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Au centre de chacun de ces grumeaux, le gaz et les poussières se fondent une grande boule gazeuse, entouré du reste du grumeau qui a pris la forme d’un disque tout autour. Alimentée par le disque qui l’entoure, la boule de gaz se réchauffe au fil de se contraction. Les poussières disparaissent, détruits par la température grimpante, la future étoile est encore très grosse, peu dense et rougeâtre.
Ensuite, la température augmentant encore, ce sont les atomes qui se cassent : les électrons qui d’habitude tournent bien sagement autour des noyaux des atomes se libèrent et s’en vont librement. L’évaporation des glaces, la destruction des grains de poussière et enfin l’ionisation (lorsque les électrons quittent les noyaux atomiques) absorbent de la chaleur, qui permet à l’étoile de se contracter encore un peu plus. Soit dit en passant, les atomes d’hydrogène sont les plus simples qui existent, car le noyau est fait d’une seule particule, un proton, lié à un seul électron. Et comme onze atomes sur douze dans une étoile sont des atomes d’hydrogène, l’ionisation est plutôt vite faite.
L’effondrement dure maintenant depuis plusieurs millions d’années, et au centre de la proto-étoile, les noyaux d’hydrogène - ayant perdu leur électron depuis belle lurette - sont soumis à des températures frisant la dizaine de millions de degrés. Jusque là, les protons qui étaient lancés l’un vers l’autre ne pouvaient pas s’approcher de très près, car les protons se repoussent à cause de leur charge électrique positive.
Mais à la température de dix millions de degrés, les protons se déplacent si vite que lorsque deux protons sont lancés l’un vers l’autre, ils peuvent se rapprocher l’un l’autre à environ un millième de milliardième de millimètre. Aussi près l’un de l’autre, les deux protons sont soumis à une nouvelle force, celle qui lie les particules des noyaux atomiques ensemble. Cette force est cent fois plus intense que la force électromagnétique qui fait se repousser les protons ; ceux-ci s’accolent ensemble au lieu de se repousser violemment, en libérant au passage une grande quantité d’énergie sous forme de lumière.
A ce moment, l’étoile est née pour de bon, et l’effondrement a trouvé un adversaire à son égal. La production d’énergie liée à l’assemblage des protons pourra finalement arrêter l’effondrement, lorsque la température aura grimpé suffisamment pour qu’il y ait assez de fusion de protons deux à deux pour pouvoir contrecarrer l’effondrement une fois pour toutes.
