouges, qui sont d'un taille un cinquième celle du Soleil, brûlent lentement et durent beaucoup plus longtemps et elles sont connues pour émettre des flares. Malgré la physique complexe de la formation des étoiles, l'Univers, selon une étude de 2015, produit celles-ci dans une distribution statistique égale, des supergéaantes bleues aux naines rouges. Par ailleurs, les étoiles les plus brillantes et les plus massives sont 25% moins abondantes qu'on ne pensait. D'une façon générale, ceci fait que les estimations de masse dans l'Univers sont trop faibles car elles ne prennent pas en compte ce nombre élevé d'étoiles faibles à faible masse. La plupart des étoiles de l'Univers se sont formées il y a 10 milliards d'années

->Des étoiles oblates?
Les plus récentes études vont dans le sens que beaucoup d'étoiles, dont la vitesse de rotation sur elles-mêmes est très importante (470 km/s, par exemple), présentent une forte dissymétrie de diamètre entre leur diamètre aux pôles et celui à l'équateur, leur donnant une forme oblate. Véga, a de l'Autel ou Achernar sont dans ce cas. Achernar, ainsi, mesure 16,8 millions de km de diamètre à l'équateur et 10,8 aux pôles. Les trois étoiles citées appartiennent toutes aux classes B ou A et sont donc des étoiles chaudes, bleu ou bleu-blanc

La vie des étoiles

un nuage de gaz originel continue d'être perturbé par les étoiles déjà formées. NASA, ESA, and the Hubble Heritage Project (STScI/AURA)

Le diagramme d'Hertzsprung-Russell donne également une vision dynamique des étoiles. Les 4 groupes du diagramme décrivent aussi les 4 étapes de leur existence, étapes qui ont été précisées aussi par l'astrophysique. Des atomes qui se transforment en molécules forment la première étape de la formation des étoiles. L'espace interstellaire n'est pas vide: il est rempli de nuages d'un matériau dilué qui vient d'explosions supernova il y a des millions d'années. Dans l'espace interstellaire, de plus, se trouvent, en abondance, des atomes de carbone, oxygène et hydrogène, qui peuvent se regrouper dans un nuage de gaz et de poussière. L'hélium fait aussi partie des nuages moléculaires, lesquels peuvent atteindre des dimensions de centaines d'années-lumière. La poussière interstellaire se compose essentiellement de silicium, carbone et aluminium (la taille de ces grains de poussière n'atteint qu'un millionième de centimètre) et ces éléments proviennent de l'explosion de supernovas. Le milieu dans lequel se forment les étoiles peut, ou pas, être riche en éléments lourds. On trouve dans le milieu interstellaire, aux hautes latitudes galactiques, des nuages moléculaires translucides et diffus (en anglais, "diffuse and translucent molecular clouds") qui présentent de très faibles densités (donc gravité), sont de petites tailles et d'une nature temporaire; ils n'abritent que peu ou pas de formation d'étoiles. Les nuages moléculaires denses sont la partie la plus dense du milieu interstellaire, avec un millier d'atomes par cm3 (voire plus dans les régions où se forment les étoiles), ce qui, cependant, est 10 fois plus vide que le vide produit en laboratoire sur Terre. Les molécules habituelles des nuages moléculaires sont le dioxyde de soufre, l'oxyde nitrique, le foramdéhyde, le méthanol ou l'éthanol; par ailleurs, des environnements différents peuvent engendrer des compositions différentes. Les régions de formation d'étoiles ne sont jamais très grandes, quelques centaines d'années-lumière au maximum. Les vents stellaires, les explosions supernova et l'ionisation par les photons ultraviolets contrôlent la vie des nuages moléculaires (l'énergie mécanique des vents stellaires est convertie en énergie cinétique laquelle est la source la plus importance de perturbation des nuages). Non seulement les explosions de supernova dans les nuage moléculaires finissent par empêcher la formation d'autres étoiles mais les vents stellaires des étoiles nouvellement nées le font aussi: ces vents dégagent des zones dans le nuage. Lorsqu'un nuage moléculaire s'effondre sur lui-même -processus dit, en anglais, "infall"- la gravitation du nuage le fait se contracter et la contraction produit, par friction, de la chaleur ce qui aide à la formation des étoiles. Dans un nuage de gaz moléculaire, une multitude de poches denses de gaz d'hydrogène et de poussière se forment dans des endroits singuliers et gravitationnels, et, à mesure que la zone se réchauffe sous le poids de l'accumulation, elles deviennent souvent la semence d'une étoile ou d'une proto-étoile. Des champs magnétiques et des turbulences participent à la formation des étoiles dans les nuages moléculaires et ces deux causes pourraient même être les facteurs dominants, comparés à la gravité. Les champs magnétiques empêchent vraisemblablement les nuages de poussière de s'effondrer en un sens et empêchent la formation d'étoiles (ce qui pourrait laisser penser qu'il y a moins d'étoiles que prévu dans l'Univers). Littéralement, les nuages moléculaires "se froissent" sur eux-mêmes. L'effondrement a lieu rapidement. Les champs magnétiques, d'une façon générale, affectent la vitesse à laquelle les nuages interstellaires se condensent pour former de nouvelles étoiles. Des études de 2016 ont confirmé ce modèle théorique. L'effondrement se poursuit dans les proto-étoiles. Une fois les proto-étoiles ayant déclenché leurs réactions, elles commencent à dériver au hasard et, au fil du temps, certaines commencent de tomber en direction d'un centre commun de gravité, lequel est habituellement dominé par une proto-étoile de spécialement grande taille. Pendant ce processus, des interactions cataclysmiques -ainsi des collisions- peuvent survenir. Tout le processus de formation d'une étoile peut être résumé comme suit: un gigantesque nuage de gaz et de poussière interstellaire s'effondre sous l'effet de la gravité. Un scénario est que les étoiles se forment du fait de turbulence: dans ce modèle dit "modèle hiérarchique", une densité critique du gaz d'un nuage formateur fait que ce dernier s'effondre et donne une étoile. Un autre modèle, le modèle de l'"accrétion compétitive" pense, au contraire, que les étoiles commencent par être des coeurs de faible masse qui se partagent la masse du matériau qui reste dans le nuage d'origine. Au sein du nuage, des aggrégats turbulents de gaz se forment puis s'effondrent; les aggrégats effondrés forment des amas d'étoiles. Enfin, les coeurs magnétisés et tourbillonnants continuent d'évoluer et forment des étoiles individuelles ou de petits groupes d'étoiles. Les étoiles qui se forment au sein d'un même nuage ont le même âge mais leur masse varie car elles se sont formées à des endroits différents du nuage. Les étoiles jeunes ont une forte activité magnétique laquelle échauffe les couches extérieures de leur atmosphère et les fait émettre des rayons X. L'activité rayons X dans les proto-étoiles possédant un disque est, en moyenne, quelques fois moins intense que ce qui s'observe dans celles qui ne possèdent pas de disque; ce comportement est vraisemblablement dû à l'interaction du disque avec le champ magnétique de l'étoile. In fine, beaucoup de la matière du disque finira par être soufflé par les radiations provenant des proto-étoiles alors qu'une partie pourra, ou pas, former des planètes. Le processus d'"évolution dynamique" (en anglais "Dynamical evolution") fait que les étoiles lourdes dans un amas tendent à progressivement "tomber" vers le centre de celui-ci alors que les étoiles de masse faible peuvent s'échapper de l'amas. Fonction de la spécificité d'un amas, son évolution dynamique l'est aussi. Le phénomène dit, en anglais, "Hierarchical cluster assembly" ("assemblage hiérarchique d'amas"), consiste en ce que plusieurs amas d'étoiles, où des étoiles se forment, fusionnent . On ne sait pas encore si les étoiles massives se forment dans un environnement similaire et de selon les mêmes processus que les étoiles de taille plus faible et ceci constitue, du fait du rôle de ces étoiles dans la diffusions des éléments lourds dans l'Univers, un des problèmes non résolus les plus importants de l'astrophysique contemporaine. La formation des étoiles massives s'accompagne de l'apparition de vents puissants, magnétisés, qui s'écoulent depuis le dessus et le dessous d'un disque d'accrétion qui nourrit l'étoile naissante; ces vents créent, par ionisation, des cavités dans le nuage dense et poussiéreux dont les étoiles se forment. Les radiations ultraviolettes et les violents vents stellaires, en général, creusent des cavités dans le gaz et la poussière qui enveloppement les amas d'étoiles en formation; les étoiles échauffent le gaz pressurisé qui les entoure et fait qu'il s'étend et crée des bulles (les radiations peuvent entrer en collision avec des hydrocarbones polycycliques aromatiques de grande taille et faire qu'ils émettent une fluorescence). Dans certains cas ces bulles peuvent "éclater". Pour qu'un nuage de gaz s'effondre gravitationnellement, il doit être froid et stagnant de sorte qu'il ne puisse pas résister à la gravité. Il se pourrait que les mouvements turbulents du gaz dans le matériau interstellaire donne un réseau filamentaire et, lorsque la gravité l'emporte, les plus denses des filaments -et eux seulement- qui se trouve à la convergence de certains des filaments, deviennent instables et se fragmentent en objets compacts -qui deviennent les bases des futures étoiles; avec la poussière, le gaz forme des filaments qui s'étendent dans les parties les plus chaudes du nuages. De nombreux nuages moléculaires se construisent autour de filaments, avec des bras denses serpentant dans le nuage. De tels filaments peuvent transporter du matériau et, quand ils sont suffisamment massifs, peuvent former de nouvelles étoiles. Les filaments pourraient présenter des caractéristiques semblables dans un rayon donné du fait d'une commune origine via des turbulences. Au début de sa vie, un nuage comportera du carbone auquel il manquera un électron (carbone ionisé); le gaz devenant plus dense, les atomes de carbone retrouvent leur électron (carbone neutre); enfin, le gaz devenant encore plus dense, le carbone se lie à l'oxygène (molécules de monoxyde de carbone), cet état du nuage précèdent son effondrement et la formation d'une étoile. La durée qui mène d'un nuage de gaz et de poussière à une étoile peut prendre entre 1 et 100 millions d'années. Des régions denses de nébulosité sont dites, en anglais, des "High-Excitation Blobs" (littéralement "bulles de haute excitation") et sont vraisemblablement liées aux premiers développements de formations massives d'étoiles. L'oxygène moléculaire est très rare dans le cosmos car les atomes d'oxygène se fixent sur la poussière interstellaire ce qui les empêche de former les molécules d'oxygène par association. Quand le milieu interstellaire se condense sous l'attraction de sa propre gravité il finit par former un nuage moléculaire géant dont les dimensions peuvent atteindre des centaines d'années-lumière de diamètre. Les parties les plus denses du nuage, de quelques dixièmes d'année-lumière seulement, s'appellent des "coeurs de nuage moléculaire". C'est en ce centre que se forment les étoiles et les planètes. Dans ces zones denses, la gravité fait que le gaz et la poussière se mélangent jusqu'à atteindre une température et une pression suffisantes pour faire naître des étoiles. Des nuages de formation d'étoiles successivement emboîtés les uns dans les autres peuvent finir par donner une "super-bulle" galactique, ce type de structure étant aussi formé par les vents stellaires des supernovas. Les étoiles naissent dans d'immenses nuages moléculaires de gaz et de poussière, dits "régions HII", un environnement riche en hydrogène ionisé. Lorsque les noyaux d'atome recapturent des électrons, ils émettent de la lumière à différentes longueurs d'onde -souvent dans l'hydrogène alpha (Ha). Les régions HII peuvent parfois être les restes de régions starburst dans lesquelles des étoiles jeunes ont ionisé leur environnement avant de disparaître. Une teinte rosâtre est caractéristique des zones riches en hydrogène. Les nuages moléculaires particulièrement denses sont des "nébuleuses sombres" (en anglais "dark nebula") du fait de leurs propriétés obscurcissantes. Dans les régions HII, les photons ionisateurs proviennent des jeunes étoiles de la région; un tel nuage originel peut, par exemple, donner naissance à des milliers d'étoiles sur une période de plusieurs millions d'années. Ces étoiles nouvelles sculptent et dispersent le gaz du nuage et, lorsque les plus massives d'entre elles explosent en supernovas, celui-ci disparaît définitivement, ne laissant derrière lui qu'un ams d'étoiles jeunes. Les champs magnétiques jouent un rôle important -et quelquefois déterminant- dans l'évolution de ces nuages de gaz. La forte lumière ultraviolette des jeunes étoiles qui y naissent rend le gaz lumineux. Le plus gros du matériau qui se trouve entre les étoiles, l'hydrogène, gaz froid, est quasi impossible à observer mais une étude de 2013 a révélé que ce réservoir de matériau pour fabriquer des étoiles avait été sous-estimé -presque d'un tiers- et qu'il s'étend beaucoup plus loin du centre de la Galaxie qu'on ne le pensait. Ce