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Les astronomes définissent une naine rouge comme une étoile ayant une masse comprise entre environ 0,08 et 0,5 fois celle du Soleil, composée principalement d'hydrogène. Ces étoiles sont petites et froides, avec des températures de surface autour de 2 700 °C (4 900 °F), ce qui leur confère une lueur rougeâtre caractéristique. En raison de leur masse modeste, les naines rouges fusionnent l'hydrogène très lentement, ce qui leur permet de briller pendant 20 à plus de 100 milliards d'années, soit plus longtemps que l'âge actuel de l'Univers.
La durée de vie d’une étoile est directement liée à sa luminosité, c’est-à-dire à l’énergie qu’elle émet chaque seconde. La production d’énergie totale d’une étoile est égale à sa luminosité multipliée par sa durée de vie. Les étoiles massives commencent leur vie avec plus de carburant, mais le brûlent également à un rythme beaucoup plus rapide, produisant une luminosité bien plus grande. Par exemple, le Soleil, avec une température de surface de 5 600°C (10 000°F), rayonne bien plus d'énergie qu'une naine rouge et brille déjà depuis environ 5 milliards d'années, avec une durée de vie totale prévue d'environ 10 milliards d'années.
Les étoiles génèrent de la lumière et de la chaleur grâce à la fusion nucléaire :la conversion de l'hydrogène en hélium sous une pression et une température extrêmes dans le noyau. Ce processus libère jusqu'à dix millions de fois plus d'énergie que la combustion chimique. Bien que les réactions de fusion soient rares, elles maintiennent l’éclat d’une étoile pendant des millions, voire des milliards d’années. Lorsqu'une étoile épuise son hydrogène, elle commence à fusionner des éléments plus lourds, progressant jusqu'au fer avant de s'épuiser.
La plupart des étoiles se forment à partir de nuages d’hydrogène interstellaire et d’autres éléments. L'effondrement gravitationnel comprime le matériau jusqu'à ce que la température centrale soit suffisamment élevée pour la fusion. L’étoile passe alors la majeure partie de sa vie à fusionner de l’hydrogène en hélium. Une fois l’hydrogène épuisé, l’étoile se dilate et brûle de l’hélium puis des éléments plus lourds. En fin de compte, le carburant de l’étoile est épuisé et elle subit un effondrement final, qui peut produire une nova, une supernova ou laisser derrière elle une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir, en fonction de sa masse d’origine. Au fil du temps, les naines blanches et les étoiles à neutrons se refroidissent et se transforment en restes sombres.