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La gravité gouverne le cosmos. Il maintient les planètes en orbite, façonne la naissance des étoiles et des galaxies à partir de vastes nuages de gaz et, en fin de compte, régit la mort des étoiles massives. Lorsque la masse d'une étoile est suffisante (définie lors de sa formation), sa propre gravité peut la faire s'effondrer en un trou noir.
Les nébuleuses, vastes nuages interstellaires de gaz et de poussière, imprègnent l'univers. En leur sein, les variations de densité permettent aux gaz froids (juste au-dessus du zéro absolu) de fusionner en amas. Lorsqu’un amas se forme à l’intérieur d’une région dense appelée nuage moléculaire, il attire la matière environnante. À mesure que la masse s'accumule, la compression gravitationnelle augmente la température centrale :les particules entrent en collision plus souvent et avec une plus grande énergie cinétique, ouvrant la voie à la formation d'étoiles.
La formation d'étoiles prend environ 10 millions d'années à partir d'un amas interstellaire. À mesure que le noyau chauffe, la protoétoile naissante émet un rayonnement infrarouge. Lorsqu'il devient suffisamment dense pour que le rayonnement soit piégé, la température centrale augmente jusqu'à atteindre environ 10 millions de K (≈18 millions de °F). À ce stade, la fusion de l’hydrogène s’enflamme, produisant une pression vers l’extérieur qui équilibre la gravité. L'étoile s'installe dans la séquence principale, une phase stable qui dure de centaines de millions à plus d'un billion d'années, pendant laquelle son rayon et sa température de surface restent largement constants.
Les étoiles dont la masse est égale ou supérieure à 25 × solaire sont classées comme géantes bleues. Leur énorme pression centrale entraîne la fusion à des températures beaucoup plus élevées, leur donnant une luminosité bleuâtre et des températures de surface autour de 20 000 K (≈35 450°F), comparées aux 6 000 K (≈10 340°F) du Soleil. Les taux de fusion accélérés amènent ces étoiles à épuiser leur réserve d’hydrogène dans une petite fraction de la durée de vie de la séquence principale du Soleil.
Une fois qu’une géante bleue épuise son hydrogène, le noyau se contracte et enflamme la fusion de l’hélium. À mesure que les éléments plus lourds fusionnent, le noyau devient de plus en plus dense. Lorsque le combustible nucléaire est épuisé, la gravité submerge toute pression interne, déclenchant une supernova d’effondrement du cœur qui éjecte les couches externes. Si la masse résiduelle dépasse environ trois masses solaires, aucune force connue ne peut contrecarrer la gravité et le noyau s'effondre en une singularité :un trou noir.