On classe ensuite en sous groupe de O à 9 des plus chaudes au plus froides, ainsi le Soleil est classé G2.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell,

Le diagramme de Hertzsprung-Russell classe les étoiles en fonction d'une part de leur classes spectrales (et donc de leur température) et d'autre part de leur luminosité. Se dégage une séquence principale où se situent la plupart des étoiles actives dont le Soleil. Les géantes et supergéantes regroupent aussi bien des jeunes étoiles très volumineuses (Rigel) que des étoiles ayant consommées tout leur hydrogène et qui ont quitté la séquence principale (Antares). Les naines blanches en bas et à gauche sont des étoiles très chaudes mais peu brillantes en raison de leur masse contractée, ce sont des étoiles qui ont quitté la séquence principale, sont allée ensuite dans la zone des géantes rouges et qui quitterons le tableau dans 100 milliards d'années. Tout cela est détaillé plus loin..

Vie et mort des étoiles

Les nuages de gaz sont les berceaux des étoiles. Il y a à l'intérieur des galaxies d'immenses étendues gazeuses (ce qu'on appelle les nébuleuses diffuses)

Dans la galaxie en mouvement dotée d'une force centrifuge, un telle nébuleuse ne peut être qu'instable, si elle se contracte, un phénomène est enclenché conduisant l'étendue de gaz à s'effondrer sur elle-même. (les ondes de choc provoquées par les novas et les supernovas peuvent aussi contribuer à déstabiliser la nébuleuse). La condensation du nuage va créer des grumeaux de matière qui se condensant à leur tour vont créer des protoétoiles

Protoétoiles

La condensation se continuant, la température des protoétoiles augmente.  Lorsque la température atteint 9000 °C, les électrons se dissocient des noyaux atomiques et la matière prend la forme de plasma.
On estime que quand la masse de la protoétoile est supérieure à 0,1 Mo (Mo=Masse du Soleil) la température atteint le million° ⁽¹⁾ de degré. A cette température commence les premières réactions nucléaires. Une partie du gaz se disperse formant l'aura de la protoétoile qui continue à se comprimer jusqu'a ce que la température atteigne 5 millions°. Alors l'étoile se stabilise et fusionne ses noyaux d'hydrogène.

La vie des étoiles

Plus l'étoile est massive, plus sa durée de vie est longue. La vie de l'étoile est dépendante de la fusion des noyaux d'hydrogène et de sa transformation en hélium jusqu'à ce que l'hydrogène du noyau soit épuisé (10 à 20 % de l'hydrogène total est ainsi consommé) La fusion nucléaire produit de l'énergie sous forme de rayons gamma, celle-ci permet de maintenir l'équilibre hydrostatique (en gros sa forme et sa taille) de l'étoile, faute de quoi, la gravité la ferait s'effondrer.

Si la rection nucléaire se réduit, l'équilibre se romps et la gravité va contracter l'étoile jusqu'à son nouveau point d'équilibre. A contrario une augmentation des réactions nucléaires va entrainer une dilatation de l'étoile. Ces considérations sont fondamentales pour comprendre les "fins de vies" des étoiles

La mort des étoiles

Les étoiles de types naines rouges.

Ces étoiles ont en principe une masse inférieur à 0,7 masses solaires. Quand l'étoile a épuisé son hydrogène, elle se contracte, mais ne trouve pas assez d'énergie pour entamer son second cycle, celui de la fusion de l'hélium. Elle se refroidit donc lentement jusqu'à devenir une naine brune, puis une naine noire (c'est du moins ce que prévoit la théorie, car étant donné qu'on estime à 100 milliards d'années le temps nécessaire pour atteindre ce stade, l'univers est trop jeune pour en avoir engendrés)

Les étoiles de type solaire

Il s'agit d'étoiles dont la masse est située entre 0,7 et 6 Masses solaires. Lorsque l'hydrogène du noyau est épuisé, l'étoile se contracte. Cette contraction va créer dans le noyau des chocs de particules qui vont augmenter sa température. A 20 millions°  se produit "le flash de l'hélium", la fusion de l'hélium démarre, l'étoile à la recherche de son nouvel équilibre se dilate énormément jusqu'à devenir une géante rouge.
A la fin du processus de fusion de l'hélium du noyau (et de sa transformation en carbone et en oxygène) le déséquilibre hydrostatique fait exploser les couches superficielles d'hélium et d'hydrogène dans l'espace. C'est à ce moment que peut alors se former une nébuleuse planétaire. L'explosion ne laissera intacte que le noyau composé de carbone et oxygène et ce qui reste de l'étoile deviendra ainsi une naine blanche très massive, très chaude, très petite (environ 100 fois plus petite que l'étoile originelle) et qui mettra 100 milliards d'années à se refroidir.

