b) Mort d'une étoile :  
     
 
La durée de vie et la température au cœur d’ une étoile dépend de la quantité d’hydrogène accumulée lors de sa formation.
 
     
 
Evolution d'une étoile en fonction de sa masse.  
     
 
Lorsque la plupart des atomes d’hydrogène ont été consommés, la température diminue brutalement : la force radiative devient insuffisante face à la gravitation et le cœur de l’étoile commence à se contracter. Cette contraction fait augmenter la température du noyau, ce qui permet aux atomes d’hélium de fusionner pour donner du carbone (réaction triple alpha). Cette fusion libère de l’énergie, les couches externes de l’étoile vont gonfler et l’étoile se refroidit, émettant un rayonnement de plus en plus rouge.
 
     
 
Puis, lorsque tout l’hélium a réagi, la température chute brutalement, l’étoile se contracte ; les couches externes rebondissent sur le noyau et l’étoile explose en supernova. Cette explosion disperse les gaz de l’étoile dans l’univers et donne une nouvelle nébuleuse. Le noyau reste intacte et évolue ensuite en fonction de sa masse.
 
     
 
Si la masse du noyau est inférieur à 1.4 masse solaire (limite de Chandrasekhar), le cœur de l’étoile devient une naine blanche. La gravitation pousse les électrons à se rapprocher du noyau de l’atome. Or, d’après le principe d’exclusion de Pauli les électrons ne peuvent se retrouver dans le même état quantique ; ils se mettent donc à tourner très vite autour du noyau de l’atome, atteignant presque la vitesse de la lumière. Ceci créé une force qui compense la gravitation. Les naines blanches évoluent dès lors peu à peu en naines noires, mais l’univers est encore trop jeune pour abriter de tels astres.
 
     
 

Nébuleuse Helix, dans la constellation du Verseau, avec au centre une naine blanche.

 

 
     
 
Si la masse du noyau est comprise entre 1.4 et 3.4 Ms (limite d’Oppenheimer – Volkoff) la pression créée ne suffit plus à stopper l’effet de la gravitation. Les électrons foncent sur le noyau et fusionnent avec les protons pour donner des neutrons. Cette fusion libère de l’énergie stoppant l’effet de la gravité.
On distingue étoile à neutron et pulsar ; le pulsar est une étoile à neutron en rotation rapide (jusqu'à 300 tours par seconde) et qui émet des ondes radios.
 
     
  Schéma d'artiste d'un pulsar.  
 
Si la masse du noyau est supérieure à 3.4 Ms, l'effet de gravité ne peut être stoppé. Le noyau ne se stabilise donc pas en étoile à neutrons mais continue de s'effondrer jusqu'à ce que son diamètre devienne inférieur à une certaine limite critique déterminée en fonction de sa masse : le rayon de Schwarzchild. Un trou noir stellaire s'est formé. Théoriquement, la contraction du noyau continue jusqu'à ce que le volume devienne nul et la densité infinie ; mais il existe de nombreuses théories d'astrophysiciens sur ce point qui sont différentes.