Un scoop :
Les étoiles ne naissent pas dans les choux.
On a vu que les premiers âges de l’Univers ont débouché sur la formation d’atomes gazeux en grande quantité, surtout de l’hydrogène, un peu d’Hélium, de deutérium et de lithium .
Mais il suffit de regarder autour de nous pour admettre qu’à ce stade il reste beaucoup de chemin à faire avant que ne se dessine la structure de l’Univers actuel où le gaz sous forme de nuages subsiste encore en grande quantité mais où sont apparus de nouveaux atomes, plus lourds, et de nouvelles structures, étoiles et planètes en nombre si grand que leur formation semble gouvernée par une loi implacable qui impose à la matière d’évoluer en ce sens. C’est à ces mécanismes que nous allons nous intéresser maintenant . Il se pourrait bien que le télescope spatial HUBBLE qui nous a transmis ces photos, nous convie à un spectacle fascinant : la naissance d’une étoile . Le principe de formation d’une étoile est toujours le même . Il se crée dans le nuage, une petite discontinuité, un kyste de matière qui va s’imposer à son voisinage, moins dense, attirer à lui les particules environnantes pour grossir encore et accroître son pouvoir gravitationnel . Le phénomène va s’amplifier et les gaz originels où domine l’hydrogène vont s’accumuler jusqu’à ce qu’on atteigne au centre du kyste, (qui va bientôt mériter le nom de « protoétoile ») les pressions phénoménales qui vont permettre à un proton de franchir la barrière électromagnétique qui tend à l’éloigner d’un autre proton . Bientôt, les deux protons seront si rapprochés l’un de l’autre qu’ils vont entrer dans le champ d’influence de l’interaction nucléaire, responsable de la cohésion des noyaux et ils vont fusionner . C’est ainsi que noyaux légers seront transformés en noyaux plus lourds qui, lorsqu’ils trouveront des conditions propices, capteront des électrons pour donner des atomes comme le carbone, l’azote, l’oxygène ou le fer. Plus les atomes sont lourds, plus les réactions qui vont permettre de les synthétiser nécessitent des températures élevée, ce qui suppose des étoiles de plus en plus massives . Une fois la réaction amorcée, les forces électromagnétiques, contrariées par l’interaction forte vont libérer leurs agents devenus inutiles et une débauche de photons va inonder l’espace en donnant à l’étoile son aspect lumineux, si caractéristique. Certains astres n’atteignent pas la masse critique et ne sont pas en mesure d’amorcer la fusion en leur sein. De ce fait ils demeurent obscurs, invisibles et mystérieux : on les appelle des naines brunes . Mais l’efficacité de ces mécanismes, qu’on appelle NUCLEOSYNTHESE STELLAIRE dépendent non seulement de la taille de l’étoile mais de son histoire . Quelle est cette histoire ? 1 Comme on vient de le voir, au sein des nuages de gaz et de poussières se forment des PROTOETOILES. Les étoiles primitives, comme celles qu'on trouve dans les amas globulaires du halo galactique (un peu au dessus ou en dessous du disque de notre galaxie), sont âgées de 12 à 14 milliards d'années et sont composées presque exclusivement d'hydrogène et d'hélium . Les étoiles plus récentes, comme le soleil, qu'on trouve dans le disque galactique, recyclent les éléments qui ont déjà été synthétisés dans d'autres étoiles (notamment des métaux ou d'autres éléments lourds) . Nous apprendrons comment on peut déterminer la constitution d'une étoile en analysant sa lumière . Dans leur jeune âge, toutes les étoiles sont très lumineuses, bleues ou jaunes comme le soleil . Mais leur vie est d'autant plus brève qu'elles sont massives à l'origine. 2 Sans hydrogène, il n'y a pas d'étoile . En son centre, l'hydrogène se transforme en hélium, ce qui libère beaucoup d'énergie . Une fois que le cœur est consommé, il s'effondre, provoquant une forte augmentation de température permettant la fusion de noyaux légers en noyaux plus lourds . La fusion hydrogène / hélium est transférée vers l'extérieur dans une couronne intermédiaire . L'équilibre gravité / pression est rompu au sein de l'astre.
On atteint le stade géante rouge .
On a imaginé que ce gaz, soumis à l’influence de la gravitation et agité par des mouvements internes comparables à ceux qui accouchent des cyclones dans notre atmosphère, pouvait ébaucher les vastes ensembles qui seraient à l’origine des galaxies. 
La vie d'une étoile
Soumise à la pression gazeuse résultant du déplacement vers l'extérieur de la réaction nucléaire, l'étoile se dilate et se colore en rouge sous l'influence des éléments lourds (notamment le fer).
