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Une fois l’hydrogène épuisé, l’étoile commence à convertir l’hélium
en éléments encore plus complexes, et elle devient une géante rouge. Les
étoiles de petite ou moyenne masse (comme le Soleil) évoluent ensuite
vers un état dégénéré de naines blanches, parce que leur température cen-
trale est insuffisante pour amorcer d’autres réactions de fusion nucléaire.

Mais les étoiles les plus massives (plus de huit à dix fois la masse du
Soleil) parviennent à une température centrale suffisante pour produire
d’autres cycles de fusion nucléaire. S'y forment alors des éléments de plus
en plus complexes, jusqu’au fer. Pour finir, une telle étoile devient finale-
ment instable, son cœur s’effondre, et son enveloppe extérieure est éjectée
dans une explosion gigantesque, appelée supernova. Il en reste un résidu
très compact, une étoile à neutrons, ou un trou noir pour les plus grandes.
Les étoiles se présentent ainsi sous une grande variété de masses, de
luminosités, de couleurs, et de compositions chimiques. Cela dépend de
l’état évolutif dans lequel se trouve chacune, et de sa distance par rapport
à notre observation. Les étoiles jeunes, chaudes et lumineuses nous ap-
paraissent en tons plutôt bleus, tandis que les étoiles les plus vieilles, re-
lativement plus froides, nous apparaissent plutôt rouges.
Il est intéressant de rappeler qu’en se servant de ces estimations (au
demeurant erronées, étant donné qu’il ne pouvait pas savoir alors quelle
était la véritable source de l’énergie solaire), Thomson avait émis impru-
demment une objection à la théorie de l’évolution des espèces de Darwin,
car selon lui, le Soleil n’aurait pas pu fonctionner plus de quelques cen-
taines de milliers d’années. La suite des découvertes allait corriger cela
De son côté, William Huggins (1824-1910) qui observait en 1864 ce
qu’on appelait alors une nébuleuse planétaire, supposa, selon ses analyses
spectroscopiques, qu'elle était constituée de gaz incandescents, puis-
qu'avant 1920, le terme nébuleuse désignait un amas local de gaz ionisés et
de poussières, en ignorant sa vaste consistance matérielle réelle.
Heureusement, au début du 19 siècle, l’utilisation de télescopes de
ème
plus en plus puissants, permettant d’explorer plus loin le ciel, a aidé à dé-
terminer plus exactement la position et le type des astres, des amas, et des
phénomènes stellaires. Ce qu’on appela alors l’astronomie de position at-
teignit une précision inconcevable auparavant. Et les observatoires astro-
nomiques, tels que celui de Greenwich, commencèrent vers la fin du siècle
à devenir de modernes laboratoires de physique, où travaillaient des cher-
cheurs désormais professionnalisés et plus nombreux.

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