gaz est disponible pour la formation des étoiles. Dans les régions où l'hydrogène ne fait que commencer à se rassembler en nuages, on ne trouve pas de monoxyde de carbone car cet élément est détruit par la lumière ultraviolette -ce qui a lieu même dans l'espace interstellaire. Par contre, on y trouve du carbone ionisé. On étudie aussi comment les interactions entre galaxies (collisions, influence gravitationnelle, etc.) affectent la formation, l'évolution ou le comportement des étoiles. Lorsqu'une région d'un nuage moléculaire réunit suffisamment de matière, elle commence alors de s'effondrer sous sa propre gravité et le centre du nuage devient encore plus dense et chaud jusqu'au départ de la fusion thermonucléaire. Un résau de filaments s'étend dans ces régions de formation d'étoiles. Une fois nées, ces étoiles jeunes brillantes énergisent l'hydrogène du nuage, ce qui donne une "nébuleuse à émission". Les particules solides du nuage, elles, produisent des nébuleuses à réflexion en diffusant la lumière bleu la plus facilement diffusée- de ces étoiles jeunes. Les parties sombres de nuage obscurcissent ce qui se trouve derrière. La nébuleuse d'Orion fut la première région HII découverte; elle fut observée pour la première fois avec un instrument astronomique en 1610 par l'astronome français Nicolas-Claude Fabri de Peires. La plus récente théorie pour ce qui de la naissance de notre étoile, le Soleil est qu'elle a eu lieu d'un reste de supernova, restes d'une étoile massive plus âgée que le Soleil de quelques milloins d'années (on la nomme "Coatlicue", "mère du Soleil" en aztèque). Cela serait prouvé par l'aluminium 26, un isotope qu'on observe dans certaines météorites très primitives. Plusieurs centaines d'étoiles furent créées en même temps que le Soleil. Pour ce qui est de comment se forment ces nuages moléculaires, qui servent de maternités d'étoiles, la science est encore peu sûre même si on pense que les nuages sont des restes de la formation des galaxies; ils sont essentiellement composés de molécules d'hydrogène. Certains pensent que le champ magnétique à grande échelle d'une galaxie ne peut agir au niveau des nuages et que la turbulence et la rotation des nuages rendent aléatoires l'orientation de leur propre champ magnétique alors que d'autres pensent que le champ galactique pourrait être suffisamment puissant pour imposer leur direction aux nuages moléculaires et réguler leur accumulation et leur fragmentation, donc leur taux de formation d'étoiles. Dans la galaxie M33, les champs sont alignés avec les bras spiraux, ce qui suggère que le champ magnétique galactique sert d'ancrage aux nuages de poussière et de gaz. Certains nuages de poussière sont appelés des "globules cométaires" (en anglais, "cometary globules" ou CG) du fait de leur forme ressemblant à une comète. La poussière du cosmos se trouve être à la source de tout ce qui existe dans l'Univers -des étoiles aux planètes et à la vie- et elle est faite d'éléments divers tels le carbone, l'oxygène, le fer et autres atomes plus lourds que l'hydrogène ou l'hélium. Elle a été fabriquée aux débuts de l'Univers via les énormes quantités qui ont été créées par les premières généations d'étoiles lorsqu'elles ont explosé en supernovas. Chaque supernova, alors, a créé l'équivalent d'entre 160 000 et 230 000 fois la masse de la Terre en termes de poussière. Le processus à ensuite continué, chaque supernova recyclant encore et encore la poussière cosmique. Celle-ci est froide, de l'ordre de -217°C (-423°F). On considère relativement petit un nuage moléculaire de 2 années-lumière de large. De plus, des nuages interstellaires géants peuvent même entrer en collision entre eux. Les nuages interstellaires peuvent également contenir des réseaux de filaments gazeux entremêlés, lesquels pourraient résulter de phénomènes de compression provenant des booms supersoniques d'étoiles proches et ils s'étendent sur des dizaines d'années-lumière. Les étoiles se formeraient surtout dans les parties les plus denses de tels filaments. Les régions où se forment les étoiles sont des régions qui brillent d'une couleur rose car elles sont remplies d'hydrogène ionisé, des atomes d'hydrogène qui ont perdu leurs électrons. Une seule étoile, très lumineuse, peut illuminer le nuage; la couleur rouge, dans un nuage de poussière, est probablement due au fait que la poussière est plus métallique et plus froid que les autres régions. Différents processus (gravité, électro-statisme, champs magnétiques) font converger la matière vers le centre du nuage et se former un "objet proto-stellaire", ou "proto-étoile". Le modèle de formation d'étoiles par effondrement permet donc à un nuage de déclencher la formation du fait de sa seule gravité. Mais la formation d'étoiles peut également provenir d'autres déclencheurs: ainsi de la radiation émise par une étoile massive situé à l'extérieur d'un nuage moléculaire (ce qu'on appelle le modèle "radiation-driven implosion" ou RDI ("implosion induite par radiation")): une onde de compression atteint le nuage et en même temps fait évaporer les couches extérieures du nuage. La formation de notre système solaire, elle, a été provoquée, pense-t'on, par l'explosion proche d'une supernova. Le modèle "collect-and-collapse" (aggrégation-effondrement), lui, fait que des ondes de choc générées par des étoiles massives, balaient du matériau en progressant vers l'extérieur d'un nuage. Les explosions supernova qui se produisent dans un nuage moléculaire entraînent, d'une façon générale, par leur onde de choc, la formation d'étoiles. Les piliers de gaz, tels ceux illustrés par l'image célèbre du télescope spatial Hubble, sont des structures formées par le fait que les radiations et les vents stellaires d'étoiles massives dans un amas central soufflent le gaz et la poussière, ne laissant que le matériau le plus dense. Y apparaissent des étoiles. Les étoiles massives des nuages interstellaires peuvent presque se former isolément, en compagnie de seulement quelques étoiles de masse faible et non par centaines comme ce qu'on voit dans les amas d'étoiles habituels. Le "champagne flow" ("flux de type champagne") dans une nébuleuse est le fait que le gaz chauffé par les étoiles jeunes, qui s'étend dans la nébuleuse et qui finit par atteindre les bords du nuage de gaz, accélère alors son expansion dans le vide interstellaire d'une façon semblable au contenu d'une bouteille de champagne qu'on débouche. Les régions d'étoiles nouvelles peuvent contenir des étoiles parentes, massives, d'un bleu brillant et super-chaudes, de type O et B qu'on appelle, en anglais, des "OB associations" ou "stellar associations". Les étoiles de type O et B sont des étoiles à vie rapide et courte; elles ont une masse 40 fois et une température 8 fois celles du Soleil. De grandes quantités de lumière ultraviolette et d'autres radiations compressent le nuage environnant et font s'effondrer gravitationnellement les régions voisines de poussière et de gaz, ce qui enclenche la formation de nouvelles étoiles. Ces puissantes radiations dispersent rapidement leur nuage de gaz originel ou y creusent des cavités, dites, en anglais, "superbubbles" ("super-bulles"); des structures en anneau ou en bulle sont aussi formés dans les nuages de formation par les forts vents qui émanent de ces étoiles (d'une façon générale, les étoiles au centre d'un amas créent d'abord, par leurs vents stellaires et les explosions supernova, des "bulles" de gaz chaud individuelles en expansion puis des bulles voisines se fondent et forment une superbulle de centaines d'années-lumière de diamètre; le processus n'empêche pas, par ailleurs, que continuent d'exister dans la superbulle des nébuleuses plus petites qui produisent des étoiles. Les étoiles explosant rapidement en supernovas, elles continuent d'encore étendre la super-bulle jusqu'au point où elle se fond à d'autes super-bulles, ce qui forme un "supershell", en anglais ("un super-vide"), une des plus grandes structures possibles dans une galaxie. Une étoile de type O est si lumineuse que la pression de cette lumière emporte du matériau de la surface, créant un flux de particules qui atteint des vitesses de l'ordre de plusieurs millions de km/h. Dans des étoiles doubles de type O -qui existent- ces vents solaires entrent en collision tout au long de l'orbite des deux composants. Ces étoiles massives ont un impact énorme sur leur environnement quand elles explosent en supernova mais, par contre, leurs vents stellaires, eux, dominent l'espace avoisinant pendant des millions d'années, influençant les régions de formation d'étoiles qui les entourent tout au long de leur vie. Les étoiles massives, d'une façon générale, sont relativement rares mais elles jouent un rôle important dans le recyclage des matériaux de l'Univers. Elles consomment leur carburant nucléaire beaucoup plus rapidement que les étoiles du type du Soleil et ne vivent que quelques millions d'années avant d'exploser en supernovas et de renvoyer dans l'espace l'essentiel de leurs composants. La métallicité d'une étoile massive contrôle la force de ses vents stellaires, ce qui détermine quelle fraction d'hydrogène est conservée par l'étoile au fil du temps. Le contenu métallique de l'étoile, aussi, est dispersé par le vent stellaire (de plus, le phénomène fait ralentir la vitesse de rotation de l'étoile). Mais, même dans le court laps de temps de leur vie, les étoiles massives perdent une partie significative de leur masse via de forts vents stellaires, lesquels naissent à leur surface du fait de la lumière intense qu'émet l'étoile. Ces vents peuvent déclencher l'effondrement de nuages interstellaires avoisinants -donc la formation d'étoiles- ou, au contraire, disperser ces nuages et empêcher toute formation. Le modèle de ces vents stellaires -en fait l'équivalent de notre vent solaire- est actuellement que des structures en forme de spirale se surimposent à un vent très fragmenté qui est en co-rotation avec l'étoile. Les vents stellaires ne sont pas une flux uniforme mais composés de centaines de milliers de "paquets" chauds ou froids -mais pour la plupart de petite taille. Les ondes de choc des supernovas peuvent aussi former ces cavités et du matériau à température élevée peut s'évaporer des murs de celles-ci. Des rayons cosmiques se trouvent aussi dans ces cavité soit qu'ils résultent de supernovas soit de l'accélération par des interactions répétées avec les ondes de choc produites à l'intérieur du cocon par des vents stellaires puissants. Les cavités retiennent les rayons cosmiques malgré la haute énergie de ceux-ci car elles les emmêlent avec les champs magnétiques dynamiques qui résultent de la combinaison des vents stellaires de différentes étoiles massives. Les plus grands nuages de formation d'étoiles peuvent atteindre 200 années-lumière mais la radiation qui émane des étoiles en formation dissipe le matériau dont les étoiles nouvelles se nourrissent. Cependant, pour ce qui concerne les étoiles massives, un autre processus est à l'oeuvre: le matériau est déplacé, compressé et rassemblé sous l'influence d'amas de jeunes proto-étoiles -ce qui maintient la densité du nuage- et les jeunes étoiles à forte masse pourraient bien construire et perpétuer des amas localisés de matériau dont elles continuent à se nourrir. Les étoiles massives, d'une façon générale, se forment selon le même processus que les étoiles plus usuelles. Bien que rares, les étoiles massives ont un rôle important car, vraisemblablement, elle facilite la formation des plus petites étoiles et car, à la fin de leur vie, quand elles explosent en supernovas, elles dispersent différents éléments. La gravité d'une "graine" centrale au centre du nuage attire de plus en plus de matière et le processus est aidé par des éléments lourds tels le carbone, qui permet de refroidir le gaz en effondrement. Ce qui permet à l'effondrement de se poursuivre car, si le nuage devenait trop chaud, le gaz entrerait en expansion et échapperait à la gravité. Les proto-étoiles peuvent aussi se regrouper en classes d'âge identiques, ce qui est particulièrement vrai lorsque la naissance des étoiles du nuage est déclenché par un évènement extérieur, comme, par exemple, l'explosion d'une supernova proche, laquelle a compressé le matériau environnant. De tels objets protostellaires sont répartis en classes (la classe 0 est la classe la plus jeune; une accumulation soudaine de gaz et de poussière peut se produire sur une étoile de classe 0; la phase classe 0 dure peu, aux alentours de 150 000 années et, à ce moment, l'étoile ne brille que via la chaleur due à la contraction et à l'accumulation de matériau provenant du disque de gaz et de poussière qui entoure l'étoile). Alors que les étoiles de taille approximativement celle du Soleil naissent de l'effondrement des nuages interstellaires, on pense que la naissance des étoiles de taille supérieure à 10 fois le Soleil pourrait résulter de l'accrétion d'étoiles plus petites, la taille importante de la proto-étoile dégageant rapidement le matériau du nuage; certains disques stellaires observés autour d'étoiles massives, cependant, pourraient laisser penser que le système de formation est le même dans les deux cas

