Leur vie

Les géantes:

Certaines étoiles naissent tout de suite géantes puisque les nuages moléculaires dans lesquels elles naissent sont massives. Ce sont les étoiles géantes bleues. Il y en a d'autres qui deviennent géantes à la fin de leur vie, donc la durée de cette nouvelle phase sera inférieure à celle de la vie de l'étoile. C'est ce qui va arriver au Soleil dans 5 milliards d'années. En effet, elles transforment l'hydrogène en hélium pendant des milliards d'années, créant de cette façon de l'énergie. Il arrive un moment où le combustible s'épuise et l'étoile se refroidit et commence à gonfler devenant ainsi une étoile instable qui s'appelle géante rouge ou supergéante rouge, dépendant de sa taille et dont le diamètre peut atteindre 150 millions de km.

Pour s'imaginer la grandeur, nous pouvons la comparer au Soleil dont le diamètre est d'environ 1,4 million de km. Par la suite, le coeur de l'étoile s'effondre et se contracte pour devenir extrêmement chaud et dense. Les réactions de fusion se poursuivent et l'hélium fusionne en éléments lourds comme le carbone, l'oxygène et le fer. Ces éléments synthétisés se dispersent en pelure d'oignon autour du noyau. Finalement, ces astres peuvent soit exploser en supernova ou bien s'effondrer en naines blanches. La géante rouge la plus connue est l'étoile Bételgeuse, mille fois plus grande que le Soleil et située dans la constellation d'Orion à 430 années-lumière. Elle possède une luminosité 10 000 fois supérieure à celle du Soleil, mais une température assez basse qui est d'environ 3 000 °C.

Les naines:

Lorsqu'une étoile du type solaire éjecte ses couches externes qui forment une nébuleuse planétaire autour de cet astre, il ne reste plus que le noyau et celle-ci devient une naine blanche. C'est ainsi le stade ultime de l'évolution des étoiles. Les naines blanches sont à peine plus grosses que la Terre, d'une immense densité (1 million de g/cm3), d'un champ magnétique intense, très chaudes mais peu lumineuses.

Au moment où la température de ces étoiles commence à baisser, elles deviennent des naines rouges. C'est présentement le groupe d'étoiles qui est en plus grande quantité dans l'Univers. 

Finalement, lorsqu'une naine blanche se cristallise et cesse d'émettre de la lumière, elle devient une naine noire. Cependant, ce processus prend des dizaines de milliards d'années et il n'en existe aucune dans la Voie Lactée pour le moment. Le Soleil va devenir une étoile noire dans environ 15 milliards d'années.

Il existe également des naines brunes qui ressemblent beaucoup à une planète. Vu que ces naines possèdent une petite masse, elles ne peuvent pas faire la fusion thermonucléaire de l'hydrogène comme les autres étoiles même si elles sont nées de la même façon. C'est donc une sorte d'étoile «ratée» énormément difficile à détecter. En effet, elles ne sont pas très lumineuses, avec une température pas plus de 1 500 °C et assez rares. Les étoiles comme le Soleil, elles, sont nommées des naines jaunes. 

Les étoiles variables:

Inversement aux étoiles de la séquence principale, les étoiles variables ne sont pas stables au niveau de leur éclat. En effet, certaines étoiles voient leur luminosité changer selon des cycles ou bien totalement au hasard. La plupart du temps les étoiles deviennent variables lorsqu'elles se transforment en géantes rouges (nommés les variables Mira dont une est représentée par l'image à gauche), mais il existe également un bon nombre d'étoiles variables qui le sont sans être des géantes rouges. Ainsi, il y a plusieurs types d'étoiles variables: les variables pulsantes (intrinsèques) dont des perturbations de pression et de la force d'Archimède provoquent des variations de luminosité et modifient la structure interne de l'étoile, ainsi que les variables binaires à éclipse, variables cataclysmiques, étoiles par rotation et les étoiles éruptives dont les variations de toutes ces variables sont causées par des effets extérieurs de l'étoile et non par l'intérieur de l'étoile comme les étoiles pulsantes. D'ailleurs, il y a deux catégories principales à ce dernier: les céphéides et les étoiles RR Lyrae. Les céphéides comme celle à gauche sont des supergéantes jaunes dont les périodes d'oscillations varient entre un et cinquante jours. Les étoiles RR Lyrae, elles, sont des naines blanches ayant une période de pulsation entre 0,2 et 1,2 jour.

Les variables à éclipse (ou étoiles binaires) sont des étoiles doubles qui, vues de la Terre, paraissent alignées et forment un éclat amoindri alors que quand elles sont côte à côte, leur luminosité s'additionne et forme une luminosité globale maximale.

Les variables cataclysmiques sont également des étoiles doubles qui ont des éruptions imprévisibles de lumière causées par des réactions thermonucléaires à l'intérieur de l'étoile ou à sa surface. Les étoiles variables par rotation sont des étoiles dont l'éclat se modifie au cours de leur rotation puisque la luminosité est repartie inéquitablement à sa surface à cause des taches solaires, ou bien parce que c'est un système d'étoiles doubles ayant une forme ellipsoïdale. Finalement, les étoiles variables éruptives sont des étoiles qui subissent des modifications d'éclat à cause de puissantes turbulences dans leur atmosphère extérieure pouvant être comparées au vent solaire présent dans notre système solaire.

Comme vu à gauche, on peut voir que les variables éruptives ont une magnitude qui fluctue assez rapidement surtout après quinze minutes ce qui prouve l'instabilité de ce genre d'étoiles.