Commençons notre étude de la mort stellaire par le cas des étoiles peu massives. Les phénomènes qui se déroulent après la combustion de l´hélium rappellent ceux que nous avons décrits précédemment. Au centre de l´étoile, les réactions nucléaires transforment peu à peu l´hélium et le remplacent par de l´oxygène, du carbone et quelques autres éléments. Mais arrive un moment où la quantité d´hélium n´est plus suffisante pour entretenir les réactions nucléaires. Celles-ci s´éteignent et privent ainsi l´étoile de sa source d´énergie. Le noyau va par conséquent se contracter afin d´utiliser son énergie gravitationnelle comme nouvelle source. Ceci provoque la compression de la partie interne de l´enveloppe, riche en hélium, qui va atteindre les conditions nécessaires au déclenchement de la fusion. Une nouvelle coquille en combustion apparaît, cette fois formée d´hélium.
La nébuleuse planétaire IC 418. L´étoile au centre s´est transformée en nébuleuse planétaire il y a quelques milliers d´années. Le diamètre de la nébuleuse atteint maintenant 0,2 années-lumière. Crédit : NASA/STScI
L´étoile voit sa structure devenir plus complexe. Au centre, on trouve un noyau de carbone et d´oxygène éteint, entouré d´une coquille d´hélium en fusion, elle-même à l´intérieur d´une couche d´hydrogène en combustion. Le tout est enfoui dans une énorme enveloppe d´hydrogène qui n´est pas affectée par les réactions nucléaires car trop froide. Cette enveloppe va continuer à se dilater sous l´effet du flux d´énergie en provenance de la coquille d´hélium.
Cette phase de la vie de l´étoile va se révéler très agitée. Des instabilités apparaissent dans la coquille d´hélium et provoquent des pulsations de l´étoile. A chacune de ces oscillations, une partie de l´enveloppe se détache et est éjectée au loin. L´étoile va ainsi perdre peu à peu une quantité de matière impressionnante, dans certains cas une très grande fraction de sa masse totale.
Les éjections successives laissent le noyau pratiquement nu. Puisque ce dernier est très chaud, il émet des photons ultraviolets très énergétiques, qui vont ioniser le gaz de l´enveloppe détachée. Celui-ci réémet l´énergie reçue sous forme de photons de longueurs d´onde plus longues, en particulier dans le domaine visible. L´ensemble de l´étoile se met ainsi à briller et apparaît comme un noyau brillant entouré d´une énorme enveloppe lumineuse. Cette phase va durer environ 50 000 ans, jusqu´à ce que le gaz se disperse et devienne finalement trop ténu pour être visible.
L´éjection se faisant de manière symétrique autour de l´étoile, l´astre apparaît sphérique et peut être confondu avec une planète dans un petit instrument d´observation. C´est la raison pour laquelle les astronomes d´autrefois ont donné à cette phase le nom de nébuleuse planétaire. Depuis ces premières observations, plus d´un millier de ces objets ont été observés, mais leur nombre total dans notre Galaxie est estimé à plusieurs dizaines de milliers.
