Les astrophysiciens combinent observations et théorie, et utilisent des télescopes terrestres et spatiaux pour collecter la lumière dans toutes ses longueurs d'onde, des ondes radio aux rayons gamma. Ils s'appuient  également sur des équations physiques pour interpréter ces données. Ce champ scientifique exige une collaboration entre de nombreuses disciplines comme la mécanique, l'électromagnétisme, la thermodynamique, la mécanique quantique, la physique nucléaire, et la relativité générale. Les outils mathématiques sont ceux de la physique, à commencer par le calcul différentiel et intégral; les statistiques et les simulations numériques jouent également un rôle notable.

Les objets astrophysiques

Les étoiles sont formées dans des nuages interstellaires denses et froids appelés  nuages moléculaires, où la gravitation agit en sorte que les gaz (hydrogène et hélium principalement) et les poussières qu'ils contiennent s'agglomèrent progressivement. Ce processus de contraction gravitationnelle continue jusqu'à ce qu'une région devienne suffisamment dense pour que la pression thermique due à la chaleur libérée par la compression compense la force de gravitation. À ce moment, une proto-étoile est née. Si la masse de cette proto-étoile dépasse environ 0,08 masses solaires, la température au centre atteindra un seuil critique de plusieurs millions de degrés Celsius, permettant la fusion de l'hydrogène en hélium, ce qui marque le début de la séquence principale de la vie d'une l'étoile.

Pendant cette phase, l'étoile maintient un équilibre entre la force de gravitation qui tend à la faire contracter et la pression thermique générée par la fusion nucléaire dans son coeur. Cette équilibre permet à l'étoile de rester stable pendant une période qui peut varier de quelques millions d'années pour une étoile très massive à plusieurs milliards d'années pour une étoile de faible masse. Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son combustible nucléaire et plus elle finira sa vie de manière spectaculaire.

Les étoiles de masse relativement faible, comme notre Soleil, finissent par épuiser leur combustible nucléaire et se contractent pour devenir des naines blanches. Ces naines blanches sont des corps extrêmement denses, où une masse comparable à celle du Soleil peut occuper un volume aussi petit que notre planète. Elles émettent encore de la lumière grâce à la chaleur résiduelle, mais elles ne subissent plus de réactions nucléaires (en dehors d'explosions épisodiques en surface).

Les étoiles de masse importante, disons 8 fois la masse du Soleil, finissent par exploser en supernova après avoir traversé une phase de géante rouge. Une supernova est une explosion cataclysmique qui libère une immense quantité d'énergie et de matériau dans l'espace. Après une supernova, sont noyau se contracte pour former une étoile de neutrons, qui est un objet compact où une masse équivalente à plusieurs masses solaires est compressée dans un volume avec un diamètre de l'ordre de 10 km de diamètre. Dans certains cas, si la masse initiale de l'étoile était encore plus importante, la supernova peut même conduire à la formation d'un trou noir. Un trou noir est un objet qui génère autour du lui un champ gravitationnel si fort qu'il empêche même la lumière de s'échapper. 

Les étoiles fournissent également les matériaux nécessaires à la formation des planètes. Les éléments lourds tels que le carbone, l'oxygène, le fer et le silicium sont produits par les réactions nucléaires dans les coeurs des étoiles (nucléosynthèse stellaire) et dispersés dans l'espace lors de leurs phases finales (explosives ou non). 

Les systèmes planétaires.
Les systèmes planétaires sont des ensembles d'objets célestes composés d'une ou plusieurs planètes orbitant autour d'une étoile. La formation des systèmes planétaires est un sous-produit de la formation des étoiles. Elles naissent à leur périphérie à partir de la matière résiduelle qui subsiste autour de la proto-étoile. Sous l'influence de la gravitation, certaines régions du disque se condensent et finissent par former des embryons d'étoiles, appelés planétésimaux, qui progressivement s'agrègent pour former les planètes proprement dites.

