Une étoile commence comme un nuage de gaz interstellaire, principalement composé d’hydrogène. Finalement, de petits différentiels de densité commencent à créer des puits de gravité, attirant d’autres particules plus près et les condensant. Au fil du temps, ce processus de compactage crée un nuage central de forme sphérique, mis en orbite par le gaz sur les franges, créant ce qu’on appelle un disque d’accrétion.
L’étape critique dans la naissance d’une étoile est la création de niveaux de densité suffisants pour initier la fusion de l’hydrogène. La fusion rassemble des noyaux atomiques plus légers que celui du fer, libérant ainsi de l’énergie. Les premiers atomes à fusionner dans un nuage d’étoiles en condensation sont probablement des atomes de deutrium, un isotope de l’hydrogène avec un neutron. Malgré leur rareté par rapport à l’hydrogène conventionnel, ils nécessitent une température et une pression inférieures pour fusionner et devraient donc probablement démarrer en premier. La fusion des noyaux atomiques est difficile à réaliser en raison de la répulsion électrostatique causée par les couches électroniques des deux atomes.
Après que le deutrium dans le nuage d’étoiles s’enflamme et commence à libérer des quantités prodigieuses d’énergie, ce n’est qu’une question de temps avant que l’hydrogène environnant commence à fusionner et que le corps céleste devienne une véritable étoile. Avec un noyau de quelques dizaines de millions de degrés ou plus, les jeunes étoiles sont souvent les corps les plus énergétiques à des années-lumière environ.
La grande majorité des atomes dont notre corps est constitué ont été synthétisés par la fusion de noyaux atomiques dans un processus appelé nucléosynthèse stellaire. La plupart des atomes en dehors de l’hydrogène sont formés de cette manière.
L’avenir et la durée de vie d’une étoile dépendent de sa masse. La plupart des étoiles passent la majeure partie de leur vie sur ce qu’on appelle la séquence principale, fusionnant des noyaux légers dans des réactions énergétiques. Alors qu’elles commencent à fusionner tout leur hydrogène, les étoiles commencent à perdre de l’énergie. Pour les étoiles d’environ 0.4 fois la masse de notre Soleil ou moins, cela provoque un effondrement gravitationnel. L’étoile se transforme en naine rouge homogène et ne fusionnera plus jamais d’éléments.
Pour des étoiles de 0.4 fois la masse de notre Soleil jusqu’à environ dix fois, l’hélium commence à s’agréger dans le noyau de l’étoile au fur et à mesure que le processus de fusion se poursuit. L’hélium ne fusionne pas facilement, il ne fait donc que traîner. Sa plus grande densité provoque une très forte poussée d’hydrogène dans les couches au-dessus de lui, accélérant la fusion de l’hydrogène restant et rendant l’étoile 1,000 10,000 à XNUMX XNUMX fois plus brillante. Cela produit une géante rouge, avec un rayon similaire à la distance à laquelle la terre orbite autour du soleil. Après que la géante rouge ait épuisé son carburant, elle s’effondre violemment. La force de cisaillement de la matière qui se frotte libère une énorme quantité d’énergie, provoquant une explosion de supernova. Les supernovas sont parmi les phénomènes les plus énergétiques de l’univers, une fin appropriée à la vie majestueuse d’une étoile.