Sh 2-29 ou Sharpless 29, à 5500 années-lumière, dans la constellation du Sagittaire, représente la vue typique d'une région HII dans laquelle se forment les étoiles: étoiles jeunes, cavités ou nébuleuses. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'une image ESO

Les températures extrêmes qui règnent dans l'espace interstellaire fait que les températures y sont de l'ordre de 100°K, les densités des dizaines ou centaines de milliardièmes de ce qu'elles sont sur Terre et les molécules et les atomes ionisés y baignent dans les radiations ultraviolettes ou visibles des étoiles. Les nébuleuses sont les lieux les plus connus de formation des étoiles, là où l'on peut observer les différentes phases de leur formation. Les nuages sombres, dont l'intérieur est invisible sauf dans l'infra-rouge, sont également des lieux de formation. D'une façon générale, dans un nuage, les premières étoiles qui se forment sont petites puis a lieu, ensuite seulement, la formation des étoiles massives de type O. Les étoiles naissantes, d'une façon générale, sont toujours enveloppées d'une enveloppe gazeuse, une phase qui dure peut-être 25000 ans. Ce qu'on appelle des "balles jaunes" (en anglais "yellow balls") sont le lien manquant entre les très jeunes étoiles embryonnaires encore enfouies dans leur nuage d'origine et les étoiles qui viennent de naître et qui dégage autour d'elles une bulle de vide (les bords de celles-ci sont grandement constituées de molécules organiques, les PAH (en anglais, "polycyclic aromatic hydrocarbons)). Cette couleur jaune vient de ce que les PAH n'ont pas encore été évacués; les balles jaunes sont aussi plus petites car l'étoile naissante n'a pas encore produit des effets. De nombreuses balles jaunes semblent orner les bords des bulles, signe que peut-être les étoiles massives déjà nées déclenchent, en formant les bulles, la formation de nouvelles étoiles. Les premières étapes de formation d'une étoile, aux alentours de quelques centaines de milliers d'années, peuvent -rarement- amener à une phase transitoire au cours de laquelle apparaît un système binaire serré. Des quantités importantes de gaz et de poussière s'aggrègent rapidement à partir du nuage et du disque originels et forment le système. Les orbites de ces proto-étoiles font que de la poussière et du gaz sont aspirés du bord interne du disque, ce qui peut engendrer des pulsations lumineuses régulières, phénomène dit, en anglais, "pulsed accretion" ("accrétion pulsatoire"), lequel se rencontre aussi dans les dernières phases de la formation stellaire. La proto-étoile double creuse aussi, habituellement, dans le disque stellaire, des cavités de flux non symétriques. Quand un amas d'&ougrave; se sont formés des systèmes binaires vieillit, les étoiles binaires se séparent souvent et sont éjectées de l'amas. Les étoiles de type O, les plus massives à exister, sont celles qui sont le mieux à même de creuser, via leurs radiation ultraviolettes, des cavités dans les nuages de gaz dont elles naissent. Les étoiles de type O épuisent leur carburant nucléaire en seulement des dizaines de millions d'années; ce sont donc des étoiles très rares (un pour 3 millions d'étoiles dans notre voisinage cosmique). Près de 3/4 de ces étoiles de type O, très brillantes et à forte masse, sont des étoiles doubles serrées, qui connaissent des interactions disruptives et un tiers d'entre elles finissent par fusionner en une étoile unique. Entre 10 000 et 100 000 ans après le début du processus de formation, la température du nuage est aux alentours de - 240° C (-400° Fahrenheit) et il faut attendre encore quelques millions d'années supplémentaires pour que la fusion nucléaire s'allume au centre du nuage. Le matériau tombant sur l'étoile en croissance forme un disque et deux jets. Ces jets sont les restes du gaz et de la poussière qui ont servi à former l'étoile; à un moment de la formation, l'étoile commence d'éjecter une partie du matériau à des vitesses supersoniques. Ces jets supersoniques, composés de blocs de matière, permettent au nuage de ralentir sa rotation. Des filaments de gaz grumeleux amenés de l'extérieur vers les régions centrales, qui échauffent temporairement celle-ci lorsque le matériau atteint le disque interne ou le fait que ce matériau s'accumule occasionnellement sur le bord intérieur du disque et y projette une ombre sur le disque externe fait qu'une étoile en formation peut clignoter sur des durées de seulement quelques semaines. Une fois l'étoile nées, les jets disparaissent et le disque proto-planétaire s'affine, des planètes pouvant s'y former. Dans un cas on a pu mesurer que la zone où se forment les jets avait 3 UA de diamètre, qui semble une valeur moyenne; on sait également qu'un des deux jets peut n'apparaˆtre que quelques années après le premier. De tels processus affectent sans doute la formation des planètes. L'étoile continuant de se former, sa radiation s'accroît en énergie passant d'une radiation sub-millimétrique essentiellement froide au proche infrarouge via l'infrarouge lointain et débouche, finalement, sur la lumière visible. Cette période de la proto-étoile dure seulement quelques milliers d'années, une durée étonnament courte en termes astronomique. Une étude a observé que de petits cristaux d'olivine, un minéral vert, tombent en pluie sur une étoile naissante à partir du nuage de gaz qui préside à sa formation. Ces cristaux sont très vraisemblablement dûs aux jets polaires qui apparaissent à une étoile en formation car ils ont besoin de fortes températures pour se former. Cela expliquerait aussi pourquoi de tels minéraux se trouvent également sur les comètes qui se trouvent aux frontières des systèmes planétaires. Les cristaux, ainsi, pourraient être formés près de la surface de l'étoile puis être enlevés dans le nuage proto-planétaire, aux températures beaucoup plus froides, et, finalement, retomber sur l'étoile. On pensait jusqu'à présent que le matériau expulsé par l'étoile en formation au long des lignes du champ magnétique avaient un mouvement lent mais de nouvelles études montre que les mécanismes y sont en fait semblables à ceux qui président aux trous noirs stellaire et galactiques, avec leur disque d'accrétion: le matériau du disque pré-proto-planétaire est attiré vers l'étoile, apportant un supplément de matière et il en est expulsé le long de lignes magnétiques qui s'enroulent en spirale autour de l'étoile; les particules s'y déplacent à la vitesse de la lumière. Pour des proto-étoiles avec rotation rapide, des champs magnétiques intenses peuvent acheminer des flots de gaz sur la surface, y chauffant des zones jusqu'à des millions de degrés qui émettent des rayons X. Il faut, d'une manière générale, attendre quelques millions d'années pour que la fusion nucléaire s'enclenche au centre du nuage. Le matériau qui tombe sur l'étoile en développement, il engendre un disque de matériau en rotation ainsi que deux jets. Lorsqu'un nuage de gaz interstellaire se contracte, il connaît une révolution plus rapide et, pour que le gaz continue de se concentrer vers le centre, il faut qu'une partie de la vitesse de rotation soit évacuée; ce sont les jets qui s'en chargent mais on ne comprend pas bien encore le processus (les champs magnétique y participent et guident le matériau dans deux jets). En éjectant ces jets supersoniques, composés de blocs de matière, le nuage ralentit sa rotation. Les filaments noueux de gaz qui sont dirigés des reégions extérieures vers les régions intérieures de l'étoile font qu'elle "clignote" sur des durées de seulement quelques semaines car ils échauffent l'objet du fait que les blocs atteignent l'intérieur du disque ou que ce matériau peut s'accumuler, occasionnellement sur cette partie intérieure et projeter son ombre sur le disque extérieur. Une fois les mécanismes nucléaires enclenchés, la lumière de l'étoile fait que les jets s'éteignent et que le disque s'amincit; finalement, des planètes pourront naître du matériau qui reste de toute cette évolution. On a vu des jets avoir leur origine dans une zone située dans une sphère d'un rayon de 3 UA -ce qui semble une valeur moyenne- et un jet, par exemple, peut être éjecté quelques années seulement après que le premier soit apparu. Ces processus affectent, sans aucun doute, la formation des planètes. Les jets surgissent dans des directions opposées, à des vitesses de l'ordre de 160 km/s. Ils ne sont pas un flux continu mais sont émis sporadiquement, en amas, ce qui laisse supposer que des matériaux, par épisodes, tombent encore sur l'étoile au cours des dernières étapes de sa formation. On doit considérer les jets comme une phase active, d'une durée courte, de la formation stellaire: ils ne durent que 100 000 ans (leur mouvement peut s'observer sur des durées humainement accessibles). Au cours de cette période, la très jeune étoile est encore entourée du matériau poussiéreux de sa formation. Les astronomes ne savent toujours pas précisément quel rôle exact jouent les jets dans le processus ou, plus précisément, comment l'étoile les émet. Cependant les jets semblent aller de concert avec les champs magnétiques et permettent de dissiper la vitesse de rotation rapide engendrée par les matériaux qui tombent sur l'étoile depuis le disque proto-stellaire. Les jets, d'une façon générale, qui émanent d'une étoile nouvellement formée peuvent déclencher la formation d'une nouvelle génération d'étoiles dans le gaz environnant. Les jets peuvent atteindre une distance de 190 milliards de kilomètres alors que les matériaux s'y déplacent à des vitesses variant de 322 000 à 483 000km/h; des ondes de choc exisent à l'extrêmité des jets et sont la principale cause de formation d'étoiles. La molécule la plus abondante dans les nuages originels, l'hydrogène, peut être brisée par les rayons cosmiques. Les ions d'hydrogène se combinent alors avec d'autres éléments qui se trouve en des quantités infinitésimales dans les nuages, le carbone et l'oxygène ou l'azote. Le composé azoté est alors, à son tour, détruit rapidement, fournissant plus d'hydrogène pour les composés carbone et oxygène. Aussi ces deux dernières molécules sont plus abondants dans les nuages de formation d'étoiles. Les vents solaires puissants des étoiles jeunes pourraient aussi être à l'origine du bérylium qu'on trouve dans les météorites. Des champs magnétiques puissants et turbulents peuvent encore se rencontrer plus tard dans la vie de l'étoile (vers 100 à 300 millions d'années) lorsque des Jupiter chauds, orbitant près de l'étoile, accélère la rotation de celle-ci, ce qui maintient l'activité des champs magnétiques. Une fois que ces matériaux ralentissent, ils contribuent surtout à faire croître la proto-étoile et permettent qu'elle se condense complètement en une véritable étoile. Les jets sont habituellement appelés des "objets Herbig-Haro" (HH) en honneur de George Herbig et Guillermo Haro qui, dans les années 1950, étudièrent les émissions des étoiles en formation. A l'intérieur des jets, on voit se former des structures et des ondes de choc car les matériaux ne s'y déplacent pas à des vitesses identiques. Ce sont ces ondes de choc qui forment aussi des amas emmêlés de nébulosité qu'on désigne spécifiquement sous le nom d'objets Herbig-Haro. Les jets font, habituellement, ricochet sur les couches denses du coeur du nuage et on pense qu'ils sont, en fait, alimentés par le gaz qui s'accumule sur l'étoile naissante. Le disque stellaire forme le "réservoir de carburant", l'étoile le moteur gravitationnel et les jets constituent, ainsi, l'échappement du système. Des jets peuvent même être déviés par exemple, par un nuage de gaz avoisinant. La fin de la formation de l'étoile peut être violente: l'étoile éjecte du gaz et bouscule, le chauffant, le nuage originel, le portant à des températures de 10000°C. Lorsque l'effondrement du nuage originel fait que le matériau devient suffisamment dense, les atoms peuvent donc, comme on vient de le voir, fusionner et enclencher l'énergie nucléaire de l'étoile. L'effondrement du nuage, d'une façon générale, engendre de la chaleur, laquelle contrarie la formation de la densité; par contre, les métaux lourds, eux, à leur tour, contrarient cette formation de chaleur. Les étoiles à masse beaucoup plus faible que le Soleil peuvent émettre des torrents de radiation rayons X, ce qui diminue significativement la durée de vie de leur disque protoplanétaire. L'étoile apparaît alors sur la séquence principale, à l'emplacement qui correspond à la taille, la température et la classe spectrale qui est alors la sienne. Une fois les étoiles pleinement formées, la limite théorique à laquelle deux étoiles ne peuvent plus être liées gravitationnellement entre elles se trouvent entre 0,16 et 1,6 années-lumière. La limite qu'une étoile peut atteindre en termes de masse est de l'ordre de jusqu'à 300 fois la masse du Soleil. Comme les étoiles apparaissent souvent en amas, les étoiles dèjà nées au sein d'un nuage influencent, par leurs radiations ultra-violettes et leurs vent solaires, sur ce nuage. On peut comparer cette influence à celle du Soleil sur une glace par un jour d'été: la radiation creuse dans les matériaux froids, ce qui, d'ailleurs, déclenche la formation d'étoiles supplémentaires. Un anneau de gaz qui orbite autour d'une étoile jeune peut modifier la nébuleuse en forme de sablier. On a découvert, dans les années 1980, que Fomalhaut, une étoile jeune de quelques centaines de millions d'années, deux fois la masse du Soleil, est entourée d'une ceinture de poussière laquelle est vraisemblablement l'équivalent de la Kuiper Belt ou du nuage d'Oort pour notre Soleil. Les grains de cette ceinture sont minuscules -quelques millionièmes de mètre- et ils sont semblables aux particules de poussière qui proviennent, chez nous, des comètes. Cette poussière se renouvelle dans la ceinture de Fomalhaut par le biais de collisions continues entre les comètes: chaque jour, l'équivalent soit de deux comètes de 10 km (6,2 miles) de diamètre, soit de 2000 comètes d'1 km (0,62 miles) sont réduites en particules... De plus, cette ceinture contient aux alentours d'entre 260 milliards et 83000 milliards de comètes. Les nébuleuses où se forment les étoiles, d'une façon générale, préentent une vaste gamme de couleurs et de formes, ce qui est dû au fait que différentes régions, températures et composants constituent le nuage. L'étoile, à partir de son apparition sur la séquence principale, va passer alors l'essentiel de sa vie à cet endroit de celle-ci. Les étoiles peuvent se former dans des régions stellaires de faible, ou de forte, masse; ainsi, on ne sait pas si notre Soleil s'est formé dans tel ou tel type. Les nuages qui donnent naissance aux étoiles sont composés d'hydrogène et d'éléments chimiques divers. Des molécules, dites "buckyballs" en anglais, sont les plus grandes molécules existant au sein de ces nuages. On les trouve dans toute la Galaxie de l'espace interstellaire aux environs des étoiles en fin de vie. Elles sont formées de 60 atomes de carbone arrangés en structures sphériques qui alternent hexagones et pentagones; une variété plus allongée, la "C70", contient 70 atomes de carbones. Les deux types de molécules font partie d'une catégorie officiellement dénommée "buckminster fullerenes", ou "fullerenes", en anglais. Ces molécules tirent leurs nom des dômes géodésiques créés par l'architecte Buckminster Fuller dont un exemple est la structure qui se trouve à l'entrée du parc Disney d'Epcot, à Orlando. Dans les nébuleuses planétaires, ces molécules reflètent peut-être un court moment dans la vie de l'étoile, lorsque celle-ci a relâché un volume de matière riche en carbone. L'existence de ces molécules lourdes avait été prédite en 1970 par Eiji Osawa, un Japonais et elles ont été observées en laboratoire en 1985 en simulant les conditions règnant dans l'atmosphère d'étoiles géantes vieillissantes et riches en carbone. L'étude des "fullerenes" est un champ de recherche important en termes industriels car les propriétés uniques en termes de résistance et de propriétés chimiques et physiques en font des molécules utilisées dans la fabrication de blindages, dans l'apport dans l'organisme de médicaments ou dans les techniques de la supraconduction. Les fullerenes peuvent coexister avec l'hydrogène, ce qu'on ne pensait pas possible et ces molécules peuvent agir comme une enveloppe pour d'autres molécules et atomes et elles auraient donc pu transporter des éléments jusqu'à la Terre lesquelles auraient participé au démarrage de la vie. En 2012 les buckyballs ont été aussi observés dans l'espace sous une forme solide (mais ils restent minuscules, beaucoup plus petit qu'un cheveu humain). Les buckyballs, dans le Petit Nuage de Magellan se trouvent en grandes quantités, de l'ordre de 15 fois la masse de la Lune et sont vraisemblablement plus répandus qu'on ne pensait. On trouve les buckyballs sur Terre sous diverses formes; ils se forment, par exemple, quand une chandelle brûle et existent à l'état solide dans certaines roches telles la shungite, qu'on trouve en Russie, ou la fulgurite, une roche de type verre qu'on trouve dans le Colorado, aux Etats-Unis et qui se forme quand des éclairs frappent le sol. Les naines rouges, du fait de leur faible masse, mettent plus de temps pour ce qui est de l'effondrement de la proto-étoile et de devenir une étoile, de l'ordre de plusieurs centaines de millions d'années et, dans leurs premières années, elles peuvent atteindre une luminosité importante. On a observé que des étoiles peuvent se former même dans des conditions extrêmes ainsi les jets qui émanent des trous noirs supermassifs galactiques (une théorie sur laquelle les astronomes s'étaient accordés depuis un moment). Ces étoiles pourraient être plus chaudes et plus brillantes que les étoiles qui se forment dans un environnement moins extrême, ainsi dans le disque galactique et elles suivent le déplacement des jets en éloignement de la galaxie. Celles qui se trouvent plus près de l'origine des jets pourraient ralentir puis retomber, les autres pourraient devenir des étoiles vagabondes et, atteignant l'espace intergalactique, l'enrichiraient ou y participeraient à la radiation cosmique de fond infrarouge. Pendant 90% de leur vie, les étoiles, sur la séquence principale, brûlent de l'hydrogène en hélium. Le fer joue le rôle principal dans le contrôle des flux de radiation des étoiles: les matériaux lourds, en effet, absorbent différents types de radiation. Les étoiles jeunes, de faible masse, sont plus brillantes dans les rayons-X que la plupart des autres étoiles. Les étoiles qui se forment, d'une façon générale, ont une couleur rouge et jaune. L'émission de rayons-X dans les géantes rouges est essentiellement due au fait que la géante rouge tourne sur elle-même rapidement. Les étoiles de forte masse signalent leur croissance via des flares de leurs masers, ces sources d'intense énergie dans les micro-ondes. La longueur réelle, en années de ces 90% dépend de la classe spectrale et de la masse de l'étoile. Cela peut varier de 30 millions d'années pour une étoile de la classe O7 à théoriquement 200 milliards d'années (!) pour une étoile de la classe M0. Le plus la masse de l'étoile est importante, le moins longtemps dure le stade de l'hydrogène, et réciproquement. La combustion de l'hydrogène tend à déplacer l'étoile de l'axe de la séquence principale. Elle augmente légèrement son diamètre. Les étoiles, en général, comme le Soleil, possèdent une "astrosphère", cette bulle magnétique protectrice qui naît de la rencontre en leurs vents stellaires et le milieu interstellaire environnant (pour notre Soleil, on parle d'"héliosphère")

La plupart des étoiles sont très actives magnétiquement quand elles sont jeunes car elles ont une rotation rapide et elles font montre de forts champs magnétiques, de plus grands flares et d'émissions rayons X plus intenses. La perte d'énergie apporte ensuite une rotation plus lente et l'activité magnétique et l'émission associée de rayons X chute. Les étoiles de masse solaire ou moins voient leur activité chuter rapidement (ce qui a des conséquences sur l'habitabilité, sur le long terme, de planètes qui orbiteraient autour de ces étoiles). Le matériau autour des étoiles adultes est en expansion et commence de s'échapper dans le milieu interstellaire. L'activité magnétiques, les flares et les rayons X sont liés à la rotation de l'étoile, laquelle décline, gééralement avec l'âge. On a observé que les étoiles, partout dans l'Univers, voient leur rotation ralentir plus rapidement que pronostiqué par la théorie; dès 1967, les savants américains Edmund J. Weber et Leverett Davis, Jr. avaient publié un article qui permettait de penser que les atmosphères stellaires (les couronnes stellaires) étaient en rotation autant que la surface de l'étoile et que, comme l'extrêmité de celles-ci devenaient un vent stellaire radial, les étoiles perdaient de leur vitesse de rotation. La force du champ magnétique dépend aussi du degré de convection dans l'étoile. Par ailleurs, le lithium est habituellement abondant dans les étoiles jeunes mais, avec le temps, la convection le transporte dans les régions internes où il est détruit par les réactions nucléaires. Les étoiles FU Orionis (ou FU Ori) sont des étoiles de la séquence principale qui présentent des changements de 100 fois plus de luminosité ainsi que des changements de classe spectrale. Ces explosions sont dues à des influx abrupts de matière qui tombent du disque protostellaire sur une étoile de type T Tauri, qui sont des étoiles jeunes et de masse faible. On ne connaît que 25 étoiles de ce type. Une étoile "T Tauri" ou, en anglais, "Young Stellar Object" ("objet stellaire jeune"), est une étoile jeune -ces étoiles ont moins de 10 millions d'années et leur luminosité varie- qui commence de se contracter avant de s'installer sur la séquence principale là où se trouve le Soleil. Une étoile T Tauri est le stage observable le plus précoce des étoiles de relativement petite taille: elles n'ont pas encore commencé la fusion de l'hydrogène en hélium comme les étoiles de la séquence principale, mais elles génèrent de la chaleur par contraction. Quand ces étoiles vieillissent et atteignent leur âge mûr, elles perdent de la masse et réduisent en taille, maintenant cet aspect, en tant qu'étoiles de la séquence principale, pendant des milliards d'années

trois astrosphères, ces bulles protectrices autour d'une étoile. site 'Amateur Astronomy'

Par ailleurs, le plus la science avance, le plus la taille supposée des étoiles géantes des débuts de l'Univers rétrécit. Les dernières estimations ne s'expriment plus qu'en termes de dizaines de masses solaires alors qu'auparavant il était question d'un millier ou de centaines. Ces chiffres élevés venaient de ce que l'Univers, à ses débuts, ne consistait qu'en hydrogène et hélium et qu'aucun élement lourd ni poussière n'existaient encore, lesquels refroidissent l'étoile en construction et donc les astronomes pensaient que les premières étoiles devaient avoir accumuler d'énormes masses de gaz pour obtenir un mécanisme équivalent. Aussi pense-t'on aujourd'hui que les premières étoiles ont bien été massives elles n'ont pas été les géantes que l'on croyait: leur croissance, en effet, est atténuée plus tôt que prévu car la matière dans leur environnement s'échauffe jusqu'à 90000°C. Du gaz aussi chaud entre en expansion et échappe à la gravité de l'étoile en formation via deux grands cônes à chaque pôle plutôt que continuer à affluer sur l'étoile, ce qui stoppe la croissance de l'étoile plus tôt que prévu