Le type de planète formée dépend en grande partie de la distance à l'étoile centrale. Dans les régions intérieures, où il fait chaud, la matière est principalement sous forme de roche et de métal, et l'on peut s'attendre à la formation de planètes rocheuses. Dans les régions extérieures, où il fait plus froid, la matière contient davantage de glace et de gaz, peut conduire à la formation de planètes gazeuses. C'est ce schéma que suit le Système solaire, avec ses planètes rocheuses (planètes telluriques, comme la Terre et Mars) dans les régions intérieures du Système, et ses planètes gazeuzes dans les régions extérieures (planètes géantes, comme Jupiter et Saturne).

Mais la découverte, depuis 1995 de milliers d'exoplanètes (c'est-à-dire de planètes situées autour d'autres étoiles que notre Soleil) a complexifié ce schéma. Il existe une immense grande diversité de configurations des systèmes planétaires, allant des systèmes compacts avec plusieurs planètes proches de leur étoile, aux systèmes avec des planètes éloignées et des orbites inhabituelles. Les planètes extrasolaires ont également montré l'existence d'une grand diversité de masses. Chaque étoile de notre galaxie est virtuellement au centre d'un système planétaire et tous ces systèmes dont potentiellement différents les uns des autres.

Ainsi, même si l'on accepte comme hypothèse de base le scénario couramment adopté pour comprendre la formation du Système solaire, il convient aussi de faire intervenir d'autres facteurs. Ainsi, par exemple, une fois les planètes formées, leurs interactions gravitationnelles peuvent-elles entraîner des modifications importantes  de leurs orbites (migrations planétaires). Ces interactions peuvent faire basculer les orbites vers des régions plus éloignées ou plus proches de l'étoile, et même éjecter la planètes du système planétaire. 

Les amas stellaires.
Les étoiles se rencontrent fréquemment en compagnie d'autres étoiles. Quand on a affaire à une poignées d'étoiles rapprochées orbitant autour de leur centre de gravité commun, on parle d'étoiles multiples. Quand ces ensembles sont plus étendus, on a souvent affaire à des amas stellaires, qui sont des groupements d'étoiles qui se forment à partir des mêmes nuages moléculaires et qui partagent une origine commune. Ces groupements peuvent contenir plusieurs dizaines à plusieurs millions d'étoiles, toutes rassemblées dans une région relativement petite de l'espace.

• Les amas ouverts sont des groupements d'étoiles jeunes, généralement situés dans les bras des galaxies spirales. Ils sont caractérisés par une faible concentration d'étoiles, une distribution plutôt étendue et une absence de forme définie. Les étoiles d'un amas ouvert partagent une origine commune, provenant de la même région du disque moléculaire, et elles sont encore en train de naviguer ensemble dans l'espace interstellaire. Ces amas sont souvent situés dans des régions actives de formation d'étoiles, où le gaz et la poussière sont encore présents et favorisent la formation de nouvelles étoiles.

• Les amas globulaires, en revanche, sont des groupements d'étoiles très anciens, souvent situés dans le halo des galaxies spirales comme la notre, ou aux confins des galaxies elliptiques. Ils sont caractérisés par une forte concentration d'étoiles, formant une sphère compacte. Les amas globulaires contiennent généralement des milliers à plusieurs millions d'étoiles, toutes regroupées dans une région de seulement quelques années-lumière de diamètre. Contrairement aux amas ouverts, ils sont très anciens, avec une majorité datant de plusieurs milliards d'années.

• Les galaxies spirales, comme notre Galaxie, la Voie Lactée, sont caractérisées par des bras spiraux où de nouvelles étoiles se forment activement. Ces bras sont parsemés de gaz et de poussières, qui favorisent la formation d'étoiles. Le centre des galaxies spirales est souvent marqué par une concentration de vieilles étoiles et parfois un noyau actif contenant un trou noir supermassif.

• Les galaxies elliptiques, en revanche, ont une forme aplatie et peu structurée, sans bras spiraux. Elles sont composées principalement d'étoiles anciennes et sont moins actives en termes de formation d'étoiles. Ces galaxies peuvent avoir une taille allant de quelques milliers à plusieurs millions d'années-lumière de diamètre. Leur apparence elliptique suggère qu'elles ont subi des collisions ou des interactions passées avec d'autres galaxies.

