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Les étoiles sont composées principalement d’hydrogène et d’hélium. Ils varient considérablement en taille, en luminosité et en température et vivent pendant des milliards d'années en passant par plusieurs étapes. Notre propre soleil est une étoile typique, une des centaines de milliards qui jonchent la Voie Lactée.
Naissance
Les étoiles naissent dans de grandes «pépinières» galactiques appelées nébuleuses, un mot latin qui signifie nuage. Les nébuleuses sont des nuages denses de poussière et de gaz pouvant donner naissance à des centaines d'étoiles. Dans certaines régions de la nébuleuse, le gaz et la poussière se rassemblent sous forme de touffes. Une nouvelle étoile apparaît lorsque l’une de ces masses accumule une masse telle qu’elle s’effondre sous l’effet de sa propre gravité. L'augmentation de la densité du nuage en condensation entraîne une augmentation significative de la température. Finalement, la température devient si élevée que la fusion nucléaire se produit, formant une étoile «infantile» appelée protostar.
Étoiles de la séquence principale
Une fois que la protoétoile a rassemblé assez de masse des nuages de gaz et de poussière environnants, elle devient une étoile de la séquence principale. Les étoiles de la séquence principale fusionnent des atomes d'hydrogène pour créer de l'hélium dans un processus appelé fusion nucléaire. Les étoiles peuvent exister à ce stade pendant des milliards d'années. Notre soleil est actuellement dans sa phase de séquence principale.
La luminosité d’une étoile dépend fortement de sa masse. Plus une étoile de la séquence principale est massive, plus elle présentera de luminosité. La couleur d’une étoile de la séquence principale est une indication de la température de l’étoile. Les étoiles plus chaudes apparaissent en bleu ou en blanc et les étoiles plus froides en rouge ou orange. La masse d'une étoile influencera également sa durée de vie. Plus une étoile a de masse, plus sa durée de vie sera courte.
Géants rouges
Après avoir brûlé pendant des milliards d’années, une étoile de la séquence principale finira par épuiser son alimentation en carburant car la majeure partie de son hydrogène est convertie en hélium par fusion nucléaire. L’excès d’hélium fera alors augmenter la température de l’étoile. Lorsque cela se produira, l'étoile deviendra un géant rouge.
Les géantes rouges sont de couleur rouge vif. Elles sont également plus grandes et beaucoup plus lumineuses que les étoiles de la séquence principale. Alors que le noyau de la géante rouge continue de s’effondrer sous l’effet de la pesanteur, il deviendra suffisamment dense pour convertir son stock restant d’hélium en carbone. Cela se produit sur une période d'environ 100 millions d'années, jusqu'à ce qu'il soit temps pour l'étoile de mourir. Tout comme la masse dictera la luminosité d’une étoile, elle déterminera également le mode de sa mort.
Nains blancs
Les étoiles de la séquence principale qui ont des masses inférieures deviennent finalement des naines blanches. Une fois qu'un géant rouge aura brûlé son stock d'hélium, l'étoile perdra de la masse. Le reste de son carbone continuera de se refroidir et sa luminosité diminuera pendant des milliards d’années jusqu’à devenir un nain blanc. Finalement, l'étoile naine blanche cessera de produire de l'énergie et s'assombrira pour devenir un nain noir. Les étoiles naines blanches sont plus petites, plus denses et moins lumineuses que les étoiles géantes rouges. La densité des étoiles naines blanches est si grande qu’une simple cuillère de matière naine blanche pèserait plusieurs tonnes.
Supernovas
Les stars de la séquence principale qui ont une masse plus élevée sont vouées à mourir dans des explosions dramatiques et violentes appelées supernovas. Une fois que ces étoiles ont épuisé leur réserve d'hélium, le noyau de carbone restant est finalement converti en fer. Ce noyau de fer s'effondrera alors sous son propre poids jusqu'à ce qu'il atteigne un point où la matière commence à rebondir de sa surface. Lorsque cela se produit, une explosion massive se produit qui générera un éclat de lumière brillant égal à la luminosité de toute une galaxie d'étoiles. Lors de certaines explosions de supernova, les protons et les électrons vont se combiner pour former des neutrons. Cela conduit à la formation d'étoiles extrêmement denses appelées étoiles à neutrons.