->Combien de temps durent les amas ouverts?
Les "amas ouverts" semblent une conséquence naturelle de la formation des étoiles. Les amas ouverts se trouvent essentiellement dans les bras des galaxies spirales ou dans les régions les plus denses des galaxies irrégulières, là où la formation d'étoiles se produit encore. Comme les étoiles des amas se sont formées d'un même nuage initial de gaz et de poussière, elles sont donc très semblables l'une à l'autre, ayant le même âge et la même composition chimique. Cependant, chaque étoile a une masse différente et les étoiles les plus massives évoluent beaucoup plus vite que celles à faible masse (elles consommment tout leur hydrogène plus tôt). Des étoiles peuvent être éjectées facilement de l'amas du fait de la gravité d'objets célestes proches. Lorsque les nuages de gaz et de poussière s'effondrent, ils ne donnent généralement pas naissance à une seule étoile mais à plusieurs. Ces étoiles, dans nos cieux, sont vues sous la forme d'"amas ouverts", des rapprochements moyennement serrés d'étoiles (les meilleurs exemples, et bien connus, en sont les Pléiades ou les Hyades). Les étoiles appartiennent à l'amas du fait de leur attraction gravitationnelle mutuelle et aussi du fait du gaz qui se trouvent entre elles mais ces forces ne sont pas suffisantes pour garantir l'amas contre les rencontres avec d'autres amas d'étoiles ou d'autres nuages de gaz et le gaz et la poussière de l'amas même se dissipent. On sait maintenant que ces amas ouverts commencent à se "défaire" sur des durées de 25 millions d'années: d'une part, certaines de leurs étoiles -des étoiles bleues, massives, de type B- ont une durée de vie courte de l'ordre de quelques dizaines millions d'années seulement et, d'autre part, des étoiles plus massives, de type O, ont une durée de vie encore plus courte et elles explosent en supernovae sur des durées de quelques millions d'années seulement. Certains amas peuvent, par ailleurs, durer plusieurs centaines de millions d'années. Les explosions de ces supernovas, de plus, poussent le gaz et la poussière restants de la formation des étoiles de l'amas, amenant l'amas ouvert à ainsi encore perdre de sa masse. La conclusion lointaine de ces évolutions est que les amas ouverts finissent par ne plus exister, sur des durées de l'ordre de 250 millions d'années. C'est le sort, ainsi, par exemple, qui guette les Pléiades. Comme les amas ouverts ne sont reliés que lâchement par la gravité et parce qu'ils perdent constamment de la masse du fait qu'une partie de leur gaz est poussé vers l'extérieur par la radiation de leurs jeunes étoiles, les étoiles peuvent progressivement s'éloigner de leur congénères (et on pense que c'est ce qui est arrivé au Soleil à ses tout débuts). On notera aussi que lorsque qu'un amas ouvert se déplace autour du centre galactique, il est, dans la galaxie, affecté par la gravité des autres amas ou par les grands nuages de gaz près desquels son voyage l'amène. Pendant le processus de la formation d'étoiles, de petits amas peuvent fusionner pour en former de plus grands. Un seul nuage de gaz originel géants peut, ainsi, se fragmenter en parties plus petites et donc créer plusieurs amas d'étoiles. Les étoiles dites "runaway" (littéralement "en fuite": une étoile qui a quitté son emplacement d'origine) sont des étoiles à déplacement propre rapide qui ont été éjectées de leur lieu de naissance du fait d'interactions dynamiques qui sont dues à un processus dit, en anglais, "core collapse" ("effondrement du coeur"): dans un amas stellaire, les étoiles les plus massives sombrent vers le centre de l'amas du fait des interactions avec les étoiles de masse plus faible. Lorsque de nombreuses étoiles massives ont atteint le centre de l'amas, celui-ci devient instable et les étoiles massives s'éjectent l'une l'autre. Le plus l'amas est petit, le plus le core collapse est rapide. Des étoiles runaway peuvent aussi résulter de leur explosion supernova ainsi que d'autres évènements. AE du Cocher, par exemple, était une étoile double avec Mu de la Colombe. Il y a 2,5 millions d'années, on pense que le système double est entré, dans l'amas du Trapèze, en collision avec une autre étoile double ce qui a propulsé chacune des deux étoiles dans des directions opposées (à des vitesses de l'ordre de 100 km/s, soit plus de 320 000 km/s). De nos jours, AE se trouve dans la constellation du Cocher, à des centaines d'années-lumière de son emplacement d'origine, au Nord alors que Mu de la Colombe se trouve au Sud, à une distance équivalente, dans la constellation de la Colombe. Les étoiles nées dans un amas, d'une façon générale, finissent par se disperser dans toute la Galaxie. Ce qui arrive aussi le plus souvent quand un système d'étoiles multiples dans un jeune amas originel s'effondre est que deux des étoiles se rapprochent au point de fusionner ou former un système binaire très serré. Dans les deux cas, l'événement libère suffisamment d'énergie gravitationnelle pour propulser toutes les autres étoiles du système vers l'extérieur. L'épisode énergique produit aussi un flux massif de matériau

vue des étapes de la vie d'une étoile. site 'Amateur Astronomy'

La luminosité d'Eddington -ou limite d'Eddington- (en anglais "Eddington luminosity", "Eddington limit") est la luminosité maximale que peut atteindre une étoile du fait de l'équilibre qui existe entre la radiation qui s'exerce vers l'extérieur et la force graviationnelle -qui s'exerce vers l'intérieur. Pour l'essentiel, toute étoile passe d'une jeunesse où son énergie se fonde sur un coeur qui brûle de l'hydrogène par fusion à une vieillesse où le coeur brûle par fusion de l'hélium. Pendant un stage intermédiaire, des enveloppes où de brûle par fusion de l'hydrogène atteignent une taille considérable, à savoir celle d'une "géante rouge". En termes d'observation par les astronomes professionnels, on ne peut distingueur une étoile qui brûle de l'hydrogène d'une étoile qui brûle de l'hélium simplement en observant leurs propriétés de surface; mais leurs intérieurs sont fondamentalement différents. Les géantes rouges ont presque totalement épuisé leurs réserves d'hydrogène ce qui entraîne l'expansion de l'enveloppe. Elles peuvent tirer leur énergie, par exemple, d'une enveloppe d'hélium entourant un coeur carbone-oxygène, lequel s'accompagne parfois d'une enveloppe d'hydrogène plus proche de la surface de l'étoile. La sismologie stellaire ("asteroseismology" en anglais) permet de déternminer l'âge des étoiles: les modifications de luminosité en surface sont le résultat de mouvements turbulents à l'intérieur qui résultent en des "tremblements d'étoiles" permanents via des ondes sonores qui réverbèrent sur le coeur et la surface. Quand on a affaire à un coeur d'hélium, par exemple, ces ondes interagissent avec d'autres ondes de l'intérieur de l'étoile. En mesurant de très subtiles caractéristiques dans la variation de luminosité, les astronomes peuvent alors comprendre qu'une étoile ne possède plus d'hydrogène en son centre mais qu'elle brûle de l'hélium -et sont donc dans une phase tardive de leur vie. Ainsi, l'âge des étoiles n'est pas toujours évident à déterminer à partir de leur surface car, pendant certaines phases de leur vie, leur taille et leur luminosité sont remarquablement constantes alors que des transformations profondes ont lieu en leur sein. Quand une étoile a épuisé l'hydrogène de son coeur, elle n'est plus composée que d'un noyau central d'hélium. Comme la fusion de l'hélium nécessite beaucoup plus de pression et de beaucoup plus hautes températures, l'étoile devient instable et, finalement, ce noyau se contracte jusqu'à ce que l'hydrogène restant autour de ce coeur d'hélium entre, dans une enveloppe, dans une phase de fusion nucléaire. Ce processus fait que la région extérieure de l'étoile entre en expansion. A la fin de leur vie, les géantes rouges commencent alors à brûler l'hélium du coeur. L'étoile devient une géante rouge (certaines deviennent des supergéantes; les géantes rouge sont appelées "étoiles de la branche géantes asymptotiques" (en anglais "asymptotic giant branch stars"), ou AGB; une étoile-compagnon peut orbiter au sein du matériau émis par la géante, ce qui donne une structure en spirale à ce dernier). Les étoiles de la branche des géantes asymptotiques est un regroupement d'étoiles sur le diagramme Hertzsprung-Russell qui est à peu près asymptote à la branche des géantes; il s'agit d'étoiles carbonées (en anglais, des "carbon stars"), un stade tardif de l'évolution des étoiles géantes, avec de l'hydrogène et de l'hélium qui fusionnent dans une enveloppe entourant un noyau où ces deux éléments ne fusionnent plus. Avec, dans l'enveloppe, leur variété d'éléments chimiques fondés sur le carbone et d'autres éléments, elles aident à recycler la matière et contribuent jusqu'à 70% de la poussière qu'on trouve entre les étoiles. L'étoile quitte alors la séquence principale du diagramme d'Herzsprung-Russell et rejoint le groupe des géantes rouges. Pour ce qui est de la suite, l'étoile va continuer de brûler les éléments qui la composent, mais tout dépend de sa masse: les étoiles d'une masse beaucoup plus importante que celle du Soleil vont brûler l'hydrogène, puis l'hélium, le carbone, l'oxygène, le néon et le silicium; les étoiles d'une masse plus importante que le Soleil vont s'arrêter au carbone ou éventuellement aller jusqu'au silicium; les étoiles d'une masse équivalente au Soleil vont s'arrêter à l'hélium. Les étoiles d'une masse plus faible que le Soleil ne brûlent que l'hydrogène et éventuellement l'hélium. Les étoiles d'une masse beaucoup plus faible que le Soleil ne deviennent pas des géantes rouges (voir plus bas). Le phénomène d'une étoile qui fusionne de l'hydrogène et de l'hélium en des éléments plus lourds se fait par un processus dit, en anglais, "nucleosynthesis" ("nucléosynthèse"). L'énergie produite par la fusion d'éléments de plus en plus lourds équilibre l'étoile par rapport à la gravité et les réactions continuent jusqu'au fer; alors, toute nucléosynthèse ultérieure consommerait plus d'énergie qu'elle n'en produirait. Jusqu'au fer, les étoiles produisent les éléments par leurs réactions nucléaires qui libèrent de l'énergie alors que pour les suivants (l'or par exemple) elles ont besoin d'un apport d'énergie. L'or, de plus, d'une façon générale, provient de la fusion de deux étoiles à neutrons via un processus dit, en anglais, "s process" qui a lieu lors des dernières étapes de la vie des étoiles AGB (d'une masse inférieure à 10 masses solaires) et qui produire des élements jusqu'au polonium. Un "r process" produit aussi des éléments plus lourds que le fer dans les supernovas et ces mêmes fusions d'étoiles à neutrons. Une étoile va passer 10 à 25% de son temps en tant que géante rouge qui brûle de l'hélium. Une telle étoile -et ce sera aussi le destin de notre Soleil- va enfler démesurément de volume jusqu'à inclure les orbites de ses planètes. Les planètes intérieures seront détruites et les planètes supérieures, telles Jupiter ou Saturne, dans le système solaire, verront leurs orbites freinées par l'interaction avec l'enveloppe de l'étoile; elles survivront donc mais sur des orbites beaucoup plus proches de l'étoile. Au-delà du stade de l'hélium, l'étoile continue d'évoluer; elle n'est plus une géante rouge. Une géante rouge émet de grandes quantités de gaz dans son environnement selon un processus semblable à celui d'un réfrigérateur. Pendant qu'elle est géante rouge en effet, l'étoile se refroidit et son cœur se contracte à nouveau, ce qui déclenche une chaleur de millions de degrés, amenant une fusion, cette fois, de l'hélium (on appelle cela "la combustion centrale de l'hélium", "core helium burning"). Une telle activité peut déclencher une énorme quantité d'activité dans les rayons X dans la couronne de l'étoile. C'est à partir de ce moment-là que l'étoile cesse d'être une géante rouge. Elle se concentre et sa température de surface décroît. L'étoile peut passer à la combustion des éléments suivants. La phase géante rouge peut s'accompagner d'un disque de poussière et de jets polaires, ce qui laisse penser à une forme d'interaction catastrophique soit avec une étoile proche, soit avec une planète géante. Cet enveloppement dans les couches extérieures de la géante rouge d'objets variables, de plus, accélère la rotation de celle-ci; ce qui, alors, par interaction avec le disque ou procédé magnéto- accroît le champ magnétique de l'étoile, déclenche des flares. Du fait de l'extension des couches, la gravité de surface d'une géante rouge est faible. L'atmosphère des étoiles vieillissantes, par ailleurs, ne contient que peu de lithium. Les étoiles vieillissantes qui consument de l'hélium (en anglais "helium-burning stars") une fois qu'elles ont épuisé l'hydrogène ont généralement une couleur bleu. Le disque de poussière que l'on peut, ainsi, rencontrer lors d'une phase géante rouge, peut aussi déclencher une formation de planètes de seconde génération

->Naines blanches
Une naine blanche est un objet dense. Une cuillère d'une telle étoile pèserait 10 tonnes sur Terre... Les naines blanches étant très denses, elles ont une plus forte densité et peuvent produire plus de rayons X de haute énergie que les étoiles ordinaires. Les naines blanches se refroidissent sur des milliards d'années et atteignent un densité de 107g/cc3 et les ions de carbone et d'oxygène cristallisent. Le diamètre d'une naine blanche se détermine par sa masse (selon une théorie énoncée en 1935 par l'astronome américain d'origine indienne Subrahmanyan Chandrasekhar). Les coeurs brillants des naines blanches sont exposés et sont lumineux en grandes proportions dans l'ultraviolet. On pense que les naines blanches ont des surfaces chimiquement pures, qui ne sont couvertes que d'éléments légers (hélium, hydrogène); certaines naines voient leurs couches extérieures polluées par des traces d'éléments plus lourds (ainsi le calcium, silicium, magnésium, fer), signe que des astéroïdes ou de peties planètes ont été gravitationnellement détruits par l'étoile (il s'agissait de restes de systèmes solaires qui existaient avant que l'étoile ne devienne géante route). Pendant le processus qui les forme, les naines blanches stockent de la chaleur et le ré-émettent lentement; les naines blanches, avec le temps, deviennent plus froides et moins lumineuses car elles n'ont aucune source nucléaire d'énergie. Les formes des nébuleuses planétaires sont très variées -quoique symétriques, d'ailleurs. Cela pourrait être dû au fait que l'étoile mourante était une étoile double, ou qu'elle avait, en rotation autour d'elle, des exoplanètes et/ou des naines brunes voire une grande quantité de poussière. Des formes irrégulières peuvent aussi résulter d'évènements divers qui perturbent la symétrie. Dans le cas d'une étoile double -ce qui est le cas de la moitié des nébuleuses planétaires- les premièes enveloppes de gaz et de poussière expulsées par le processus se stabilisent, sous forme d'un disque, autour des deux étoiles. La matière restante, lorsque l'étoile s'effondre d'une géante rouge en la naine blanche, s'étend de part et d'autre du disque, étant ainsi sculptée par lui. La nébuleuse du Boomerang est l'objet le plus froid de l'Univers, ce qui pourrait être dû au fait qu'une étoile compagnon de petite taille a plongé au coeur d'une géante rouge et éjecté la majeure partie de la matière de cette dernière en un flux de gaz et de poussière ultra-froid. Si des exoplanètes ou des naines brunes sont présentes, il se pourrait que lors des premiers stades d'expulsion des enveloppes de l'étoile, ces corps, orbitant au sein de celles-ci, y créent des ondes de choc, qui, s'éloignant en spiralant, donnent aux nébuleuses leurs formes complexes (certaines nébuleuses planétaires voient même du matériau être expulsé en vague de leur pôle). Les nébuleuses planétaires sont éclairées par la lumière ultra-violette qu'émet la naine blanche. Une naine blanche est à peu près de la taille de la Terre. Les naines blanches connaissent quelquefois un regain d'activité quand l'hydrogène de leur enveloppe extérieure est amené, par la convection de chaleur, au contact de l'enveloppe d'hélium qui entoure le cœur où se trouvent le carbone, l'oxygène et les autres éléments lourds. Cela déclenche un "flash" d'activité de fusion qui, normalement, ne dure que quelques années. La naine blanche se remet à chauffer et à ioniser les gaz qui l'entourent. Elle expulse de larges quantités de carbone provenant du cœur ainsi que du gaz et de la poussière, fournissant ainsi du matériel supplémentaire aux futures régions où vont se former de nouvelles étoiles. La "limite de Chandrasekhar" est la plus grande masse qu'une naine blanche peut atteindre sans s'effondrer gravitationnellement sous son propre poids (elle vaut 1,4 fois la masse du Soleil). 25 à 50 pour cent de naines blanches sont frappées par des débris venant des astéroïdes ou des comètes-like, preuve que ces exo-éléments d'un système planétaire survivraient à une phase de géante rouge. Des planètes survivent vraisemblablement aussi. Une naine blanche finit, par un refroidissement continuel, par devenir une "naine noire". Une naine blanche peut aussi voir son matériau cannibalisé ou dispersé par une étoile compagnon; dans ce cas, la perte de masse fait que la naine blanche devient un objet de taille planétaire, soit une planète d'hélium soit de diamant

différents nébuleuses planétaires vues à la fois dans les rayons X et le visible. site 'Amateur Astronomy' sur la base d'images: dans les rayons X: NASA/CXC/RIT/J.Kastner et al., dans le visible: NASA/STScI