• Les galaxies irrégulières n'ont pas de forme distinctive et peuvent ressembler à des amas de matière chaotiques. Elles sont souvent trouvées dans des régions de l'univers où les collisions et les interactions entre galaxies sont fréquentes. Ces galaxies peuvent contenir des régions de formation d'étoiles intense, notamment dans des zones où le gaz et la poussière sont particulièrement concentrés.

Les milieux interstellaire et intergalactique.
Le milieu interstellaire est l'ensemble de la matière et de l'énergie qui occupent l'espace entre les étoiles d'une galaxie. Il est constitué de gaz sous forme atomique, ionisée ou moléculaire, ainsi que de poussières interstellaires, de rayonnement et de champs magnétiques. Sa densité est extrêmement faible, souvent de l'ordre de quelques atomes par centimètre cube, mais sa répartition est très hétérogène : certaines régions, comme les nuages moléculaires géants, sont suffisamment denses et froides pour permettre la formation de nouvelles étoiles, tandis que d'autres, comme les régions H II, sont chauffées et ionisées par le rayonnement ultraviolet des étoiles jeunes et massives. Les supernovae, les vents stellaires et les rayons cosmiques façonnent la structure et la dynamique de ce milieu, en créant des bulles chaudes, des ondes de choc et des interfaces complexes entre les différentes phases.

Au-delà des limites d'une galaxie, le milieu intergalactique remplit l'espace entre les galaxies et constitue la plus grande réserve de matière ordinaire (protons, neutrons, électrons) de l'univers. Il est essentiellement formé d'un gaz très ténu, majoritairement ionisé, dont la température peut varier de quelques milliers à plusieurs millions de kelvins. Ce gaz peut être structuré en filaments suivant la trame cosmique, et relier les amas et superamas de galaxies. Dans les régions denses, comme les coeurs d'amas, le gaz chaud est observable grâce à son émission en rayons X. Les interactions gravitationnelles, les jets de trous noirs supermassifs et les phénomènes de fusion de galaxies enrichissent ce milieu en éléments lourds et influencent sa distribution. Bien que beaucoup plus vide que le milieu interstellaire, il joue sert à la fois de réservoir et de régulateur pour la formation des galaxies et joue donc un rôle important dans l'évolution à grande échelle de l'univers.

Les rayons cosmiques.
Les rayons cosmiques sont des particules chargées, principalement des protons et des noyaux atomiques, qui se déplacent à des vitesses proches de celle de la lumière. Leur haute énergie leur confère une capacité à pénétrer profondément dans la matière. Ils peuvent atteindre les profondeurs de l'atmosphère terrestre. Une fois dans l'atmosphère, ils interagissent avec les atomes de l'air, provoquant des cascades de particules secondaires, notamment des muons, des pions et des électrons. Ils proviennent de diverses sources cosmiques, notamment de supernovae et de jets de matière générés dans l'environnement de trous noirs supermassifs, mais aussi, pour certains, de sources inconnues, ce qui en fait un sujet de recherche actif.

Le fond diffus cosmologique.
Le fond diffus cosmologique ( = rayonnement fossile ou rayonnement cosmologique, mais rien à voir avec le précédent)est un rayonnement électromagnétique micro-ondes uniforme qui parcourt l'univers. Cette radiation a été émis lors de la phase dite de recombinaison, environ 380 000 ans après le début de l'expansion du l'univers, lorsque l'univers a été suffisamment froid pour que les électrons et les protons se combinent pour former de l'hydrogène neutre. L'étude de ce rayonnement est l'un des pilliers de la cosmologie.

La matière sombre et l'énergie sombre.
La matière sombre et l'énergie sombre sont deux composantes essentielles de l'univers, mais elles restent largement énigmatiques. Elles ne peuvent pas être détectées directement, mais leur existence est confirmée par leur effet gravitationnel sur les galaxies et les amas de galaxies.

• La matière sombre représente environ 27% de la masse de l'univers. Elle est invisible car elle n'émet pas de lumière ni d'autre forme de rayonnement électromagnétique. Sa présence est déduite de son effet gravitationnel sur les galaxies et les amas de galaxies. Les simulations indiquent que la matière sombre forme une "armature" invisible qui structure l'univers à grande échelle.

