Par Virginia Grant • Mis à jour le 24 mars 2022
Le diagramme de Hertzsprung-Russell est la référence en matière de classification des étoiles en fonction de leur luminosité et de leur température, et il reflète également leur taille physique. Des gigantesques supergéantes rouges qui éclipsent notre système solaire aux faibles naines brunes de faible masse, le rayon d’une étoile peut s’étendre sur plusieurs ordres de grandeur. La taille apparente dans le ciel est également influencée par la distance et la luminosité, de sorte qu'une naine blanche proche peut paraître plus brillante qu'une supergéante rouge lointaine.
Les supergéantes sont les étoiles les plus lumineuses et les plus massives, avec des masses dépassant dix fois celle du Soleil. Lorsque leurs noyaux épuisent l’hydrogène, ils se contractent et chauffent, enflammant la fusion de l’hélium et par la suite des éléments plus lourds tels que le carbone, l’oxygène, le néon, le magnésium et le silicium. Au cours de cette étape avancée, l’enveloppe externe s’étend considérablement – souvent à l’échelle des orbites des planètes extérieures – produisant l’emblématique supergéante rouge. Certaines supergéantes peuvent se contracter à nouveau, chauffant leurs surfaces et se déplaçant vers le bleu sur le diagramme H‑R.
Les étoiles géantes ont des masses d'environ 0,8 à 10M☉. Lorsque l’hydrogène du noyau s’épuise, le noyau d’hélium se contracte et s’enflamme, tandis que l’enveloppe gonfle. L’étoile s’éclaircit et se refroidit, se déplaçant vers la branche géante rouge. Cette phase peut durer des dizaines de millions à quelques centaines de millions d'années, selon la masse de l'étoile.
Les étoiles de la séquence principale, y compris notre Soleil, sont en équilibre hydrostatique, fusionnant l'hydrogène en hélium dans leur noyau. Leurs masses vont d'environ 0,75M☉ à 1,2M☉ dans les exemples ci-dessus. Une fois l’hydrogène du noyau épuisé, elles évoluent en géantes ou supergéantes. Les étoiles de masse plus élevée épuisent leur carburant plus rapidement; une étoile de 10M☉ peut vivre seulement quelques millions d'années, alors qu'une étoile de 1M☉ peut brûler pendant des milliards d'années.
Les naines brunes occupent l'écart de masse entre les planètes les plus lourdes et les étoiles les plus légères. Avec des masses comprises entre environ 13M_Jup et 75-80M_Jup, ils fusionnent du deutérium (hydrogène lourd) mais ne peuvent pas maintenir la chaîne proton-proton requise pour une fusion stellaire complète. Les objets en dessous de ~13M_Jup n'enflamment jamais la fusion et refroidissent régulièrement au fil du temps.