L'étoile, finalement, arrive à la fin de sa vie. Cette fin dépend, comme on l'a entr'aperçu, de la masse de l'étoile. Les radio-sources intenses dites "masers" sont associées aux étoiles anciennes; il y a maser quand les molécules de certains gaz sont accélérés et émettent une grande quantité de radiation sur une gamme limité de fréquences, ce qui donne une radio-source puissante, l'équivalent micro-ondes d'un laser. Les naines brunes, pour ce qui est de leur évolution, se refroidissent et s'effacent; les naines rouges, elles, vivent pendant tout le temps qu'elles tranforment leur hydrogène en hélium puis elles deviennent des naines blanches. Les étoiles dont la masse initiale est de moins 8 fois la masse solaire (et les étoiles de masse faible en général), meurent lorsqu'elles arrêtent de brûler leur hélium. Elle éjectent alors une enveloppe d'hydrogène. Ce sont les fameuses nébuleuses planétaires, lesquelles durent de 10 000 à 50 000 ans, la nébuleuse disparaissant progressivement sur la durée. Alors que l'enveloppe de gaz est formée, le coeur de l'étoile, dans le même temps, se réduit en taille et devient plus chaud, émettant de l'ultraviolet, qui fait que le gaz expulsé luit. Une fois que suffisamment de matériau est éjecté, le coeur de l'étoile s'expose et sa radiation ultraviolette ionise le gaz environnant à des degrés divers, le faisant ainsi s'illuminer dans diverses couleurs. Une fois que l'étoile centrale se refroidit et se réduit en taille, devenant une naine blanche, sa lumière faiblit de façon spectaculaire et cesse de ioniser le gaz; la nébuleuse planétaire finit alors par s'éteindre. Après avoir transformé de l'hydrogène en hélium pendant des milliards d'années, l'étoile commence de manquer de carburant. Puis elle enfle de taille et devient une géante rouge. Pendant la période combustion de l'hydrogène en hélium, la pression thermique vers l'extérieure de la fusion nucléaire est équilibrée par la pression vers l'intérieur de la gravité. Comme l'hélium est plus lourd que l'hydrogène, il tend à sombrer au centre de l'étoile; ainsi, la phase de géante rouge est générée par la poursuite de la combustion de l'hydrogène autour de cet hélium inerte centrale. La couleur rouge provient de ce que les couches externes se refroidissent en entrant en expansion. Pendant sa phase de géante rouge, l'étoile expulse ses couches gazeuses extérieures et commence de s'effondrer du fait que les réactions de fusion nucléaires commencent de disparaître. Un sursaut de lumière ultraviolette de l'étoile mourante énergise le gaz et le rend lumineux. Les couches extérieures de l'étoiles sont expulsées et sont ionisées par la lumière ultraviolette émise par le coeur de l'étoile, ce qui forme la nébuleuse. Les jets de gaz peuvent être soufflés de l'étoile à différentes vitesses, ce qui peut aussi expliquer la forme d'une nébuleuse planétaire. Il se passe quelque chose comme quelques milliers d'années entre le moment où une géante rouge expulse ses couches de matériaux et où elle devient nébuleuse planétaire. Pendant le processus d'expulsion, l'étoile devient une "géante rouge". Une phase intermédiaire est celle de sous-géante au cours de laquelle les planètes, les astéroïdes et les comètes survivent, pense-t'on. Un processus peut faire que certaines géantes rouges éjectent une grande quantité de leurs couches extérieures, exposant leur coeur chaud et bleu, lequel brille dans l'ultraviolet. Le scénario le plus probable est que ces étoiles sont riches en éléments lourds, ce qui rend plus efficace la radiation de l'étoile en termes de poussée sur le gaz entremêlé de ceux-ci; une autre explication, aussi, est que ces étoiles bleues se trouvent dans des systèmes doubles et ont perdu leurs maétériaux au profit de l'étoile-compagnon. De telles étoiles ont été observées près du centre de la galaxie d'Andromède. Les éruptions de poussière qui proviennent d'une géante route ont probablement lieu tous les 10000 à 50000 ans et ne doivent durer que moins que quelques centaines d'années chacune. Ce processus s'appelle, en anglais "thermal pulse" ("poussée thermique") et fait que les couches de gaz expulsées de l'étoile se mélangent (il s'agit d'une cause essentielle de la formation d'éléments lourds). Une étoile compagnon à la géante rouge peut quelquefois faire que les couches de gaz prennent une forme de spirale. On a là l'un des moyens principaux par lesquels la poussière est recyclée dans l'Universe et fournit aussi des éléments pour les étoiles à venir. Les couches éjectées de gaz se refroidissent et le froid de l'espace transforme le gaz en minuscules particules de poussière. L'éjection de matière est inégale à fois en direction et dans le temps ce qui résulte en des structures complexes au sein de la nébuleuse planétaire. Dans le cas d'un système double, la géante rousse finit par englober les deux étoiles dans une énorme enveloppe gazeuse; lorsque ce nuage se disperse, les deux étoiles -dont l'une qui est devenue une naine blanche- se rapprochent en un système serré qu'on appelle des "binaires d'après enveloppe commune" (en anglais "post-common-envelope binary"). Une période courte mais spectaculaire par laquelle une étoile passe lorsqu'elle finit par manquer de carburant, est dite "phase de nébuleuse pré-planétaire" ou "de nébuleuse proto-planétaire". Le stade pré-planétaire a lieu lorsque les restes à haute température de l'étoile mourante illumine brièvement le matériau qui a été expulsé avant de se transformer en nébuleuse planétaire. Avant ce stade, l'étoile éjecte du matériau tous les siècles; en quelques milliers d'années le gaz chaud du centre de la pré-nébuleuse s'échauffe, ionise le gaz et c'est que ce qui devient, en devenant lumineux, la nébuleuse planétaire terminale, les vents stellaires sculptant la forme de celle-ci. Les brillantes couleurs des nébuleuses planétaires proviennent des différents gaz qui y sont contenus (le processus est le même que celui des lampes à néons). Des jets peuvent se former venant de l'étoile mais une telle caractéristique viendrait plutôt de systèmes binaires. Des éruptions périodiques de matériau, qui ont habituellement lieu tous les quelques centaines d'années, forment une structure en couche qui entoure un cocon central. Les nébuleuses planétaires constituent l'une des sources principales de la dispersion des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium et contribuent à ce que d'autres étoiles se forment. Une nébuleuse planétaire dure habituellement quelques dizaines de milliers d'années et, en quelques milliers d'années de plus, la gaz se disperse lentement. La présence de la lumière verte de l'oxygène doublement ionisé est un indicateur d'une nébuleuse planétaire. Le coeur stellaire chaud qui reste, lui, se refroidit sur des milliards d'années et se transforme en une "naine blanche". L'étoile passe donc dans ce groupe du diagramme. Les restes de l'étoile se condensent et la température de surface atteint de 50 000 à 100 000° K, rayonnant des photons ultraviolets qui sont absorbés par la nébuleuse planétaire, qui en excite les atomes et la rendent donc lumineuse. L'expansion de l'enveloppe est un évènement lent généré par le vent stellaire et des pulsations de l'étoile. Le matériau qu'expulse l'étoile brille dans différentes couleurs fonction de ce qu'il est, de sa densité et d'à quelle distance il se trouve de l'étoile: les éléments bleus proviennent de l'hélium, le bleu-vert de l'oxygène et le rouge de l'azote et de l'hydrogène. Quand la lumière ultraviolette de la naine blanche atteint l'enveloppe en expansion, elle donne naissance aux structures complexes de la nébuleuse planétaire. On s'est rendu compte, récemment, que les naines blanches sont souvent des étoiles doubles; un vent stellaire rapide provenant du coeur chaud rencontre dans le gaz éjecté, le repousse et crée, ainsi, la structure en forme d'enveloppe filamenteuse. L'existence, au départ, d'une étoile double peut expliquer la forme dissymétrique de certaines nébuleuses planétaires. Ces ondes de chocs se produisent vraisemblablement alors que la nébuleuse a moins de 5000 ans. Certaines parties de la nébuleuse peuvent être compressées par des vents solaires qui atteignent jusqu'à 3,6 millions de km/h (2 millions mph)! Le télescope spatial dans l'infra-rouge Spitzer, de la NASA, a trouvé, en 2007, que le stade de géante rouge d'une étoiles non seulement détruit une partie de ses planètes mais les objets restant, plus loin -tels les comètes, les astéroïdes ou les objets de la Kuiper Belt- ont leurs orbites perturbées, les amenant à entrer en collision entre eux et à générer des poussières dans la nébuleuse planétaire. 99% des étoiles passent par le stade de géantes rouges et finissent leur vie comme naines blanches! Il se pourrait qu'une forme de mystère entoure les naines blanches: des études ont montré que des naines blanches jeunes (celles qui, par rapport aux naines blanches âgées, sont plus chaudes et donc plus bleues et plus brillantes) se trouvent, dans des amas, dans les parties extérieures de ceux-ci alors que, du fait qu'elles naissent d'étoiles massives localisées au centre des amas, elles devraient également s'y trouver. Un exemple typique de nébuleuse planétaire est la fameuse nébuleuse annulaire de la Lyre, un objet bien connu des astronomes amateurs. Le gaz y a été expulsé par l'étoile il y a 4000 ans. Les anneaux se sont formés lorsque du gaz se déplaçant rapidement a heurté du matériau se déplaçant plus lentement. Des noeuds denses, sombres, enchâssés à l'intérieur de l'anneau, se sont formés quand le gaz chaud en expansion a heurté le gaz froid expulsé précédemment par l'étoile mourante, les noeuds en étant plus résistants à l'érosion, un phénomène qu'on retrouve dans d'autres nébuleuses planétaires. La nébuleuse annulaire de la Lyre va continuer son expansion pendant encore 10000 ans puis elle faiblira en luminosité, se fondant dans le milieu interstellaire. Comme notre Soleil, qui connaîtra un sort semblable, est plus petit que l'étoile qui a donné naissance à la nébuleuse de la Lyre, la naine blanche résultante ne deviendra assez chaude qu'une fois le gaz expulsé s'étant éloigné à une plus grande distance. "Notre" nébuleuse planétaire, ainsi, sera plus faible, car de plus grandes dimensions. Le nom de nébuleuse planétaire a été donné à ces objets car, pour les premiers observateurs aux instruments, ils présentaient un aspect diffus de planète. La naine blanche la plus chaude observée a une température de 200 000°.C (400 000°.F) et elle semble avoir eu une activité épisodique, ce qui a produit une nébuleuse planétaire de forme irrégulière. Une cuiller de matériau d'une naine blanche pèse 15 tonnes alors, qu'après 22000 ans d'expansion, une nébuleuse planétaire s'étend sur 5 années-lumière. La radiation ultra-violet de la naine blanche éclaire la nébuleuse de l'intérieur. Les nébuleuses planétaires ont le plus souvent une forme ronde. Un épais anneau de poussière peut exister autour de l'étoile ou deux jets polaires. Les conditions du moment où l'étoile a expulsé ses couches peuvent amener des formes particulières des nébuleuses planétaires. Un bon exemple en est la "nébuleuse du Sablier" avec ses deux flux hémisphériques de part et d'autre de l'étoile. Pour ce qui est de certaines nébuleuses, quelque chose peut bloquer l'expansion uniforme de l'atmosphère de l'étoile; ainsi, par exemple, un disque épais de poussière qui entoure l'étoile canalise le flux en deux cônes. Des réactions nucléaires instables dans l'étoile en fin de vie peuvent créer des cavités multiples dans la nébuleuse. Une nébuleuse planétaire peut aussi résulter d'un système double, par exemple: l'une des deux étoiles enfle au point d'englober l'autre; cette plus petite étoile continue d'y orbiter, accroissant la rotation de la plus grande. La rotation devient telle qu'une grande partie de l'enveloppe gazeuse s'échappe dans l'espace. Du fait de la force centrifuge, l'essentiel du gaz s'étend le long de l'équateur des étoiles et produit un anneau dans lequel peuvent se trouver des amas de gaz plus denses. Les deux étoiles restantes gravitent alors très rapidement l'une autour de l'autre (une orbite ne durant que moins d'un jour). Le processus qui implique l'étoile double peut faire aussi, qu'à un moment l'une des deux étoiles attire du matériau de l'autre, ce qui forme un disque d'accrétion et entraîne un mouvement de précession. Une géante rouge mourante peut aussi périodiquement éjecter des bulles de gaz super-chaudes pendant de longues périodes, ce qui est probablement dû à l'interaction avec une étoile compagnon. La période et l'éjection se produisent à partir d'un disque de matériau qui se forme autour de la géante lorsque l'étoile compagnon passe à intervalle dans l'atmosphère de la première. Ce processus pourrait expliquer la naissance des nébuleuses planétaires et ces bulles de gaz expliqueraient les structures des nébuleuses. Une émission laser dans une nébuleuse planétaire peut suggérer la présence d'un système double au centre (à savoir: la coïncidence veut que l'astronome Donald Menzel qui observa le premier la nébuleuse de la Fourmi dans les années 1920 -nébuleuse où on a observé ce phénomène- est aussi l'un des premiers à avoir décrit le processus d'un laser soit l'amplification de la lumière par une émission radiative stimulée et il avait ajouté qu'on pouvait en trouver au sein de nébuleuses gazeuses...) Pour qu'un telle émission laser ait lieu, il faut que du gaz très dense se trouve près de l'étoile au centre de la nébuleuse planétaire, ce qui est théoriquement impossible puisque l'étoile est entourée d'un vide puisque l'essentiel du matériau est éjecté vers l'extérieur et que tout gaz restant retomberait sur l'étoile; l'explication, alors, est vraisemblablement que ce gaz s'organise en un disque lequel peut laisser penser que l'étoile est un système binaire. D'une façon générale, une série d'amas de matière peut être présent au centre d'une nébuleuse planétaire alors que des rayons radiaux s'étendent bien au-delà. Les astronomes pensent que cela correspond à des molécules d'hydrogène mélangées avec un peu d'éléments lourds. Bien que fractionné par la lumière ultraviolette de la naine blanche, l'essentiel de ce matériau moléculaire survit intact et peut retourner se mélanger aux nuages de gaz interstellaire, participant aux générations suivantes d'étoiles. Une étude de 2012 a montré qu'une étoile en voie de devenir une nébuleuse planétaire est revenue brièvement à la vie 12500 ans après avoir expulsé son enveloppe de gaz. Elle a alors, en un seul évènement violent expulsé des noeuds d'hélium et de matériau riche en carbone. Pendant cette épisode de renaissance, l'enveloppe extérieure est entrée en expansion pendant peu de temps mais, en l'espace de 20 ans, elle s'est de nouveau très rapidement contractée. L'étoile centrale, d'une façon générale, a vocation à devenir une très faible naine blanche et se refroidir lentement sur de nombreux milliards d'années. Comme on l'a observé autour de naines blanches, la mort du Soleil pourrait amener la destruction de la ceinture des astéroïdes et des débris d'astéroïdes viendraient brûler sur la naine blanche que notre Soleil serait devenu. La mort d'une étoile en nébuleuse planétaire, se situe, dans le diagramme d'Hertsprung-Russell sur ce qu'on appelle, en anglais, la "asymptotic giant branch" ou "AGB" ("branche des géantes asymptotiques"). Une étude de 2013 a montré que certaines étoiles ne suivent pas cette évolution à la fin de leur vie, le sodium trouvé dans ces étoiles étant un fort prédicteur de ce fait. Ces étoiles, qui passent l'étape AGB, évoluent directement en naines blanches à hélium puis se refroidissent graduellement pendant plusieurs millions d'années. Lorsque le Soleil se transformera en naine blanche, le réaménagement de la gravitation entre l'étoile et Jupiter déstabilisera la ceinture des astéroïdes; les astéroïdes qui s'approcheront trop près de la naine blanche seront détruits et leurs débris pourraient se stabiliser sur un anneau entourant le défunt Soleil. Une partie du matériau de l'anneau pourrait même finir par tomber sur la naine blanche. Les éléments d'une nébuleuse peuvent provenir de l'étoile d'origine voire du nuage même dont l'étoile est née