• L'énergie sombre représente environ 68% de l'énergie de l'univers. Elle est responsable de l'accélération de l'expansion de l'univers. L'énergie sombre est une forme d'énergie repoussoir uniforme remplissant l'espace. L'existence de l'énergie sombre a mise en évidence en 1998 par l'observation du décalage vers le rouge des supernovae lointaines.

Les concepts clés de la cosmologie actuelle sont construits autour d'une théorie appelée le modèle standard ΛCDM, qui décrit un univers en expansion depuis 13,8 milliards d'années, selon les termes des équations de Friedmann, issues de la théorie de la gravitation d'Einstein (relativité générale), et qui prennent en compte la gravitation et la totalité de l'énergie et de la matière. Le terme Λ symbolise la prise en compte d'énergie sombre (que l'on fait apparaître dans la théorie sous la forme de la constante cosmologique Λ); le terme CDM ( = cold dark matter), quant à lui, signifique que le modèle inclut la matière sombre froide (froide signifiant ici qu'elle est supposée composée de particules très lentes par rapport à la vitesse de la lumière).

Le modèle standard de la cosmologie permet non seulement de fournir une configuration spatiale ( géographie) de l'univers à grande échelle, mais aussi le récit de son évolution (histoire) : depuis plus de 13 milliards d'années, l'univers n'a cessé de connaître une expansion. Débutant dans une phase très chaude et dense (univers primordial), il n'a ainsi cessé ensuite de se dilater et de se refroidir. Ce processus, offrant des conditions physiques changeantes, a permis la strcturation de la matière et l'apparation des divers objets astrophysiques connus.

L'expansion de l'univers.
L'expansion de l'univers est l'augmentation continue des distances résultant de l'étirement de l'espace lui-même. Découverte par Edwin Hubble dans les années 1920, cette expansion est décrite par la loi de Hubble : plus une galaxie est lointaine, plus elle s'éloigne rapidement. Aujourd'hui, cette expansion est accélérée sous l'effet de l'énergie sombre, une composante mystérieuse dominant le bilan énergétique de l'univers.

La loi de Hubble est exprimée par la relation v=H0d, où v est la vitesse de récession d'une galaxie, dest sa distance, et H0​ est un paramètre appelé la constante de Hubble, actuellement estimée à environ 70 km/s/Mpc. Ce paramètre indique que plus une galaxie est éloignée, plus son spectre est décalé vers le rouge (redshift cosmologique), ce qui signifie qu'elle s'éloigne de nous à une vitesse d'autant plus grande qu'elle est éloignée. 

L'univers primordial.
Les premiers instants de l'expansion de l'univers ont été marquées par une phase d'inflation rapide, où l'univers a grandi à une vitesse exponentielle. Après cette phase l'univers, bien qu'excessivement dilaté, était encore très chaud et dense. On décrit parfois son état de façon imagée comme celui d'une soupe primitive, dans laquelle les ingrédients de départ (particules fondamentales) ont commencé non seulement à se constituer mais aussi à s'assembler. Les premiers noyaux atomiques sont apparus après quelques minutes. On parle ici de nucléosynthèses primordiale. Après plus de 300 000 ans, la dilatation et le refroidissement qui en a découlé a permis la formation des premiers atomes  neutres, cette phase de dite de recombinaison, a libéré une immanse quantité de photons qui ont commencé à se propager dans l'espace et qui, très refroidis par des milliards d'années d'expansion, sont capté aujourd'hui sous la forme du rayonnement cosmologique.

• L'inflation cosmique est une phase d'expansion extrêmement rapide que l'on suppose avoir eu lieu dans les premiers instants de l'univers (vers 10^−35 à 10^−32 s. après le big bang). Cette phase rapide d'accroissement de la taille de l'univers explique pourquoi l'univers actuel est si uniforme et plat sur de grandes échelles. L'inflation aurait également généré des fluctuations quantiques qui se sont amplifiées avec l'expansion, formant les petites perturbations nécessaires à la formation des structures cosmiques ultérieures.

• La nucléosynthèse primordiale désigne la formation des premiers noyaux atomiques (principalement hydrogène, hélium et traces de lithium) durant les premières minutes de l'univers (entre 1 seconde et 20 minutes après le début de l'expansion cosmique). Les conditions de température et de densité permettent alors aux protons et neutrons de fusionner. Ce processus a joué un rôle central dans la composition chimique initiale de l'univers. Les abondances prédites correspondent remarquablement aux observations, ce qui constitue un des arguments forts en faveur du modèle cosmologique standard.

