En regardant le ciel, on remarque que les étoiles sont de couleurs différentes. Certaines sont bleues, d'autres rouges; leur diamètre et leur masse sont également très variables. Ce sont d'immenses réservoirs d'hydrogène, dont la masse peut varier de 1025 à 1036 kg. Notre Soleil est une étoile moyenne de 2 × 1030 kg.
Chaque étoile transforme continuellement son hydrogène en hélium, à un rythme lié à sa masse. Pour le Soleil, plus de 600 millions de tonnes d'hydrogène sont converties chaque seconde; quatre millions de tonnes servent à produire son énergie. Cette phase durera encore environ cinq milliards d'années.
La couleur
La couleur dépend de la température de surface, qui peut varier de 2 500 à 20 000 °C. Le Soleil, blanc, atteint environ 7 000 °C à sa surface. Les étoiles sont classées selon le code spectral O, B, A, F, G, K, M : des bleues les plus chaudes aux rouges les plus froides.
Le diagramme de Hertzsprung-Russell montre que la majorité des étoiles se trouvent sur la séquence principale. Il renseigne sur leur âge, leur taille et leur type spectral. Antares, dans le Scorpion, est une supergéante rouge de plus de 450 fois le diamètre solaire; Sirius, dans le Grand Chien, est blanche, très chaude et deux fois plus massive que le Soleil.
La naissance des étoiles
Les étoiles se forment en groupes dans d'immenses nuages de gaz et de poussières, les nébuleuses. Des ondes de choc de supernovae, les effets de marée ou le passage d'un amas peuvent comprimer ces nuages. La gravité provoque ensuite leur effondrement et leur réchauffement; si la masse est suffisante, les réactions nucléaires commencent : une proto-étoile naît.
Les étoiles peu massives brûlent leur hydrogène lentement et vivent plusieurs milliards d'années. Les plus massives ne vivent que quelques millions d'années. Hubble a notamment révélé des étoiles en formation dans M42, la grande nébuleuse d'Orion.
Les Pléiades, dans le Taureau, constituent un autre groupe de jeunes étoiles. Les traces de la nébuleuse ayant formé le groupe restent visibles sur les photographies à longue exposition.
La mort des étoiles
La masse détermine la gravité et les réactions nucléaires, deux forces en équilibre durant la vie d'une étoile. Selon sa masse, celle-ci termine sa vie en naine blanche, en nova, en supernova, en étoile à neutrons ou en trou noir.
Le flash de l'hélium et les naines blanches
Les étoiles de faible masse, dont le Soleil, passent par le flash de l'hélium après avoir épuisé leur hydrogène. Leur cœur, alors très chaud et riche en hélium, connaît une fusion rapide. L'étoile perd progressivement de la matière et peut devenir très brillante.
Lorsque l'hélium est consommé, le noyau se contracte et les couches externes sont expulsées : une nébuleuse planétaire se forme. Le cœur résiduel devient une naine blanche, dont la masse peut être comparable à celle du Soleil dans un volume proche de celui de la Terre. Avec le temps, elle se refroidit et devient une naine noire.
Les novae et les supernovae
Une nova se produit généralement dans un système double composé d'une naine blanche et d'une géante rouge. La matière arrachée à la géante s'accumule sur la naine blanche jusqu'à déclencher une immense explosion : la luminosité peut alors augmenter 100 000 fois.
Les supernovae sont des étoiles très massives dont le cœur s'effondre puis explose violemment. Elles peuvent briller davantage que leur propre galaxie pendant plusieurs semaines ou mois. Une supernova peut également se former lorsqu'une naine blanche, dans un système binaire, atteint une masse critique.
Les étoiles à neutrons et les pulsars
Un reste de supernova entre 1,5 et 3 masses solaires peut former une étoile à neutrons. Ces objets, de seulement 5 à 25 km, peuvent tourner sur eux-mêmes des centaines de fois par seconde. Ils émettent leur énergie par impulsions : ce sont les pulsars. L'un des plus faciles à observer se trouve dans la nébuleuse du Crabe.
Les trous noirs
Si le reste d'une étoile est encore plus massif, il peut former un trou noir. Sa gravité devient alors si intense que même la lumière ne peut s'en échapper. La limite de Roche désigne la région où les forces de marée peuvent déchiqueter un objet; la surface de Schwarzschild correspond à la limite où la vitesse de libération égale celle de la lumière.
Les trous noirs s'observent indirectement : ils perturbent les trajectoires d'étoiles voisines ou forment des disques d'accrétion qui émettent des rayons X et des ondes radio. Cygnus X-1 est l'un des candidats les plus connus.