Mais toutes les étoiles n'ont pas une masse suffisante pour amorcer les réactions successives qui mènent à la catastrophe du fer et la plupart d'entre-elles se contentent de transformer leur hydrogène en hélium. La faiblesse des forces de gravitation de ces étoiles ne permet pas l'élévation de la température centrale pour amorcer d'autres réactions. En revanche, l'énergie radiative accumulée par ce cœur finit par dépasser la pression de gravitation et l'étoile se met à gonfler pour se transformer peu à peu en géante rouge.
Pendant cette phase de gonflement extérieur, le cœur continue de se contracter.
Lorsqu'il a atteint la température de 100 millions de degrés Kelvin (nécessaires à la transformation de l'hélium en carbone), il se produit un flash de radiation qui achève de propulser vers l'extérieur les couches superficielles de l'étoile déjà exagérément gonflée. Le cœur de carbone n'aura d'autre alternative que de continuer à se contracter sous l'effet de sa propre gravitation jusqu'à ce qu'une autre force intervienne pour l'équilibrer.
Cette force se trouve au sein même des atomes. En effet, la pression tend à rapprocher les atomes entre eux. La répulsion électrique des orbites extérieures de ces atomes voisins résiste un temps à la pression gravitationnelle, puis elle cède et il se forme un état de matière dans lequel les électrons circulent aléatoirement sans plus être liés à aucun atome. Cette matière est dite dégénérée.
A ce stade, la contraction est stoppée.
C'est l'accrétion d'une boucle tourbillonnaire de gaz, originellement composé d'hydrogène (76%) et d'hélium (24%), enrichie par la suite en gaz plus lourds et en poussières galactiques par les
générations d'étoiles successives, qui va donner naissance à la proto-étoile par l'allumage de réactions thermonucléaires internes, résultat de l'effondrement gravitationnel de la nébuleuse de départ. En fonction de la masse initiale de ce nuage interstellaire, l'étoile va être plus ou moins volumineuse et massive. L'échelle qui s'est imposée pour différencier les différents types d'étoile a été naturellement notre soleil qui nous sert d'unité. Le soleil vaut par définition une masse solaire, notée 1Mo.
Dans leur grande diversité, les étoiles ont une masse comprise entre 0,06 Mo et 60 Mo mais plus des trois quarts d'entre elles ont une masse variant de 0,5 Mo à 2 Mo. Signalons au passage que la distribution des nuages nébuleux d'où sont issues les étoiles est de nature fractale, comme l'est aussi celle des nuages de notre atmosphère terrestre.
En deçà de 0,06 Mo, la gravité est insuffisante pour démarrer l'amorçage des réactions
thermonucléaires. Jupiter par exemple avec sa masse de 0,001 Mo est une étoile avortée. A l'inverse, au-delà de 60 Mo, le nodule gazeux tend à se fragmenter pour former un système d'étoiles double, ou, s'il arrive à se maintenir, la pression des radiations issues du coeur est tellement forte que l'excédant de gaz se disperse sous forme de vent stellaire.
On peut distinguer en gros trois catégories d'étoiles:
• les petites étoiles appelées naines brunes parce que leur couleur est rouge brunâtre, de masse jusqu'à 0,5 Mo
• les étoiles moyennes de même type que notre soleil, de masse comprise entre 0,5 et 3 Mo
• les géantes, de masse de 3 Mo et plus
Comme l'indique le diagramme de Hertzprung-Russel, les étoiles brillent différemment selon leur taille. Plus l'étoile est chaude et massive, plus sa clarté est intense. La couleur des étoiles dépend en grande partie de leur masse et de leur degré d'évolution. Elle va du rouge au bleu selon les
températures croissantes. Les étoiles rouges sont " froides " ou en fin de vie, les bleues sont
" chaudes ", en général jeunes et massives.
L'étoile commence à brûler en son coeur l'élément le plus léger et le plus abondant qu'elle possède : l'hydrogène. C'est dans son coeur, véritable creuset alchimique, que s'exercent des pressions
gravitationnelles considérables qui amènent les atomes d'hydrogène à une température de 10 millions de degrés par frottements, échauffement et collisions. La réaction hydrogène ==> hélium peut alors démarrer et caractérise ce que les astrophysiciens ont appelé la séquence principale. C'est de loin la plus longue, puisqu'elle couvre les neuf dixièmes de la vie de l'étoile.