• La recombinaison a eu lieu environ 380 000 ans après le début de l'expansion cosmique, lorsque l'univers avait suffisamment refroidi pour que les électrons et les noyaux atomiques puissent former des atomes stables. Avant cela, l'univers était opaque à la lumière visible, car les photons étaient constamment redirigés par les particules chargées. Avec la recombinaison, ces interactions cessèrent, et les photons ont pu voyager librement à travers l'univers, constituant ce que nous observons aujourd'hui sous forme du fond diffus cosmologique Ce rayonnement, découvert en 1965, représente comme une photographie de l'univers jeune qui révèle des anisotropies infimes reflétant les fluctuations de densité primordiales.

Questions ouvertes et scénarios alternatifs . 
Bien que le modèle standard de la cosmologie (ΛCDM) soit largement accepté, plusieurs questions demeurent ouvertes. La nature exacte de la matière sombre et de l'énergie sombre reste inconnue. L'hypothèse d'une inflation cosmique pourrait aussi s'avérer inutile. Il existe aussi des modèles qui proposent des alternatives au big bang, comme la théorie du grand rebond, où l'univers passe cycliquement d'une contraction à une expansion. D'autres modèles introduisent le concept de multivers, dans lequel notre univers pourrait n'être qu'une province d'un univers plus vaste. 

La physique des astres

Le rayonnement électromagnétique se propage en ondes sinusoidales oscillantes, alternant entre des champs électrique et magnétique perpendiculaires. Il peut être défini par trois quantités liées entre elles : la longueur d'onde, la fréquence et la vitesse de propagation. La longueur d'onde (λ) est la distance entre deux creux successifs d'une onde. Elle est inversement proportionnelle à la fréquence (f), qui est le nombre d'oscillations par seconde. La fréquence est proportionnelle à l'énergie transportée par l'onde. La vitesse à laquelle se propagent les ondes électromagnétiques dans le vide est constante et est donnée par c = λf, où  c ≈ 3.10⁸ m/s.

Certains objets, comme la photosphère des étoiles, émettent un spectre continu (rayonnement du corps noir) dont le maximum d'émission correspond à leur température. Sur ce fond continu des raies sombres ou claires peuvent apparaître.  Les spectres d'absorption montrent des raies noires correspondant aux longueurs d'onde où les atomes et les molécules absorbent de l'énergie tandis que les spectres d'émission montrent des raies brillantes correspondant aux longueurs d'onde où les atomes et les molécules émettent de l'énergie. Leur disposition des raies informent sur les atomes ou molécules qui en sont responsables. La composition chimique des corps étudiés peut ainsi en être déduite.

L'effet Doppler permet de déterminer la composante radiale de la vitesse d'un objet, c'est-à-dire la composante de sa vitesse selon l'axe d'observation. Si une source de lumière se déplace vers l'observateur, ses raies spectrales sont décalées vers le bleu (décalage vers les longueurs d'onde plus courtes). Si elle s'éloigne de l'observateur, ses raies spectrales sont décalées vers le rouge (décalage vers les longueurs d'onde plus longues). La mesure du décalage spectral de la lumière émise ou interceptée par les astres permet ainsi la détermination de l'une des composantes de leur mouvement..

Télescopes et observations directes.
Les télescopes, dans leurs différentes variantes, sont des instruments de base utilisés pour observer les objets célestes. Ils captent la lumière et les les autres types de rayonnement électromagnétique provenant de l'univers. Les télescopes peuvent être optiques, infrarouges, radio, X, gamma, etc., chaque type étant adapté à une plage spécifique de longueurs d'onde.

• Les télescopes optiques captent la lumière visible et permettent d'observer des objets tels que les étoiles, les planètes, les galaxies et les amas de galaxies. Les télescopes optiques terrestres sont équipés de miroirs réfléchissants pour collecter et concentrer la lumière. Les télescopes spatiaux, comme le télescope spatial Hubble, surpassent les limitations atmosphériques pour obtenir des images plus nettes et des données plus précises.

