Par Karen Adams, mis à jour le 24 mars 2022
La mort d’une étoile n’est pas une fin définitive mais une transformation qui engendre de nouvelles structures cosmiques. L'univers étant encore jeune, les astronomes s'appuient sur des modèles et des observations pour reconstituer le cycle de vie des étoiles.
Les étoiles dont la masse peut atteindre environ 0,5 M☉ (la moitié de la masse du Soleil) évitent l’effondrement du noyau. Après avoir épuisé l'hydrogène et l'hélium, ils perdent leurs couches externes et laissent derrière eux un noyau dense et dégénéré en électrons :une naine blanche.
Une naine blanche est le vestige d’une étoile de faible masse. Son noyau, composé principalement de carbone et d'oxygène, est soutenu par la pression de dégénérescence électronique. Bien qu'il ne puisse pas fusionner le combustible, il se refroidit progressivement sur des milliards d'années, rayonnant sa chaleur résiduelle dans l'espace.
Dans la phase géante rouge, le noyau d’une étoile se contracte tandis que son enveloppe externe se dilate. La fusion de l'hélium dans le noyau produit du carbone et de l'oxygène, et les couches externes de l'étoile sont finalement expulsées, formant une nébuleuse planétaire brillante et laissant derrière elle une nouvelle naine blanche.
La limite de Chandrasekhar — 1,4 M☉ — définit la masse maximale qu'une naine blanche peut supporter. Les étoiles en dessous de ce seuil finissent leur vie sous forme de naines blanches. Les étoiles plus massives dépassent cette limite, s'effondrent en étoiles à neutrons et, si elles atteignent environ 5M☉ ou plus, peuvent exploser sous forme de supernovae à effondrement du noyau, laissant derrière elles des étoiles à neutrons ou des trous noirs.
