L'Univers est âgé d'environ 13,8 milliards d'années. C'est déjà un chiffre vertigineux, mais dérisoire comparé à la vie potentielle de certaines étoiles. Alors que les géantes bleues brillent de mille feux et s'éteignent en quelques millions d'années, une autre famille d'astres peut atteindre l'immortalité. Comment est-ce possible ? La réponse se niche dans le moteur même des étoiles : la fusion nucléaire.
Une étoile vit tant qu'elle transforme de l'hydrogène en hélium en son cœur. La masse de l'astre dicte la cadence de cette combustion. Plus une étoile est massive, plus sa pression interne est énorme, plus la fusion est rapide et violente. À l'inverse, les étoiles les plus légères, les naines rouges, consomment leur carburant avec une parcimonie extrême. Leur durée de vie peut alors atteindre des milliers de milliards d'années, soit mille fois l'âge actuel de l'Univers.
Les modèles astrophysiques de structure stellaire, dont les fondations remontent aux travaux de Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) et qui sont aujourd'hui affinés par des codes de simulation comme MESA, estiment qu'une naine rouge de 0,1 masse solaire peut brûler paisiblement pendant plus de 6 000 milliards d'années. Ce résultat découle d'une relation simple mais redoutable : la durée de vie d'une étoile (t) est proportionnelle à ses réserves de carburant (sa masse M) divisées par la vitesse à laquelle elle les consume (sa luminosité L) : \( t \sim \frac{M}{L} \)
Or la luminosité d'une étoile croît très rapidement avec sa masse, selon la relation empirique \( L \propto M^4 \). En combinant les deux, on obtient : \( t \propto \frac{M}{M^4} = M^{-3} \)
Une étoile dix fois moins massive que le Soleil vivrait donc environ \( 10^3 = 1\,000 \) fois plus longtemps, ce qui place déjà sa durée de vie dans les milliers de milliards d'années. En ajoutant le fait que les naines rouges sont entièrement convectives, exploitant ainsi la quasi-totalité de leurs réserves d'hydrogène là où le Soleil n'en consomme qu'une fraction, on atteint facilement des facteurs de 1 000 à 10 000 par rapport à la durée de vie solaire.
| Type stellaire | Masse (M☉) | Durée de vie (années) | Exemple d'étoile | Particularité |
|---|---|---|---|---|
| Géante bleue | ~ 20 | ~ 8 millions | Rigel (β Orionis) | L'une des étoiles les plus brillantes du ciel, bien que lointaine. |
| Géante bleue | ~ 15 | ~ 15 millions | Spica (α Virginis) | Étoile binaire massive dont la composante principale est très chaude. |
| Géante bleue | ~ 10 | ~ 30 millions | Alnilam (ε Orionis) | Étoile centrale de la ceinture d'Orion, elle finira en supernova. |
| Étoile massive | ~ 8 | ~ 100 millions | Naos (ζ Puppis) | Étoile de type spectral O, extrêmement chaude et lumineuse. |
| Étoile intermédiaire | ~ 3 | ~ 500 millions | Mintaka (δ Orionis) | Étoile multiple, dont la masse est encore suffisante pour une vie assez brève. |
| Étoile jaune-blanc | ~ 1,8 | ~ 2 milliards | Sirius A (α Canis Majoris) | L'étoile la plus brillante du ciel nocturne, plus massive que le Soleil. |
| Étoile jaune | ~ 1 | ~ 10 milliards | Soleil | Notre étoile, référence pour toutes les comparaisons. |
| Naine orange | ~ 0,7 | ~ 25 milliards | Alpha Centauri B | Compagne de la plus proche voisine du Soleil, vie plus longue que notre astre. |
| Naine rouge | ~ 0,4 | ~ 200 milliards | Gliese 581 | Célèbre pour son système planétaire, dont Gliese 581c. |
| Naine rouge | ~ 0,12 | ~ 6 000 milliards | Proxima Centauri (GJ 551) | Étoile la plus proche du Soleil (4,22 al), très active malgré sa faible masse. |
N.B. : En dessous de du seuil (0,08 M☉), l'objet n'a pas une pression et une température internes suffisantes pour amorcer et maintenir durablement la fusion de l'hydrogène en hélium. Il s'agit alors d'une naine brune, parfois appelée "étoile manquée".
Que deviendront ces astres frugaux à la fin de leur vie, dans un futur si lointain que toutes les autres étoiles se seront éteintes depuis longtemps ? Leur fin sera sans éclat : elles se contracteront lentement sur elles-mêmes, sans explosion, sans sursaut.
À mesure que leur hydrogène s'épuisera, elles se transformeront en naines blanches à hélium, des cadavres stellaires qui ne produiront plus aucune énergie par fusion. Ces cadavres stellaires rayonneront leur chaleur résiduelle dans le vide, refroidissant jusqu'à devenir des naines noires : des objets froids, denses et invisibles, dont l'existence reste à ce jour purement théorique, car l'Univers n'est pas encore assez vieux pour en avoir produit une seule.
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