• Les télescopes infrarouges sont conçus pour capter la lumière infrarouge, qui est émise par des objets froids et opaques, comme les nébuleuses de formation d'étoiles et les planètes lointaines. Les télescopes infrarouges, tels que le télescope spatial Spitzer, sont souvent placés en orbite pour éviter l'interférence de la chaleur de la Terre; le télescope spatial James Webb est même placé plus loin encore de notre planète, tout en accompagnant celle-ci dans son orbite autour du Soleil.

• Les radiotélescopes (télescopes radio) captent les ondes radio provenant de sources telles que les pulsars, les galaxies actives et les jets de matière provenant de trous noirs. Ils travaillent fréquemment en réseaux, à l'image de l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA),et  permettent d'observer des régions de l'univers autrement invisibles, notamment celles masquées par des nuages de poussière.

• Les télescopes X et gamma sont conçus pour détecter les rayons X et gamma, des photons de haute énergie émis par des phénomènes violents comme les supernovae, les trous noirs et les noyaux actifs de galaxies. Les télescopes X, tels que le télescope spatial Chandra, et les détecteurs de rayons gamma, tels que Fermi Gamma-ray Space Telescope, fournissent des informations sur les processus énergétiques les plus extrêmes dans l'univers.

Les données collectées par les télescopes et les détecteurs sont traitées et analysées par des algorithmes complexes. L'analyse et le traitement des données sont essentiels pour extraire des informations significatives des observations.

• Traitement des images. - Les images obtenues par les télescopes sont souvent bruitées et nécessitent un traitement pour améliorer leur qualité. Des techniques de filtrage et de restauration d'image sont utilisées pour corriger les effets de l'atmosphère, des instruments et du bruit.

• Statistiques et modèles probabilistes. - Les statistiques et les modèles probabilistes sont utilisés pour analyser les données et tirer des conclusions robustes. 

Luminosité et température des étoiles.
Les étoiles diffèrent entre elles par leur luminosité et leur température. La luminosité d'une étoile représente l'énergie qu'elle émet par unité de temps, tandis que la température de surface reflète la température de son atmosphère externe (photosphère). Ces deux paramètres sont intimement liés à la masse, au rayon et à l'âge de l'étoile, et permettent de classifier et de comprendre leur évolution.

Deux lois importantes sont utilisées pour comprendre la relation entre la luminosité et la température des étoiles :

• Loi de Stefan-Boltzmann. - Comme mentionné précédemment, la luminosité d'une étoile est proportionnelle au carré de son rayon et au quatrième puissance de sa température de surface.

• Loi de Wien. - Cette loi décrit la relation entre la température de surface d'une étoile et la longueur d'onde de son pic de radiation. Plus une étoile est chaude, plus son pic de radiation est situé vers les ultraviolets, et plus elle paraît bleue. Inversement, plus une étoile est froide, plus son pic de radiation est situé vers l'infrarouge, et plus elle paraît rouge.

où L est la luminosité, R est le rayon de l'étoile, σ est la constante de Stefan-Boltzmann (σ ≈ 5,67×10^−8 W/m²K⁴, et T​ est la température effective de surface de l'étoile. Cette équation montre que la luminosité d'une étoile augmente très rapidement avec sa température : une augmentation de 10 % de la température de surface entraîne une augmentation de 44 % de la luminosité. Cela explique pourquoi les étoiles bleues, qui sont plus chaudes que les étoiles rouges, sont également beaucoup plus lumineuses.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell.
Le diagramme de Hertzsprung-Russell (HR) est un outil graphique qui permet de représenter la luminosité et la température des étoiles. Sur ce diagramme, les étoiles sont classées en fonction de leur température de surface (représentée par la couleur) et de leur luminosité. Les étoiles se regroupent en plusieurs branches principales :

• Séquence principale. - La majorité des étoiles (y compris le Soleil) se trouvent sur cette branche. Les étoiles de la séquence principale sont dans la phase où elles convertissent l'hydrogène en hélium dans leur noyau. Les étoiles plus chaudes et plus lumineuses sont situées vers le haut à gauche du diagramme, tandis que les étoiles plus froides et moins lumineuses (naines rouges) sont situées vers le bas à droite.

