De tout temps, l'homme a regardé le ciel. Il y a fort longtemps, il ignorait ce qu'étaient ces points brillants qui recouvraient la voute céleste et qui semblaient immobile. Mais il s'est rendu compte que d'une saison à l'autre ce n'était pas les mêmes. Il apprit à les repérer et c'est ainsi qu'en Egypte par exemple, il avait comprit que lorsque l'étoile Sirius (qu'il appelait alors Sotis), apparaissait dans le ciel, les crues du Nil étaient imminentes et que ses alluvions allaient fertiliser les terres agricoles.

Les siècles ont passé et de nos jours nous en savons beaucoup plus sur ces astres, bien que nous avons sans doute encore beaucoup à apprendre. Il faut dire que nous en avons une "à portée de main", c'est notre Soleil. D'une manière générale et simpliste, une étoile est une boule de gaz extrêmement chaude qui transforme l'hydrogène en hélium selon des réactions nucléaires qui se produisent en son coeur. Mais on peut dire que nous avons des points communs avec ces astres; En effet, les étoiles naissent, vivent leur vie plus ou moins agitée, et finissent par mourir. Alors comment naissent-elles? Au départ il faut un nuage de gaz et de poussières comme il y en a beaucoup dans l'univers. Ce nuage doit se contracter, et pour cela il lui faut un peu d'aide. Celle-ci peut être due par exemple à une lointaine onde de choc. La contraction du nuage de gaz et de poussières forme alors une sorte de grumeau, ainsi que d'autres, qui s'attirent entre eux pour n'en former plus qu'un qui continue à grosir en attirant de plus en plus de matière. Au centre, cette matière devient de plus en plus dense, de plus en plus chaude et commence à tourner sur elle-même en s'aplatissant. La température atteint plusieurs millions de degrés et les premières réactions thermonucléaires se produisent. Le coeur commence alors à briller ; un bébé étoile vient de naître. C'est ce qui est illustré ci-dessous. Bien sûr, ce processus est très long et peut demander un million d'années, mais c'est bien peu à l'échelle astronomique.

Ensuite, la vie de l'étoile va dépendre en grande partie de sa masse initiale. Si la masse d'une étoile est comprise entre 1 et 1,1 masse solaire, son évolution sera identique à celle du Soleil. Si cette masse dépasse 2,25 masses solaires, une différence importante intervient. Lorsque l'hydrogène brûle en couche autour du noyau d'hélium, ce dernier ne devient jamais dégénéré. La réaction de combustion de l'hélium est explosive et le noyau d'hélium se dilate. Cette dilatation altérera la température et la densité dans la coquille de combustion de l'hydrogène, de sorte que cette combustion fournit moins d'énergie et la luminosité de l'étoile chute. La température de surface augmente et la suite de l'évolution est assez proche de celle que connaîtra le Soleil. Les étoiles très massives deviennent des supernovae, c'est à dire qu'elles subissent un événement catastrophique. Leur luminosité devient très élevée pendant un temps asez court. L'étoile peut rayonner, en quelques jours, autant d'énergie que le Soleil en 10 milliards d'années. D'autres deviendront une étoile à neutrons ou un trou noir si son noyau est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. C'est le cas pour les étoiles dépassant 8 masses solaires.

Les étoiles sont classées dans le diagramme Herstprung-Russel selon leur classe spectrale, leur luminosité et leur température :

Nous voyons que le Soleil est presque au centre de ce diagramme, en regard de la classe spectrale G. La ligne sur laquelle il se trouve s'appelle "la séquence principale" car le plus grand nombre d'étoiles se trouvent et y passe la plus grande partie de leur vie. Dans la partie inférieure se situent les petites étoiles appelées "naines" tandis que dans la partie supérieure on trouve les étoiles géantes et supergéantes. Les géantes rouges sont de vieilles étoiles en fin de vie, comme bételgeuse dans la constellation d'Orion, en haut à droite de ce diagramme. A contrario, les étoiles bleues sont plutôt jeunes. Notre Soleil se trouve donc dans la moyenne de toutes ces populations stellaires et vivra encore environ 5 milliards d'années. Il en est à peu près à la moitié de sa vie.

Il faut savoir que plus une étoile est "grosse", moins longtemps elle vivra car elle épuise son carburant plus rapidement. Cette fusion nucléaire se fait selon deux cycles principaux : le cycle proton-proton et le cycle CNO (carbone-azote-oxygène).

Ci-dessus est résumée la vie d'une étoile comme notre Soleil qui approche le bel âge de 5 milliards d'années. Lui aussi finira par consommer tout l'hydrogène en son centre. L'énergie proviendra alors d'une couche qui entoure le noyau. Cette couche va s'étendre en augmentant sa densité et sa température. Le manteau à son tour va se dilater et se refroidira. Le Soleil deviendra une géante rouge. Puis petit à petit il ne restera plus qu'un noyau qui deviendra une naine blanche.

Mais le shéma ci-dessus nous montre que la destinée des étoiles varie en fonction de leur masse. Les étoiles de grande masse peuvent terminer leur vie en étoile à neutrons ou en trou noir, en passant par le stade de supernova. Comme son nom l'indique, une étoile à neutrons est presque exclusivement constitué de neutrons. C'est la pression de dégénérescence des neutrons qui équilibre la force gravitationnelle. Pour une masse solaire une telle étoile ne fait qu'une dizaine de kilomètres de rayon, et sa densité est d'environ 500 millions de tonnes par centimètre cube. Si la Terre avait une telle densité, son diamètre ne dépasserait pas 30 mètres et le mont Everest ne s'élèverait pas à plus de 2 cm. Pour des étoiles d'au moins 8 masses solaires, le noyau est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. En leur centre, la densité est alors infinie et donc, la vitesse de libération l'est également. Autrement dit, pour s'en échapper, il faudrait avoir recours à des vitesses supérieures à celle de la lumière, ce qui est impossible. Rien ne peut donc s'en échapper, même pas la lumière, d'où le nom de "trou noir".