Les étoiles qui ont une masse importante (entre 8 et 50 masses solaires) et une température 40 fois celle du Soleil, elles -mais elles sont donc peu nombreuses- vont brûler leurs éléments un à un et dans des séquences de plus en plus rapides: l'hélium est brûlé en 500 000 ans, le carbone en 600 ans, le néon en 1 an (!). Et, finalement, ces étoiles s'effondrent sur elles-mêmes. Leur cœur s'effondre en deux-dixièmes de seconde et elles explosent en les fameuses supernovas. Près de 30% des étoiles les plus massives -vers 25 fois la masse du Soleil- pourraient ne pas exploser en supernovas et devenir des trous noirs sans plus de formalité. Les éléments lourds qu'on trouve dans les restes d'une supernova ont été forgés à l'intérieur de l'étoile avant qu'elle n'atteigne le stade supernova puis au cours de l'explosion supernova. En outre, un reste de supernova fabrique d'énormes quantités de poussière nouvelle à partir des éléments qui proviennent de l'étoile progénitrice. On pense qu'une supernova a lieu tous les 50 ans en moyenne dans la Galaxie. De nombreux détails concernant ce qui mène, dans l'étoile, à l'explosion supernova aussi bien que comment l'explosion se déroule restent un mystère. La métallicité d'une étoile contrôle la force de son vent stellaire, ce qui, de plus, dans le cas d'une supernova, détermine quelle fraction de son atmosphère d'hydrogène elle garde avant l'effondrement; le plus l'étoile est grande, le plus l'enveloppe de son hydrogène met longtemps à tomber sur le trou noir en formation. Les couches de l'étoile sont violemment expulsées vers l'extérieur. L'étoile devient une étoile à neutron d'une très forte densité (2 à 3 fois la masse solaire dans un diamètre inférieur à 20 km; 1 cm3 de matière pèse autant que l'Everest; une cuiller de matériau d'une étoile à neutrons pèserait 4 milliards de tonnes) ou même un pulsar (une étoile à neutron qui tourne très rapidement -de l'ordre de 300 fois par seconde- en émettant des éclats de radiation radio de haute intensité en provenance de ses pôles) voire un "magnétar". Un magnétar et une étoile à neutronw à très fort champ magnétique et émettant dans les rayons-X; ces étoiles ont été découvertes par la mission de la NASA, le Rossi X-ray Timing Explorer ou RXTE, qui a travaillé entre 1996 et 2012. Les champs magnétiques des pulsars peuvent être des milliards de milliards de fois plus puissants que la magnétosphère de la Terrre; ceux d'un magnétar sont encore mille fois plus forts... On ne connaît pas les détails de comment ces champs sont créés. Sur 2600 étoiles à neutrons, seules 29 sont des magnétars. La rotation rapide des magnétars peut générer un flux qu'on appelle un vent de pulsar (en anglais "pulsar wind") qui donne naissance à des particules à forte vitesse, lesquelles finissent par former une "nébuleuse de vent" ("wind nebula"). Cette nébuleuse peut être peu à peu circonscrite autour du magnétaire. La nébuleuse de vent la plus connue et la nébuleuse du Crabe (elle est à 6500 années-lumière, dans la constellation du Taureau) mais elle existe autour d'une simple étoile à neutrons. Si un pulsar utilise son énergie rotationnelle pour produire de la lumière et accélérer son vent de pulsar, le flux d'un magnétar est alimenté par l'énergie stockée dans son champ magnétique ultra-puissant. Lorsque ce champ se reconfigure brusquement en passant dans un état d'énergie plus faible, cette énergie est relâchée soudainement dans une explosion de rayons X et de rayons gamma. Une nébuleuse de vent, d'une façon générale, stocke ces flux énergétiques tout au long de la vie active de l'étoile. Avec le temps, les pulsars ralentissent leur rotation, passant de 100 révolutions par seconde à une seule. Un champ magnétique inhabituellement fort peut ralentir la rotation de certains pulsars. On trouve les pulsars par leurs émissions radio mais les rayons gamma peuvent être également un signal

cliquez vers une vue d'une explosion de supernova

->Les tout premiers moments de l'explosion d'une supernova!
Lorsque l'étoile mourante arrive à l'épuisement complet du "carburant" qu'elle peut brûler, elle s'effondre sur elle-même en deux-dixièmes de seconde. Dans cet infime espace de temps, une partie de la matière est volatilisé et éjectée sur des centaines d'années-lumière. Une autre partie des couches de l'étoile s'effondre en direction du centre où commence la formation rapide de l'étoile à neutrons. L'explosion supernova libère une forte émission de rayons gamma. Cette formation de la supernova génère un phénomène de "rebond", sous la forme d'une violente et immensément puissante onde de choc, de très courte durée, formée de radiation ultra-violette et rayons-X. Cette onde de choc repart en sens inverse, volatilise ce qui reste des couches proches de l'étoile puis, en un temps qui peut, par exemple atteindre jusqu'à 160 ans, finit par atteindre les premières couches expulsées, dont elle active les particules de sa radiation, les illuminant dans l'infra-rouge. L'étoile à neutron qui se trouve au coeur d'un reste de supernova continue d'être une puissante dynamo qui génère un champ magnétique puissant lequel, à son tour, produits des ondes
Vu de la Terre, une supernova se détecte donc déjà par le choc dans l'ultra-violet et les rayons-X avant même que l'on voit apparaître les longueurs d'onde visibles. Au début de l'évolution vers une supernova, l'étoile -ainsi Bételgeuse- peut se transformer en une supergéante, d'un diamètre mille fois celui du Soleil et expulser une partie significative de ses couches extérieures. Une série d'arc brisés, poussiéreux se trouvent autour de l'étoile et en avant de la direction de son mouvement propre; ce sont des arcs faits de ce matériau expulsé, qui témoigne d'épisodes turbulents de perte de masse. Même une telle étoile est entourée d'une héliosphère et un front de choc est créé par le vent stellaire qui vient heurter le milieu interstellaire environnant

Ces très petites étoiles se trouvent au milieu des couches de gaz et d'éléments en expansion. Certaines étoiles à neutrons ont été observées se déplaçant à des vitesses énormes, par exemple plus de 3 millions de km/h; cela est probablement dû au fait que l'explosion supernova a propulsé le centre restant au cours de l'explosion. Un exemple typique de supernova est la fameuse nébuleuse du Crabe (M1). Elle a un diamètre de 6 années-lumière. L'intérieur de la nébuleuse est dominé par 4 structures de hautes énergies: un jet qui émet des rayonx X, un flux de particules qui se déplacent à quasi la vitesse de la lumière (appelé "vent pulsar"), un disque avec particules accumulés où le vent se termine et un front de choc où le vent ralentit brusquement. Ce milieu est gouverné par le champ magnétique du pulsar, que l'on pense avoir une organisation assez précaire. Une théorie pense que, près de l'onde de choc de la supernova en expansion, à l'avant du SNR, les champs magnétiques deviennent très compliqués et les mouvements des particules -des protons essentiellement- très mouvementés: les particules à haute énergie, hautement électrifiées, vont et viennent à travers l'onde de choc de façon répétitive, acquérant de l'énergie à chaque passage. A la fin, cela laisse un réseau compliqué de zones vides et de "murs" denses, qui correspondent aux régions faibles et fortes des champs magnétiques. Il y a émissions de rayons X qui proviennent de particules piégées et qui spiralent autour des lignes du champ magnétique. Certains pulsars n'émettent que des rayons gamma. Les magnétars, occasionnellement, produisent des explosions, ou "pulsations", à haute énergie ainsi que des modifications dans leur rotation. La croûte solide d'un magnétar est liée au champ magnétique intense et la perturbation de l'une affecte immédiatement l'autre et réciproquement (une fracture de la croûte amène une réorganisation du champ et une réorganisation du champ peut apporter une rupture de la croûte). Les étoiles à neutrons, d'une façon générale, possèdent une croûte d'électrons et d'ions; leur intérieur contient des bizarreries physique, ainsi un super-fluide neutronique, qui est un état bizarre de la matière, sans friction. La surface des étoiles à neutrons accélère des courants de particules à haute énergie dans le champ magnétique de l'étoile. Ces flux prennent de l'énergie à la croûte, laquelle ralentit dans sa rotation; mais l'intérieur continue à la même vitesse et la croûte se fracture sous la différence. Il y a explosion dans les rayons X et l'étoile, finalement, est accélérée à la vitesse de l'intérieur (mais un autre processus peut amener un ralentissement soudain de la rotation). Avec le temps, la rotation sur lui-même d'un pulsar passe de 100 révolutions par seconde à une, l'énergie de l'étoile passant alors dans la production de rayons-X par le biais du champ magnétique; des champs magnétiques inhabituellement forts pourraient ralentir la rotation de certains pulsars. Ensuite, l'activité du pulsar cesse et il devient donc inobservable. Les pulsars, lorsqu'ils ne sont pas associés à une autre étoile au sein d'un système binaire, ont un mouvement propre de 700 000 km/h. Sur les pulsars, les pôles magnétiques sont spécialement lumineux. Le pulsar du centre de la nébuleuse du Crabe tourne sur lui-même 30 fois par seconde; il semble, depuis 2009, émettre des superflares dans les rayons gamma à des énergies de l'ordre de 100 millions d'électrons-volts soit des centaines de fois plus forts que les variations de la nébuleuse dans les rayons X. Les astronomes pensent que ces flares ont lieu lorsque que le champ magnétique intense, près du pulsar, subit une ré-organisation brusque. Cela peut accélérer des électrons à des vitesses proches de celle de la lumière, lesquels, en interagissant avec le champ magnétique, émettent des rayons gamma. Les flares de la nébuleuse du Crabe sont donc les électrons associés à une source cosmique les plus énergétiques jamais observés; la région de l'émission pourrait être de la taille du système solaire et se situer à moins d'1/3 d'une année-lumière du pulsar. Les émissions à haute énergie de la nébuleuse, d'une façon générale, sont le résultat de processus physiques qui puisent dans la rotation rapide du pulsar

->Les étoiles à neutrons, les pulsars en détail et d'autres données encore!
Les étoiles à neutrons sont les coeurs en rotation rapide et sont ce qui reste d'étoiles massives qui ont subi une explosion supernova; elles sont fortement magnétisées. Il y a étoile à neutrons lorsqu'une étoile massive manque de carburant stellaire et s'effondre sous sa propre gravité, condensant la matière en son coeur et expulsant ses couches extérieures dans une explosion supernova. Une étoile à neutrons émet de fortes émissions rayons-X du fait de son champ magnétique et de sa rotation rapide. La gravité d'une étoile à neutrons est si forte qu'elle courbe l'espace-temps et modifie notre vue de la surface de l'étoile et ses taches solaires. Une étoile à neutrons est si dense qu'on ne sait pas comment la matière se comporte en son intérieur. Lorsqu'elle se forme, ses atomes sont entrechoqués et fusionnent, le résultat étant que la majeure partie d'une étoile à neutrons est constituée de particules subatomiques fortement serrées -surtout des neutrons ainsi que des protons et des électrons- dans des états divers. Les étoiles à neutrons, bien qu'elles soient très brillantes, sont techniquement des étoiles mortes et elles peuvent même dévorer des étoiles voisines qui s'aventureraient trop près. Le mécanisme de fusion nucléaire qui était à la base du fonctionnement de l'étoile avant l'explosion supernova est éteint mais la chaleur de l'étoile à neutrons est un reste de l'explosion alors que la lumière vient également des radiations générées par les champs magnétiques qui, au moment de l'explosion, se sont fortements compressés. Une étoile à neutrons est la limite de la matière: si la matière se compresse encore, il ne peut plus exister qu'un trou noir. Les étoiles à neutrons abritent des phénomènes à forte énergie et dynamiques: des tremblements stellaires, des explosions thermonucléaires et les plus puissants champs magnétiques de l'Univers. Elles peuvent aussi posséder deux points chauds aux pôles magnétiques, là d'où émergent le champ magnétique. Les particules piégées dans le champ retombent et génèrent des rayons-X quand elles frappent la surface. Une étoile à neutrons peut aussi être englobée par une étoile géante, spiraler vers elle et fusionner avec elle. Même si l'étoile d'origine avait un diamètre de près de 2 millions de km, par exemple, l'étoile à neutron n'a plus que la taille d'une ville. Elle contient une quantité incroyable de matière, plus d'1,4 fois le Soleil entier ou 460 000 fois la Terre au moins. Une cuillère d'étoile à neutrons pèse un milliard de tonnes terrestres! Quand une étoile à neutrons se forme, une "croûte stellaire" peut se former, laquelle se fracture occasionnellement. Une étoile à neutrons se situe juste là où la matière peut encore exister et lorsqu'elle acquiert plus de densité, apparaît alors un trou noir. Des étoiles à neutrons isolées, avec un faible champ magnétique, existent aussi, d'une taille typiquement d'à peine 10km mais dont le poids est supérieur à celui du Soleil; on pense qu'elles sont abondantes dans l'Univers mais elles sont très difficiles à trouver car elles ne brillent que dans les rayons X. Il existe, sur une étoile à neutrons, deux "hotspots" (deux "points chauds") à chacun des pôles magnétiques, là où le champ magnétique émerge de la surface. Là aussi, les particules piégées dans le champ, dans le cas d'un système étoile à neutrons-autre étoile tombent sur la surface en générant des rayons X. Une étoile à neutrons génère des champs magnétiques si importants qu'ils peuvent générer des colonnes dirigeant du matériau vers la surface et créant de puissants rayons X au cours de ce processus. Mais si l'étoile a une rotation spécialement rapides, les champs magnétiques créent alors une barrière, empêchant le matériau d'atteindre la surface. La plupart des systèmes binaires avec étoile à neutrons émettent continuellement de grandes quantités de rayons X, ponctués par des flashs additionnels tous les heures ou jours. Les éléments les plus lourds de la Table de Mendeleiev sont générés dans les fusions explosives d'étoiles à neutrons. Avec un système binaire dans lequel une étoile à neutron est lié à une étoile de type moyen, le champ magnétique de l'étoile à neutrons produit un vide entre celle-ci et le disque qui l'entoure, ce qui empêche largement l'étoile à neutron de se nourrir de matériau en provenance de son compagnon stellaire. Les gaz alors s'accumulent, sous certaines conditions et viennent frapper l'étoile à neutrons d'un coup, engendrant des flashs intenses de rayons X (ce qu'on appelle des "bursts" de type II). La "limite de Eddington" consiste en quand l'étoile à neutrons ne peut plus accumuler de la matière à la même vitesse et donc n'émet plus de rayons X. Lorsque les champs magnétiques autour d'une étoile à neutrons sont extrêmement forts, ils permettent de dépasser la limite de Eddington en réduisant la pression des rayons X de l'étoile à neutrons et permettant à l'étoile d'absorber plus de matière (c'est ce qu'on appelle la "ligne cyclotron"; en anglais "cyclotron line"). Par contre, quand les champs magnétiques sont aux alentours de 10000 moins puissants, ils ne permettent plus au flux de matière arrivant à l'étoile à neutrons de dépasser la limite de Eddington. Lorsque les hotspots d'un système double, d'une manière générale, passent dans notre ligne de vision, cela produit une pulsation lumineuse, semblable à au faisceau d'un phare. C'est ce qu'on appelle un pulsar. Les pulsars, d'une façon générale, sont des étoiles à neutrons fortement magnétisées. Les pulsars émettent des radiations qui vont des ondes radio aux rayons gamma. Beaucoup de pulsars émettent plusieurs flashes par seconde du fait de la rotation rapide qu'ils ont acquise lors de leur formation. On a observé un pulsar qui n'émet que dans les rayons gamma (on les appelle, en anglais, des "gamma-ray pulsars" ("pulsars dans les rayons gamma")). Comme le coeur du pulsar continue de se réduire, l'étoile tourne plus vite sur elle-même, ainsi que le fait un patineur sur glace qui replie ses bras. Les étoiles à neutrons et les pulsars sont souvent accompagnées d'une autre étoile, une étoile à neutrons ou d'une naine blanche; l'étoile principale capture de la matière du compagnon lorsque l'orbite de celui-ci est trop proche; ce matériau forme un disque autour du pulsar avant de tomber sur la surface aux pôles magnétiques. Ce gaz peut aussi accroître la vitesse de rotation d'une étoile à neutrons au point qu'elles peuvent tourner des centaines de fois par seconde... Le gaz qui tombe sur la surface du pulsar le fait avec une force incroyable et finit par créer une couche d'hydrogène et d'hélium sur toute la surface; lorsque la couche atteint une certaine épaisseur, ce "carburant" connaît une réaction thermonucléaire et explose, émettant des pics intenses de rayons-X, un phénomène qu'on appelle une "bursting neutron star" ("étoile à neutron explosive"). Au plus fort de l'accrétion, le flux de matière l'explosion devient continue et stable: au lieu d'un processus avec pics et calme, une accrétion plus forte fait que les pics deviennent plus petits et ont lieu plus souvent. On appelle cela une "fusion nucléaire marginalement stable" dans laquelle les réactions nucléaires se produisent uniformément dans toute la couche déposée sur le pulsar. Cela, cependant, pourrait ne valoir que pour les pulsars à rotation lente car une rotation rapide pourrait créer de la friction entre la surface du pulsar et les couches de matériau, cette force frictionnelle pouvant être suffisante pour influer sur le rythme de la combustion nucléaire
On appelle "pulsar millisecondes" un pulsar qui est accéléré du fait de la matière qui lui vient d'une étoile-compagnon. Ce flux peut accélérer le pulsar jusqu'à des centaines de rotations par seconde et lorsque le flux cesse le pulsar s'observe en tant que pulsar milliseconde. Certains pulsars millisecondes ne sont détectables que du fait de leur émission régulière dans les rayons gamma et cette version pourrait laisser penser que la théorie est juste qui prédit qu'une population de milliers de tels objets se trouverait près du centre de la Galaxie, laquelle population rendrait compte de l'excès qu'on observe dans la région de radiation gamma à haute énergie. Le Chandra X-Ray Telescope de la NASA, un télescope spatial qui travaille dans les rayons X, a, en 2011, découvert que les coeurs des étoiles à neutrons sont composés de superfluides, un état de la matière dépourvu de friction. Comme une cuiller d'étoile à neutrons pès 6 millions de tonnes, la pression au coeur de l'étoile est si importante que quasi toutes les particules chargées, électrons et protons, se fondent en un mélange non-chargé de protons. Dans une étoile à neutrons jeune, la formation d'un superfluide de neutrons semble avoir lieu en 100 ans, continuer quelques décennies puis peut-être se ralentir. La superfluidité, sur Terre, ne s'obtient qu'à des températures proches du zéro absolu mais, dans une étoile à neutrons, cela peut se produire vers 1 milliard de degrés C. Les superfluides qui contiennent des particules chargées, par aileurs, sont aussi des superconducteurs; cela signifie qu'ils peuvent se comporter comme des conducteurs électriques parfaits, sans jamais perdre d'énergie. Cela se traduit en ce qu'une étoile à neutrons jeune se refroidit dans le processus. Cette découverte ouvre la voie aux chercheurs pour tester leurs modèles concernant le comportement de la force forte, qui lie entre elles les particules sub-atomiques, dans la matière ultra-dense. Cela va aussi permettre de mieux comprendre tout un ensemble de comportements des étoiles à neutrons: les "glitchs", la précession et la pulsation de ces étoiles, l'évolution de leurs champs magnétiques, les explosions des magnétars (on appelle "glitchs" de petits changements soudains de la rotation d'une étoile à neutrons; ils avaient donné la preuve que des neutrons superfluides se trouvaient dans les couches extérieure, là où les densités sont beaucoup plus faibles qu'au coeur. Ce qui se passe au sein de ce coeur ultra-dense, reste un mystère: les neutrons pourraient dominer jusqu'au centre ou la pression extraordinaire compacter le matériau en des particules ou états plus exotiques. Il se pourrait, de toute façon, que les étoiles à neutrons devinssent plus compliquées avec la profondeur: à une fine atmosphère constituée essentiellement d'hydrogène et d'hélium succéderait une couche externe de seulement 1 ou 2cm d'épaisseur (!) contenant des noyaux d'atome et des électrons libres; dans la couche suivante, les éléments ionisés sont concentrés et créent un treillis dans la croûte interne; et encore plus profond, la pression est si intense que presque tous les protons se combinent avec les électrons pour former des neutrons; enfin, ce qui a lieu par la suite, reste, au mieux ténébreux. Une étude du Vela pulsar, qui mesure 20km de diamètre, a une rotation complète en 89 milli-secondes et possède un jet polaire de 0,7 années-lumière (et 70% de la vitesse de la lumière), montre que le pulsar présente une précession de 120 jours. Une cause possible de cette précession et que l'étoile à neutrons ne serait plus une sphère parfaite, distortion qui pourrait résulter à la fois de la vitesse rapide de rotation et des défauts de celle-ci (des accroissements de la vitesse de rotation du fait de l'interaction du coeur superfluide de l'étoile avec la croûte de celle-ci). Il suffit, du fait de la densité énorme d'une telle étoile, d'une déviation par rapport à une sphère de seulement 1 pour 100 millions. Une autre explication est que les forts champs magnétiques qui entourent le pulsar influencent la forme du jet. Par exemple, si le jet développe une légère courbure du fait de la précession, les lignes magnétiques à l'intérieur de la courbure vont se rapprocher, poussant des particules vers l'extérieur de la courbure et accroissant l'effet. Un tel endroit pourrait générer des ondes gravitationnelles). Les binaires à rayons X sont composés d'une étoile massive en orbite autour soit d'un trou noir, soit d'une étoile à neutrons, et de la matière est attirée depuis la géante pour former un disque de matière autour de l'objet compact. Les forces de friction échauffent le matériau dans sa chute à des millions de degrés, ce qui produit une source rayons X brillante. Lorsque l'étoile massive se transforme en supernova, elle laisse derrière elle aussi un trou noir ou une étoile à neutrons; le résultat final est donc soit une paire de trous noirs, une paire d'étoiles à neutrons, soit un trou noir et une étoile à neutrons. Lorsque la séparation entre ces objets compacts se réduit avec le temps, des ondes gravitationnelles sont produites jusqu'à la fusion entre les deux corps. Une collision entre deux étoiles à neutrons, qui a libéré une onde gravitationnelles, a pu être observée dans le visible. Les deux étoiles ont projeté des débris surchauffés denses et instables, certains s'agglomérant et devenant des éléments lourds, parmi les plus lourds du monde chimique. La fusion a également émis un sursaut gamma de courte durée et le nuage d'éléments lourds finira par se disperser dans toute la galaxie d'origine des étoiles. Les étoiles à neutrons ou les pulsars possèdent une limite à leur masse et leur compacité avant que leur force de gravité ne devienne supérieure à la capacité des neutrons de résister à l'effondrement en un trou noir (cette limite tend à être une masse de 2,17 fois celle du Soleil dans une sphère de seulement 30km de diamètre)