• Géantes et supergéantes. - Ces étoiles, plus massives et plus évoluées, ont épuisé leur combustible nucléaire dans leur noyau et ont grossi considérablement. Elles sont situées au-dessus du branche principale sur le diagramme HR. Les géantes sont plus lumineuses de la même température, mais leur luminosité diminue avec le temps en raison de leur évolution.

• Naines blanches. - Ces étoiles sont les résidus des étoiles de faible à moyenne masse après qu'elles ont épuisé leur combustible nucléaire (l'avenir du Soleil...). Elles sont très chaudes et très petites, avec une faible luminosité. Elles se trouvent au bas à gauche du diagramme HR.

• Naines brunes. - Ces objets sont trop petits pour avoir jamais engagé une fusion nucléaire significative dans leur noyau. Elles sont situées dans une zone spécifique du diagramme HR, entre les naines rouges et les planètes géantes gazeuses.

• O. - Très chaudes, avec une température de surface supérieure à 30 000 K, et une couleur bleu-violet.

• B. - Très chaudes, avec une température de surface entre 10 000 K et 30.000 K, et une couleur bleue.

• A. - Chaudes, avec une température de surface entre 7500 K et 10 000 K, et une couleur blanche.

• F. - Chaudes, avec une température de surface entre 6000 K et 7500 K, et une couleur blanche jaunâtre.

• G. - Moyennes, avec une température de surface entre 5000 K et 6000 K, et une couleur jaune. Le Soleil appartient à cette catégorie.

• K. - Froides (à l'échelle des températures stellaires), avec une température de surface entre 3500 K et 5000 K, et une couleur orangée.

• M. - Encore plus froides, avec une température de surface inférieure à 3500 K, et une couleur rouge.

On l'a dit plus haut, quelques minutes après le début de l'expansion cosmique, l'univers est encore très chaud et dense, mais suffisamment refroidi pour que les protons et neutrons puissent s'assembler en noyaux légers. C'est la nucléosynthèse primordiale, qui produit principalement de l'hydrogène, de l'hélium-4, ainsi que de faibles traces de deutérium, d'hélium-3 et de lithium-7. Les calculs nucléaires permettent de relier la composition actuelle en éléments légers à la densité baryonique de l'Univers primitif.

Des centaines de millions d'années plus tard, les premières étoiles se forment à partir du gaz primordial. Dans leur coeur, la fusion thermonucléaire débute, transformant l'hydrogène en hélium. La fusion thermonucléaire va être ainsi le moteur principal de la production d'énergie. À des températures et pressions élevées, les noyaux d'hydrogène fusionnent pour former de l'hélium via des chaînes de réactions comme la chaîne proton-proton ou le cycle CNO. 

La nucléosynthèqe stellaire. - Dans une étoile comme notre Soleil, les réactions commencent par la fusion de deux protons pour former un noyau de deutérium, libérant une particule bêta (électron) et un neutrino. Ce deutérium peut ensuite fusionner avec un autre proton pour former un noyau de tritium, suivi de la formation d'hélium-3 lorsque deux noyaux de tritium fusionnent. Enfin, deux noyaux d'hélium-3 fusionnent pour produire un noyau stable d'hélium-4, libérant de l'énergie sous forme de photons et de neutrinos. Ces réactions, connues sous le nom de chaîne du proton-proton (PP), représentent l'une des principales sources d'énergie dans les étoiles de faible à moyenne masse. Dans les étoiles plus massives, où les températures sont encore plus élevées, d'autres réactions peuvent avoir lieu, telles que le cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Ce cycle utilise des isotopes de carbone, d'azote et d'oxygène comme catalyseurs pour fusionner les protons en hélium-4, tout en restituant ces isotopes à la fin du cycle. Au fur et à mesure que l'étoile vieillit, son noyau central se transforme progressivement en un noyau d'hélium plus dense et plus chaud. À partir de ce point, des réactions de fusion plus complexes peuvent se produire, notamment la fusion de trois noyaux d'hélium-4 pour former un noyau de carbone-12. Ces processus peuvent continuer jusqu'à la formation d'éléments tels que l'oxygène, le magnésium, le silicium et même, dans certaines étoiles très massives, le fer-56. Cependant, au-delà du fer-56, la fusion devient moins efficace en termes d'énergie. La formation d'éléments plus lourds, comme le cobalt-56 et le nickel-56, se produit principalement lors d'une explosion en supernova, où les conditions extrêmes permettent la fusion rapide d'éléments plus lourds. Ces éléments finissent par se désintégrer en fer-56, qui est considéré comme le point final de la nucléosynthèse stellaire.