Les étoiles géantes

Voyons maintenant les étoiles dont la masse est supérieure à 6 Masses solaires : Au début c'est pareil que pour les étoiles de types solaires, sauf que ça va beaucoup plus vite. Donc fusion de l'hydrogène, puis flash de l'hélium avec dilatation en supergéantes rouges.
Là où tout change, c'est que pendant la contraction de l'étoile en fin de consommation de l'hélium du noyau, le choc des particules lui fait atteindre une température de 800 millions°. A cette température la fusion du carbone et de l'oxygène démarre (si l'étoile a une masse supérieure à 10 Masses solaires, le noyau atteint 3 milliards° et permet la fusion du silicium).

Ensuite les réactions s'arrêtent  (quelle que soit la température du noyau). L'étoile présente une structure en forme de pelure d'oignon, en couches de gaz concentrique, du plus léger, l'hydrogène, à la périphérie, jusqu'au fer dans le noyau. Celui-ci se dissocie pour se transformer en cœur de neutrons :

L'équilibre hydrostatique étant rompu, la gravitation écrase les couches internes en une fraction de seconde, du coup, les couches externes s'effondrent sur le cœur de neutrons. Le choc provoque une élévation de la température qui grimpe à plusieurs milliards° de degrés. L'onde de choc souffle toute la matière de l'étoile (sauf le cœur) dans l'espace à une vitesse de plusieurs milliers de kilomètres par seconde, et l'énergie se libère sous forme de neutrinos. Une supernova vient de naitre, éclairant pendant plusieurs heures davantage que la galaxie où elle se trouve.

Dans l'histoire documentée de l'humanité on compte 9 explosions visibles de supernovae  depuis 2000 ans:
- en 185 (dans le Centaure, observée en Chine), 386, 393, (respectivement dans le Sagittaire et dans le Scorpion, observées en Chine), 1006 (dans la constellation du loup, observée en Europe et en Orient) , 1054 (devenue la Nébuleuse du Crabe), 1181 (dans la constellation du cygne, observée en Chine et au Japon), 1572 (dans Cassiopée, observée par Tycho Brahe), 1604 (dans Ophiuchus, observée par Johan Kepler), 1987 (dans le Grand Nuage de Magellan), soit une moyenne de une tous les 250 ans.
 
Il ne restera de l'étoile que le cœur qui deviendra soit :

- une étoile à neutrons (objet super massif mais d'un diamètre de seulement quelques kilomètres). La plupart de ces étoiles émettent un signal périodique (la période est très courte : d'une milliseconde jusqu'à quelques dizaines de secondes. On parle alors de Pulsar Le signal est le plus souvent des ondes radios, mais ce peut être également des rayons X ou des gammas. Le rayonnement n'est  n'est pas uniforme et se comporte comme la lumière d'un phare par balayage. La température à la surface d'une étoile à neutron est énorme (10 millions°, à titre de comparaison la surface solaire n'atteint "que" 6.000°)

- un trou noir si la masse initiale est supérieure à 25 Masses solaires :

Un trou noir n'est pas un trou (il n'y pas de trou dans l'espace, on entre pas donc pas dans un trou noir) !  Un trou noir c'est de la matière extrêmement dense d'ou rien ne peut s'échapper, pas même la lumière

Un trou noir n'est pas un astre glouton qui serait toujours en train d'absorber son environnement pour s'en nourrir. Les choses ne se passent pas comme ça, un trou noir possède un "horizon", si quelque chose franchit cet horizon, il est happé par le trou noir et ne peut s'en réchapper. Mais au-delà ce cet horizon tout se passe normalement, rien n'empêche par exemple que des débris de planètes restent satellisé autour d'un trou noir, il leur suffit pour cela de se situer au-delà de son "horizon". Tout ce qui happé par le trou noir est désintégré par l'effet de marrée et porté à des températures de plusieurs milliards de degrés... (autrement dit et toutes proportions gardées, tout projet de "voyage" vers un trou noir est aussi absurde qu'un projet de voyage vers le Soleil)

La température d'un trou noir est inversement proportionnelle à sa surface du trou noir. Les trous noirs stellaires, ayant un masse de l'ordre de la masse du Soleil, ont donc une température proche du zéro absolu. S'il existe ou s'il a existé des trous noir minuscule, ceux-ci pourraient à contrario avoir une température si élevée qu'ils pourraient émettre tout une quantité de particules]. 

Cas particulier des naines brunes

Certains objets accrétés dans les nuages de gaz sont trop peu massifs (moins de 0,07 Masses solaires) pour pouvoir enclencher des réactions nucléaires en leur seins. Ces étoiles "avortées" sont appelés naines brunes. Leur luminosité (uniquement dans l'infra rouge) n'est due qu'à la chaleur produite par l'effet de contraction. La limite inférieure de la masse des naines brunes est estimée à 0,013 masses solaires ou (ce qui revient au même) 13 fois la masse de Jupiter. On estime qu'environ 80 % des étoiles sont des naines rouges, (mais aucune n'est visible à l'oeil nu depuis la terre). L'étoile la plus proche du Soleil, Proxima du Centaure est une naine brune !

(1) ne m'écrivez pas pour me demander si ces ont des Kelvins ou des Celsius (à ce niveau on n'est pas à 273° près).