un pulsar comparé en taille à l'île de Manhattan (à gauche); l'encart montre l'émission rayons gamma d'un pulsar sur une période d'11 jours; couches d'un pulsar (à droite; traductions nécessaires, de haut en bas: outer crust, croûte extérieure; inner crust, croûte interne; outer core, coeur externe; inner core, coeur interne; unknwon, inconnu. site 'Amateur Astronomy'

-> Les pulsars!
Les pulsars ont été découverts en 1967 par l'astrophysicienne Jocelyn Bell Burnell, alors doctorante à l'Université de Cambridge sous la direction du professeur Antony Hewish; elle déchiffrait des centaines de mètres d'enregistrements réalisés par le radiotélescope de Cambridge pour mesurer la répartition de luminosité des quasars et elle remarqua des taches récurrentes qu'elle fut capable d'analyser comme les signes d'émissions pulsantes radio provenant d'étoiles en rotation. Le premier pulsar est maintenant connu sous la dénomination PSR B1919 + 21. Ces objets stellaires avaient déjà été prédits mais jamais observés alors que, de nos jours, on en est arrivé à plus de 2 000 pulsars connus. Les étoiles à neutrons qui deviennet des pulsars sont des étoiles d'une masse entre 7 et 20 fois la masse du Soleil et la rotation de certains -des centaines de fois par seconde- est plus rapide que les lames d'un mixeur de cuisine. Leurs champs magnétiques sont extrêmement forts. Au cours des 50 années suivantes, on a pu observé les pulsars via différentes longueurs d'onde. Le coeur des pulsars est un environnement qui n'existe pas et qui ne peut être reproduit nulle part ailleurs et ce qui se trouve à l'intérieur d'un pulsar est l'une des nombreuses questions que l'astrophysique se pose depuis longtemps. Le matériau qui compose un pulsar est un ensemble de particules familières aux scientifiques depuis plus d'un siècle -neutrons, protons, électrons, et peut-être même les constituants de ceux-ci, les quarks. Cependant, dans ces conditions extrêmes de pression et de densité, le comportement de ces particules et leurs interactions ne sont pas encore bien compris. Les pulsars génèrent de puissants vents de particules à haute énergie, qui se déplacent à une vitesse proche de celle de la lumière. A l'origine on trouve le champ magnétique, en rotation rapide, du pulsar; avec le temps les vents perdent de leur force et les émissions disparaissent. On pense qu'un pulsar peut avoir une rotation de 72000 tours par minute avant d'être détruit par les forces gravitationnelles. On a découvert, vers 1980, un type de pulsar dont la rotation se déroule en 10 milliseconds ou moins soit jusqu'à 43000 rotations par minute. Alors que les pulsars sont habituellement isolés, plus de la moitié de ces "pulsars millisecondes" font partie de système double avec une étoile d'un autre type. Les pulsars, ces restes possibles des évènements supernova, finissent par ralentir et perdre leur énergie. La rotation devient alors si faible que l'émission du pulsar cesse et que le pulsar devient indétectable. On fait une différence entre les pulsars "normaux" et les pulsars "milli-secondes" en fonction de leur rotation. Les deux types, cependant, émettent des rayons-gamma dans le cadre de leur activité. Ce qu'on appelle "pulsars milli-secondes en accrétion" sont une étape, qu'on ne connaissait pas, de la formation de ce qu'on appelle des "pulsars radio milli-secondes recyclés" et ils ont été découvert au début des années 1980. Les pulsars existent aussi dans une version système double: l'étoile à neutrons cannibalise l'autre étoile, ce qui peut accélérer la rotation du pulsar et lui faire émettre des rayons X de haute énergie dûs au gaz chaud qui atteint la surface du pulsar via les champs magnétiques. Le matériau qui vient de l'étoile associée forme d'abord un disque d'accrétion puis continue son chemin jusqu'à la surface de l'étoile à neutrons. Du fait des forts champs magnétiques de celle-ci, le matériau s'y pose de façon inégale, parcourant le champ magnétique jusqu'aux pôles du champ où il crée des "points chauds". La couche du matériau s'accumule et une fois que la pression de la couche atteint le point où il y a fusion des atomes, il se produit une réaction thermonucléaire non contrôlée (qui représente l'énergie de centaines de bombes atomiques par cm²...). Les "Peculiar low-mass X-ray binary pulsars" ("pulsars binaires rayons X particuliers à faible masse") possèdent l'étoile-compagnon moins massive que le Soleil et les système de masse intermédiaires de deux fois le Soleil. Les pulsars, qui peuvent résulter d'une explosion supernova, ralentissent car ils perdent de l'énergie et finissent par tourner trop lentement pour que leurs émissions continuent et ils deviennent indétectables. On distingue entre les pulsars "normaux" et "millisecondes" fonction de leur rotation mais les deux types émettent des rayons gamma. Ce qu'on appelle les pulsars millisecondes par accrétion (en anglais "accreting millisecond pulsars") ont été découverts au début des années 1980 et sont une étape jusqu'alors encore inconnue de la formation des pulsars millisecondes radio "recyclés" (en anglais "recycled millisecond radio pulsars"). Les émissions radio des pulsars ne représentent que quelques millionièmes de leur puissance totale alors que les émissions rayons-gamma en représente 10% ou plus. Les rayons-gamma des pulsars sont dûs à l'accélération de particules à des vitesses proches de celles de la lumière, lesquelles, ensuite, se déplacent le long des lignes du champ magnétique du pulsar. Les rayons-gamma, cependant, en termes d'observation, sont rares: un télescope spatial, ainsi, ne détectera un photon gamma que toutes les 2 minutes, soit 1 photon par mille rotations! Un pulsar lent, en fin de vie, peut parfois s'associer à une étoile normale, celle-ci déversant alors de la matière sur le pulsar et relançant la rotation (jusqu'à entre 100 et 1000 rotations/seconde). Un pulsar peut présenter une structure circulaire -un anneau- qui l'entoure et des jets le long de l'axe des pôles. Les anneaux pourrait montrer la région où des vents de particules à haute vitesse s'éloignant de l'étoile ralentissent abruptement; ils pourraient être aussi une onde de choc semblable à un boum sonique, qui précèderait le vent stellaire; les jets, eux, pourraient être des particules éjectées à haute vitesse du pulsar en un étroit faisceau. Les différences de comportement observées pour certains pulsars pourraient avoir une explication géométrique. Certains pulsars ne semblent émettre que des impulsions radio et d'autres seulement des impulsions rayons gamma. Ceci pourrait n'être dû à l'angle sous lequel on observe le pulsar. Des émissions de rayons x plus stables provenant de vastes nuages de particules de haute énergie, appelé "nébuleuses de vent pulsar" (en anglais, "pulsar wind nebulas"), sont associées aux deux types; une nébuleuse de vent pulsar est un type de nébuleuse qu'on trouve dans un reste de supernova et qui est alimentée par les vents qui émanent d'un pulsar central (ces nébuleuses furent découvertes en 1976). Les pulsars permettent d'étudier le matériel ionisé dans la Galaxie via leurs impulsions radio qui traversent le milieu interstellaire. La gravité accélère la rotation et renforce les champs magnétiques. La plupart des particules qu'on trouve autour d'un pulsar sont soit des électrons soit leur équivalent en antimatière, des positrons. Les électrons, qui se déplacent à grande vitesse, émettent des rayons gamma via un processus dit, en anglais, "curvature radiation" ("radiation de courbure"). A son tour, le photon rayon gamma, peut interagir avec le champ magnétique du pulsar lequel le transforme en un couple électron-positron. Une simulation a montré que la plupart des électrons tendent à provenir des pôles alors que les positrons viennent surtout des latitudes plus basses et forment une structure relativement fine qu'on appelle une "current sheet" ("feuille de courant) dans laquelle des phénomènes de reconnexion peuvent se produire. Là, les positrons de haute énergie (moins de 0,1% du total) peuvent produire des rayons gamma; enfin, une population d'électrons à énergie moyenne montrent un comportement réellement bizarre, se dispersant dans toutes les directions (et même en sens inverse, en direction du pulsar). La distance où tout ce plasma atteindrait la vitesse de la lumière s'appelle le "light cylinder" ("cylindre de la lumière"), région où se produit un changement brusque: lorsque les électrons s'en approchent, ils ralentissent brusquement et nombre d'entre eux se dispersent fortement; d'autres électrons peuvent glisser au-delà de cette zone et atteindre l'espace interstellaire. Un pulsar peut être expulsé et mis en mouvement par l'explosion de la supernova qui l'a formé

On sait que les pulsars n'émettent pas que des radiations radio mais aussi de la radiation thermique classique et de la radiation non-thermique (via l'accélération de particules le long des lignes du champ magnétique). On a observé des pulsars qui n'émettent que dans les rayons gamma alors que d'autres sont des sources rayons X ultralumineuses et sont dit, en anglais, "ultraluminous X-ray pulsars" ("pulsars rayons X ultralumineux). Un pulsar pourrait se composer de neutrons et de protons et ils ont une masse moyenne de 2 fois celle du Soleil. Les pulsars sont une forme de laboratoire naturel qui permettent l'étude les états très denses ou exotiques de la matière. Les explosions de supernovas sont bien connues pour fournir l'essentiel de la poussière que l'on trouve dans l'Univers et qui forme la base pour la formation ultérieure d'autres étoiles, de disques proto-planétaires, et, finalement, de planètes et de la vie. La poussière se forme entre quelques jours et quelques centaines de jours après l'explosion, lorsque le gaz se reproduit. Les évènements supernova sont dûs au fait que le coeur de ces étoiles n'est plus composé que de fer et n'est plus capable de produire d'énergie (pour engager la combustion nucléaire du fer, il faudrait au contraire un apport d'énergie!). Il pourrait être fréquent, par ailleurs, que certaines supernovas fassent long feu et ne se transforment qu'en une sorte de nuage de gaz et de poussière. La région de la nébuleuse de la Carène est un endroit que l'on sait être le lieu d'une intense activité supernova tant passée qu'à venir dans un avenir proche. Des étoiles d'entre 20 et 40 masses solaires ont déjà explosé au cours des derniers millions d'années et une population de jeunes étoiles massives vont suivre leur chemin. L'exemple le plus connu, qui résume cette activité, est Eta Carinae, une étoile massive et instable qui pourrait être sur le point d'exploser en supernova. Le jour où elle explosera, Eta Carinae produire vraisemblablement une vue spectaculaire -quoique que sans danger- dans le ciel de la Terre