Au fil du temps, les étoiles meurent et enrichissent le milieu interstellaire en éléments nouveaux, qui serviront à former des générations ultérieures d'étoiles, de planètes. Les processus nucléaires interviennent aussi dans les étoiles à neutrons et leurs collisions. Lors de la coalescence de deux étoiles à neutrons, les éjections de matière subissent une nucléosynthèse par processus r encore plus intense, produisant une abondance d'éléments lourds et alimentant une kilonova par la chaleur issue des désintégrations radioactives.

En parallèle, dans l'espace interstellaire, les rayons cosmiques — particules de haute énergie issues de phénomènes violents — frappent les noyaux d'atomes et provoquent des réactions de spallation nucléaire, fragmentant ces noyaux pour créer des éléments légers rares comme le lithium, le béryllium et le bore, qui ne se forment pas efficacement par nucléosynthèse stellaire.

La radioactivité joue aussi un rôle dans l'évolution des planètes et satellites. La désintégration des isotopes à longue période, comme l'uranium-238, le thorium-232 et le potassium-40, libère de la chaleur qui contribue à maintenir l'activité interne des corps planétaires pendant des milliards d'années.

Ajoutons que les modèles de production de neutrinos dans le Soleil reposent sur la connaissance précise des réactions nucléaires, et les méthodes de datation cosmique, comme l'uranium-plomb ou le thorium-europium, permettent d'estimer l'âge des étoiles et des galaxies. Même l'abondance isotopique mesurée dans les météorites ou les spectres d'étoiles anciennes est comprise grâce aux modèles nucléaires.

Neutrinos et ondes gravitationnelles.
Le rayonnement est le principal vecteur de l'information astrophysique. Cependant d'autres types de rayonnement existent et peuvent apporter des informations sur certains phénomènes cosmiques. Il s'agit en premier lieu des neutrinos et des ondes gravitationnelles, dont la détection et l'étude a donné naissance deux nouvelles branches de l'astrophysique, ainsi qu'à une approche qui combine les différentes sources d'information, l'astronomie multi-messagers.

Neutrinos.
Les neutrinos sont des particules élémentaires de très faible masse et neutres électriquement, qui interagissent uniquement via la force faible et la gravitation, ce qui les rend capables de traverser d'immenses quantités de matière sans être absorbées. En astrophysique, ils jouent un rôle essentiel comme messagers d'événements violents. Lors de l'effondrement d'une étoile massive en supernova, par exemple, l'essentiel de l'énergie est libéré sous forme de neutrinos, bien avant que la lumière ne puisse s'échapper. Leur détection permet ainsi d'obtenir des informations directes sur les processus internes, souvent inaccessibles par l'observation électromagnétique. Les neutrinos produits par le Soleil offrent aussi un aperçu du fonctionnement de la fusion nucléaire dans son coeur, tandis que ceux issus de sources extragalactiques, comme les noyaux actifs de galaxies, ouvrent une fenêtre précieuse sur l'univers lointain.

Ondes gravitationnelles.
Les ondes gravitationnelles sont des perturbations de l'espace-temps, qui se propagent à la vitesse de la lumière, et prédites par la relativité générale d'Einstein et détectées directement pour la première fois en 2015. Elles sont générées par des mouvements accélérés de masses très importantes, comme lors de la fusion de trous noirs ou d'étoiles à neutrons. Ces ondes transportent une information intacte depuis leur origine, insensible aux obstacles ou aux distorsions que subissent les ondes électromagnétiques. Leur observation permet d'étudier la physique des objets compacts, de tester la relativité générale dans des régimes extrêmes et de mieux comprendre la formation et l'évolution des systèmes binaires massifs.