Cette phase est directement liée à la masse de l'étoile. Plus celle-ci est importante, plus les forces gravitationnelles vont être écrasantes en son coeur, et plus la combustion thermonucléaire sera en contrepartie importante, en masse et en volume, pour arriver à cet équilibre thermodynamique. La masse détermine donc l'éclat, la température externe, et surtout la durée de vie de l'étoile, de façon inversement proportionnelle : les étoiles massives sont gourmandes et prolixes et brûlent
l'hydrogène à tout va, alors que les étoiles comme notre soleil sont beaucoup plus sages et économes. Cette durée de vie s'étage de 900 milliards d'années pour les naines rouges (toute une éternité... ) à quelques dizaines de millions d'années seulement pour les plus massives (juste un soupir...). Notre soleil, comme les étoiles de sa catégorie, a une durée de vie estimée à 10 milliards d'années; nous en sommes environ à la moitié. Nous n'avons donc rien à craindre pendant ce laps de temps.
Il est important de préciser ce point car la vie - du moins celle que nous connaissons basée sur le carbone - nécessite 2 à 3 milliards d'année environ pour émerger et se développer sur une planète proche. Elle ne peut donc le faire ni au voisinage d'une étoile géante et massive, dont la durée de vie est trop courte, ni au voisinage d'une étoile naine, insuffisamment calorique.
Quand l'étoile a brûlé tout l'hydrogène de son coeur, c'est-à-dire à peu près 10% du total de l'étoile, la réaction hydrogène ==> hélium s'épuise, l'équilibre thermodynamique se rompt, et les forces gravitationnelles à l'oeuvre reprennent le dessus. Le coeur s'effondre et la température grimpe rapidement jusqu'à 100 millions de degrés, de quoi amorcer la réaction thermonucléaire suivante, celle de l'hélium en carbone.
Mais il se produit une chose curieuse : l'allumage atomique de l'hélium ne peut arrêter
immédiatement la contraction du coeur; car, comme le freinage d'une voiture, cela demande un délai. La température continue donc à s'élever, nourrie à la fois par la contraction et la formation d'énergie nouvelle. Elle ne tarde pas à franchir la barre des 250 millions de degrés, ce qui a pour effet d'emballer la fusion de l'hélium. Ce gaz est très sensible à l'augmentation de température et se consume alors sept fois plus vite. Des milliers de milliards de tonnes se transforment chaque seconde en carbone, soit la valeur des océans terrestres en un jour. A ce rythme, ce nouveau combustible se consume rapidement en libérant un véritable feu d'artifice d'énergie qui gonfle l'étoile. Quand le soleil vivra cet événement, il grossira jusqu'à 300 millions de kilomètres, englobant et carbonisant la Terre, dans environ 4 à 5 milliards d'années.
Ce feu d'artifice s'appelle le "flash" de l'hélium. Il a pour conséquence de dilater le coeur, dont la température diminue enfin, ce qui ralentit l'emballement de la combustion et provoque une nouvelle stabilité thermodynamique. Parallèlement et simultanément, les couches extérieures soumises à la pression accrue des radiations et au flash du coeur, s'enflent d'un facteur 100 environ; la couche externe la plus proche du coeur s'allume à son tour dans une combustion périphérique hydrogène
==> hélium, qui a le double effet de renforcer le gonflement de l'astre et d'alimenter de quelques pour cent supplémentaires le coeur en hélium.
Tous ces facteurs se combinent entre eux pour donner naissance à une géante rouge.
Les étoiles de masse 1 à 2 Mo vont s'arrêter au carbone, car la contraction gravitationnelle ultérieure de l'étoile sera insuffisante pour atteindre la température d'amorçage de la fusion du carbone en oxygène et en néon. Ce type d'étoile va expulser son atmosphère sous forme de vent stellaire et terminer sa course en naine blanche.
Par contre, les géantes de masse supérieure à 3 Mo vont continuer ce cycle de transmutations jusqu'au fer, comme l'indique le tableau en annexe, par flashs et rebonds gravitationnels successifs.
Au cours de ces transmutations, l'étoile va se structurer en couches concentriques de la périphérie jusqu'au coeur, comme des pelures d'oignon. Chaque couche correspond au niveau de température requis pour la synthèse d'un élément, du plus léger au plus lourd, à mesure que l'on se rapproche du coeur. Ces fusions sont elles mêmes de plus en plus énergétiques, complexes et rapides : le carbone mettra environ 600 ans à brûler, le néon 1 an, l'oxygène 6 mois, le silicium 1 jour. Elles s'arrêteront au fer, car le fer est un des éléments les plus stables de la nature.
Voyons, pour finir, quel va être le destin final de ces géantes rouges super massives.