Les étoiles, enfin, dont la masse est très importante (plus de 50 masses solaires), connaissent la même évolution mais, au lieu de finir en étoile à neutron ou en pulsar, elles s'effondrent jusqu'au point de former un trou noir! Un trou noir stellaire est l'une des espèces de ces fameux lieux où la densité et la gravité sont telles que l'espace-temps est courbé au point de se fermer et que plus rien ne peut en sortir, pas même la lumière, malgré son énorme vitesse! Les évènements supernova sont dûs au fait que ces étoiles, dont le coeur s'est transformé en fer, ne peuvent plus produire d'énergie. Pour démarrer une réaction nucléaire du fer, il leur faudrait, au contraire, un apport d'énergie. De tels trous noirs stellaires, par contre, sont entourés de torii de matière dont ils engloutissent peu à peu la substance. Il semble qu'existe une forme de marge entre les étoiles de forte masse et celles de masse plus faible, où peuvent se former les plus petits trous noirs possibles -vers 3 fois la masse du Soleil. Un trou noir stellaire peut aussi résulter d'un autre type de mort d'étoile, lorsqu'une étoile s'effondre sans exploser, perdant sa masse via un vigoureux vent stellaire

->Les supernovas: une explosion? Plusieurs?
Les plus récentes données, basées sur les observations d'explosions rayons-gamma par le satellite Swift, montrent que les dernières phases d'une étoile qui devient supernova ne sont peut-ête pas, lorsqu'il y a création d'un trou noir, aussi simples que prévu: l'étoile n'exploserait pas d'un coup mais il pourrait y avoir une explosion puis une série de "retours". Cela serait dû au fait que, lorsque l'étoile arrive à court de matériau, elle s'effondre sur elle-même. Première explosion, qui détruit les couches extérieures de l'étoile. Cet effondrement enclenche la création chaotique d'un trou noir. Et le trou noir ré-énergise l'explosion de nombreuses fois. Tout cela en quelques minutes! L'évènement déclenche d'abord une explosion dans les rayons gamma, suivie d'intenses explosions dans les rayons-X. Le trou noir commence alors immédiatement à fonctionner: de la matière tombe sur lui; d'autre est expulsée. Une autre explication à ces soubresauts n'impliquerait pas un trou noir mais consisterait en ce que des "jets" énergétiques se déclencheraient lors de l'effondrement de l'étoile sur elle-même et créeraient des ondes de choc au sein d'eux-mêmes

Sur une échelle de temps plus longue, une autre catégorisation des étoiles est utile. Il s'agit de celle qui distingue entre les étoiles de "population" I, II et III. Les étoiles de population I sont des étoiles jeunes -quelques milliards d'années seulement (ainsi les Pléiades); les étoiles de population II sont des étoiles qui sont apparues il y a 10 milliards d'années, au moment du plus fort de la création des galaxies et les étoiles de population III sont les plus anciennes étoiles de l'Univers et elles sont une centaine de fois plus massives que le Soleil; elle ont une vie courte, de quelques millions d'années seulement. Le nom "Population III" a été adopté car on avait déjà classé les étoiles (de la Galaxie) en population I (étoiles du type Soleil, riches en éléments lourds et formant le disque) et population II (étoiles plus âgées, faibles en éléments lourds se trouvant dans le renflement central, le halo et les amas globulaires). Les étoiles de population III, c'est remarquable, n'ont pas produit de poussière lorsqu'elles ont terminé leur vie, ne participant pas, ainsi, à l'injection de poussière dans l'Univers. Elles se sont formées dans un milieu sans poussière ni molécules complexes mais d'hydrogène, hélium et lithium, les composants primordiaux issus du Big Bang. Alors qu'on pensaient qu'elles avaient une taille de quelques centaines de masses solaires, on a compris qu'elles pourraient se former par dissociation d'un disque plat créé par les proto-étoiles en formation qui agglomèrent ainsi du gas par leur rotation; les étoiles de population III n'auraient donc en fait que quelques masses solaires. Elles ne pourraient donc pas être à l'origine des trous noirs des débuts de l'Univers, lesquels donnent les quasars, des galaxies avec un trou noir de milliard de masses solaires. Il faudrait donc qu'eussent existé des étoiles primitives de masse jusqu'à 1 million de fois la masse solaire, concentrant l'essentiel de la masse de l'embryon de galaxie où elles se trouvaient. Elles n'auraient eu une durée de vie que de quelques centaines de millions d'années avant d'exploser en supernova et de devenir des trous noirs. On pense aussi que les étoiles de population III peuvent terminer leur vie sous forme de super-géantes bleues et qu'elles sont ainsi à l'origine d'explosions rayons gamma rares, de très longue durée (les explosions rayons gamma sont les évènements les plus énergétiques de l'Univers). Les super-géantes bleues sont des étoiles chaudes de 20 masses solaires; elles conservent une atmosphère d'hydrogène dans leurs profondeurs et le fait qu'elles ne contiennent qu'une petite fraction d'éléments plus lourds que l'hélium les rend encore plus grandes

Il existe quelques étoiles qui, dans l'Univers, n'appartiennent à aucune galaxie; leur vitesse au sein de celle-ci finit par les en expulser; de telles "étoiles libres" proviennent habituellement du centre galactique lorsqu'une étoile double s'en approche trop près. Elles peuvent aussi provenir d'une double serrée avec naine blanche, dont la gravité attire jusqu'à l'explosion (supernova de type Ia) du matériau de l'autre étoile; l'étoile-compagnon est alors expulsée par l'explosion

On notera, pour conclure, que la plupart des étoiles tirent leur énergie de la fusion nucléaire: dans le cœur de l'étoile, un élément est transformé en un autre par l'accrétion d'atomes en atomes autres. Certaines étoiles tirent leur énergie d'autres activités: les étoiles à neutron, de leur rotation; les supernovas de type Ia, de l'accrétion de matière (une naine blanche attire de la matière d'un compagnon qui est au stade de géante rouge et elle finit par exploser comme supernova); certains objets, tels les magnétars, de leur champ magnétique. Les magnétars sont les étranges restes super-denses de supernovas et, ainsi, une forme inhabituelle d'étoile à neutrons. Ce sont les aimants les plus puissants de l'Univers, des millions de fois plus puissants que les plus puissants des aimants existant sur Terre. Les magnétars, de plus, via leur surface, émettent de vastes quantités de rayons gamma lorsqu'ils subissent de soudains ajustements dits, en anglais "starquakes" ("tremblement d'étoiles, littéralement), qui résultent du stress énorme qui se produit dans leur "croûte". La raison qui fait qu'une étoile, lorsqu'elle meurt en supernova, devient un magnétar et pas un trou noir tient au fait que le magnétar résulte d'un système binaire: deux étoiles échangent de la matière entre elles, formant de forts champs magnétiques, le tout jusqu'à ce qu'une des deux étoiles atteignent une masse suffisamment faible pour devenir un magnétar (et pas un trou noir). La variété la plus excessive des magnétars constitue la classe des "Soft Gamma-ray Repeaters" -SRG- ou "Anomalous X-ray Pulsars" -AXP. Ces étoiles peuvent entrer en éruption jusqu'à 100 fois en 20 mn et, à chaque éruption dégager l'énergie que le Soleil met 20 ans à produire; ces éruptions sont suivis par quelques mois de calme; les éruptions propulsent de la matière autour de l'étoile; les Soft Gamma-ray Repeaters seraient plus nombreux que ce que l'on pensait dans la Voie Lactée)

Pour ce qui est de leur rotation, les étoiles massives tendent à avoir une rotation lente et les étoiles moins massives une rotation rapide: les grosses étoiles ont un coeur massif et une couche mince où a lieu la convection alors que les étoiles de petite taille consistent presqu'entièrement de matériau en convection. Lorsque les étoiles avancent en âge, par ailleurs, le freinage par les champs magnétiques ralentit plus efficacement en agissant sur les fines couches externes des grosses étoiles alors qu'il agit moins sur la masse plus globale des étoiles de petite taille. L'âge est également un facteur de la rotation: au fur et à mesure que l'étoile avance en âge, elle perd de la vitesse de rotation car son vent stellaire fait que des particules chargées sont emportées au long des champs magnétiques ce qui, d'une façon générale, entraîne un effet de frein. Par ailleurs, lorsque les étoiles avancent en âge

Une étoile, en général, n'a pas une taille inférieure à 75 fois celle de Jupiter. Près de ces limites existent deux catégories d'étoiles faibles qui sont les plus petites et les plus petites étoiles possibles: les naines brunes (elles sont peu nombreuses mais cela ne pourrait être dû qu'à une limite observationnelle, ces étoiles nécessitant des recherches dans l'infra-rouge profond). Les naines brunes ont une masse qui se situe entre celle d'une étoile et celle d'une géante gazeuse -en général aux alentours de 10 fois la masse de Jupiter; elles se forment comme des étoiles, à partir de méthane, de sulfate d'hydrogène et d'ammoniaque en effondrement mais elles n'atteignent pas la masse qui leur permettrait d'entamer la fusion nucléaire de leur coeur. On pense que les naines brunes ont une masse maximale de 80 Jupiter. "Brown dwarf desert" (en français "désert des naines brunes") est le nom donné au constat que moins d'1% d'étoiles semblables au Soleil possèdent une naine brune en orbite à moins de 3 UA (soit très près). Avec le temps, elles se refroidissent jusqu'à ne plus être visibles que dans l'infrarouge, avec des températures de l'ordre de 600° Kelvin. Il n'y a qu'une seule naine brune pour 6 autres étoiles. On pense que les naines brunes se forment via différents mécanismes, entre autres via l'arrêt de leur croissance du fait d'une variété de facteurs mais on ne sait pas encore exactement comment tout cela fonctionne. Avec le temps, les naines brunes refroidissent et diminuent de luminosité. Les naines brunes ne luisent qu'à cause de la chaleur résiduelle de leur formation. La première naine brune ne fut observée qu'en 1995 alors que leur existence était théoriquement admise depuis les années 1960. En 2013, les astronomes ont été capables d'observer, sur ces naines brunes, des nuages énormes, déterminés par les vents, formant une météorologie semblable à celle des planètes gazeuses géantes. Ces nuages sont, sur les naines brunes, formés de grains de sable très chaud, de gouttes de fer liquide et d'autres éléments exotiques. La vapeur d'eau et le méthane composent les couches les plus élevées alors que les couches qui suivent sont nuageuses et riches en silicates. Ce temps extrême provient du fait que les naines brunes sont en fait très chaudes si on les comparent à la Terre: 600 to 700°C. (1100 to 1300° F.). Les naines brunes ont donc des systèmes de nuages organisés qui sont peut-être des versions géantes de la Grande Tache Rouge de Jupiter. Les naines brunes sont catégoriées fonction de leur température: les naines de type T ont une température entre 1400 et 500°K alors que les naines de type Y, quasi indétectables peuvent être aussi froides que 200°K. Une binaire formée de deux naines brunes, CFBDSIR 1458+10, se trouve être le couple le plus froid d'étoiles de ce type. L'une d'elles est la naine brune la plus froide jamais observée, avec une température de seulement 100°C (212°F). Cela pourrait constituer la limite entre les exo-planètes géantes et les étoiles. Ces naines brunes pourraient aussi contenir de l'eau dans leurs couches externes. La mission WISE de la NASA, en 2011, a permis de découvrir la classe la plus froide d'étoiles, aux températures aussi froide que le corps humain! Ce sont les naines Y. Les astronomes recherchaient, sans succès, ces objets depuis plus d'une décennie. Observées dans le visible, elles sont quasi invisibles. Les naines Y sont les membres les plus froids des naines brunes et elles refroidissent et faiblissent avec le temps, depuis leur naissance, jusqu'à ce que le peu de lumière qu'elles émettent ne le soit plus que dans l'infrarouge; on considère que ce sont des "étoiles ratées". On trouve ces naines Y y compris au voisinage du Soleil, ainsi à une quarantaine d'années-lumière, par exemple. Les naines L pourraient apparaître rouge, les naines T rose sombre et les naines Y bleu sombre; les naines-L présentent une faible masse et atteignent à peine le seuil de la fusion nucléaire. Les naines rouges, elles, sont plus grandes (vers 20% la masse du Soleil, la moitié de son diamètre et de sa température). Dans une naine rouge la convection interne a lieu depuis le centre et le résultat devrait en être que de telles étoiles ne connaîtraient pas de cycle régulier d'activité tel celui du Soleil; cependant, on observe de tels cycles à de telles étoiles. Les naines rouges sont capables de puissantes éruptions, ou flares, lesquelles sont plus puissants que ceux du Soleil. Les naines rouges, quoique plus petites ont une zone de convection qui plonge plus profond dans l'étoiles et génèrent donc un champ magnétique plus puissant. Les taches "solaires" peuvent couvrir la moitié de leur surface (contre 1% seulement pour le Soleil). Et les naines rouges connaissent 15 fois moins de flares que les étoiles normales... Les naines rouges, ou naines de type M, sont très lumineuses et active dans leurs jeunes annés, émettant des rayons X de haute énergie et de l'extrême ultraviolet pendant des centaines de millions d'années après qu'elles se soient formées. Les naines rouges sont communes dans la Galaxie et on pense qu'elles abritent de nombreuses exoplanètes de taille de la Terre. A l'autre bout du spectre, les étoiles de Wolf-Rayet -qui tirent leur nom des astronomes Charles Wolf et Georges Rayet- sont des étoiles massives, telles V385 Carinae, qui a une masse 35 fois celle du Soleil et un diamètre 18 fois le sien. Ce sont des étoiles très chaudes caractérisées par le fait qu'elles éjectent beaucoup de masse. Quelques-unes des étoiles les plus massives, vers la fin de leur vie, évoluent en étoiles de Wolf-Rayet. Cette étape dure peu et les étoiles de Wolf-Rayet n'y passent que quelques centaines de milliers d'années; dans cet intervalle, elles éjectent d'énorment quantités de matériau sous la forme de puissants vents stellaires qui se déplacent à des vitesses de millions de km/h. Certains sytèmes d'étoiles Wolf-Rayet émettent aussi des sursauts gamma. Les étoiles Wolf-Rayet éjectent de grandes quantités de leur masse via leur vent stellaire de forte densité, ce qui crée, autour d'elles, des nébuleuses d'éjecta et des bulles et noeuds de gaz. V385 est plus chaude et émet 1 million de fois sa lumière. De telles étoiles vivent peu longtemps cependant, de l'ordre de quelques millions d'années. En vieillissant, elles expulsent de plus en plus d'atomes lourds, comme l'oxygène, un des ingrédients de la vie telle que nous la connaissons. Ces matériaux entourent l'étoile sous forme de nuages. Les étoiles Wolf-Rayet sont si chaudes qu'elles expulsent leur couche extérieure d'hydrogène sous forme d'un vent stellaire; elle sont suffisamment grandes pour devenir trou noir mais trop petites pour engendrer des jets. Les "proto-typical Wolf-Rayet stars" ("étoiles Wolf-Rayet prototypiques") sont extrêmement brillantes, massives et de vie courte et elles ont perdu la majeure partie de leur hydrogène extérieur; elles fusionnent l'hélium en éléments plus lourds. Un disque de gaz peut entourer une étoile de Wolf-Rayet du fait de puissants vents stellaires. Les étoiles "de type Wolf-Rayet", par ailleurs, sont des étoiles qui apparaissent dans les dernières étapes de l'évolution d'étoiles de type Soleil et bien qu'elles partagent avec les étoiles de Wolf-Rayet de nombreuses caractéristiques observationnelles, celles-ci sont beaucoup plus massives. Les étoiles de Wolf-Rayet et de type Wolf-Rayet sont brillantes et très chaude du fait que leurs coeurs d'hélium sont exposés, le premières du fait de fort vents stellaires, les deuxièmes du fait que leurs couches extérieures ont été expulsées lorsque le carburant de l'étoile s'est épuisé. L'exposition des coeurs d'hélium, riches en éléments lourds, font que les surfaces de ces étoiles sont beaucoup plus chaude que celle du Soleil, entre 25000 et 50000°C (45030-90030°F). On ne connaît que quelques centaines de ces étoiles. Leur chaleur intense dissipe leur matière et en font des étoiles avec des vents exceptionnellement forts (jusqu'à 9 millions de km/h). Les étoiles de Wolf-Rayet terminent habituellement leur vie en supernovas dont le matériau finit par englober toute éjection antérieure

->Héliosismologie, asterosismologie
Les astronomes, depuis la Terre, sont à même de mieux comprendre l'intérieur du Soleil par le biais de l'éde de comment les ondes sonores très graves produites, à la surface, du fait de l'entrechoquement des gaz, se répercutent jusque dans les profondeurs de l'astre. Cette technique est étendue, désormais, aux étoiles proches. Des réseaux de télescopes ou un satellite -telle la mission Corot en 2009, ou Siamois en 2013, permettent d'étudier de façon fine les mouvements sismiques engendrés sur les autres étoiles par ces ondes sonores (on mesure l'effet Doppler à la surface de l'étoile -ce qui est compliqué puisque ces variations ne dépassent pas quelques dizaines de mètres)