Quel est le cycle de vie d'une étoile?
Une étoile commence par un nuage de gaz interstellaire, principalement constitué d'hydrogène. Finalement, de petits différentiels de densité commencent à créer des puits de gravité, en rapprochant d'autres particules et en les condensant. Au fil du temps, ce processus de compactage crée un nuage central de forme sphérique, orbité par le gaz sur les franges, créant ce que l'on appelle un disque d'accrétion.
L'étape critique de la naissance d'une étoile est la création de niveaux de densité suffisants pour initier la fusion de l'hydrogène. La fusion réunit des noyaux atomiques plus légers que ceux du fer, libérant de l'énergie. Les premiers atomes à fusionner dans un nuage étoile en condensation sont probablement des atomes de deutrium, un isotope de l'hydrogène à un neutron. Malgré leur rareté par rapport à l'hydrogène conventionnel, ils nécessitent une température et une pression plus basses pour fusionner et devraient donc commencer en premier. La fusion de noyaux atomiques est difficile à réaliser en raison de la répulsion électrostatique provoquée par les couches d'électrons des deux atomes.
Une fois que le deutrium dans le nuage d'étoiles s'enflamme et commence à libérer des quantités prodigieuses d'énergie, il ne reste plus qu'une question de temps avant que l'hydrogène environnant commence à fondre et que le corps céleste devienne une véritable étoile. Avec un noyau de quelques dizaines de millions de degrés ou plus, les étoiles infantiles sont souvent les corps les plus énergiques pendant des années-lumière.
La grande majorité des atomes constituant notre corps ont été synthétisés par la fusion de noyaux atomiques dans un processus appelé nucléosynthèse stellaire. La plupart des atomes, outre l'hydrogène, se forment 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'ils commencent à fusionner tout leur hydrogène, les étoiles commencent à perdre de l'énergie. Pour les étoiles environ 0,4 fois la masse de notre Soleil ou en dessous, cela provoque un effondrement gravitationnel. L'étoile se transforme en un nain rouge homogène et ne fusionnera plus jamais d'éléments.
Pour les étoiles 0,4 fois la masse de notre Soleil jusqu'à environ dix fois, l'hélium commence à s'agglomérer dans le noyau de l'étoile à mesure que le processus de fusion se poursuit. L'hélium ne fond pas facilement, alors il traîne. Sa densité supérieure provoque une forte compression de l'hydrogène dans les couches supérieures, accélérant ainsi la fusion de l'hydrogène restant et rendant l'étoile 1 000 à 10 000 fois plus brillante. Cela produit une géante rouge, avec un rayon similaire à la distance à laquelle la Terre tourne autour du soleil. Une fois que le géant rouge a épuisé son carburant, il 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 pour la vie majestueuse d'une étoile.