Un morceau de métal, préalablement chauffé, change de couleur en refroidissant (virant progressivement au jaune puis au rouge) pour finalement, ne plus diffuser aucune lumière. Un parallélisme peut être établi avec les étoiles. En effet, si l'on observe attentivement celles-ci, on peut remarquer des différences de couleurs, reflétant les différences de température.

Petite étoile

Les petites étoiles sont celles dont la masse est inférieure à une fois et demie la masse du Soleil. Une étoile se forme au sein d'une nébuleuse quand une région se contracte sous l'effet de sa propre gravité et se condense en une énorme boule de gaz et de poussières.

Les régions où la matière est la plus condensée se réchauffent jusqu'à l'incandescence; on a alors affaire à un proto-étoile. Si sa masse est suffisamment importante, sa température centrale peut atteindre 15 millions de °C. A cette température peuvent démarrer les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène pour former de l'hélium. Ce processus fortement énergétique empêche l'étoile d'une part de s'effondrer sur elle-même et d'autre part lui permet de rayonner dans l'espace. cette étoile se situe alors dans la séquence principale du diagramme de Hertzspung - Russell.

Une étoile approximativement aussi massive que le Soleil peut se stabiliser dans cette séquence principale pour 10 milliards d'années, jusqu'à ce que tout l'hydrogène contenu dans le coeur de l'étoile se soit transformé en hélium. Le noyau de l'hélium se contracte ensuite et les réaction nucléaires reprennent dans l'enveloppe du coeur de l'étoile. La température atteinte alors permet à l'hélium de fusionner pour donner du carbone. A ce stade, le coeur de l'étoile se contracte et ses couches externes s'enflent et se refroidissent, et sa luminosité diminue: elle devient une géante rouge.

Lorsque l'hélium est épuisé, l'enveloppe de l'étoile peut gonfler et former une nébuleuse planétaire. Le coeur résiduel devient alors une naine blanche qui se refroidit peu à peu puis s'éteint. L'étoile morte est une naine noire.

Etoile massive

On appelle étoiles massives celles dont la masse dépasse trois fois celle du Soleil, certaines pouvant atteindre 50 masses solaires. Une étoile massive évolue de façon similaire à une petite étoile, et brille continûment jusqu'à ce qu'elle ait transformé presque tout son hydrogène en hélium. Ce processus, qui dure plusieurs milliards d'années pour une petite étoile ne dure que quelques millions d'années pour une étoile massive. L'étoile quitte ensuite la séquence principale et devient une supergéante rouge.

Au cours des millions d'années qui suivent, l'étoile forme successivement en son centre une série d'éléments chimiques de plus en plus lourds, du carbone jusqu'au fer. Au stade ultime, le coeur de fer peut s'effondrer sur lui-même en moins d'une seconde, provoquant une gigantesque explosion dont l'onde de choc disperse les couches externes de l'étoile dans l'espace; c'est ce qu'on appelle une supernova, astre plus brillant qu'une galaxie entière pendant un temps assez bref. S'il survit à l'explosion, le coeur résiduel peut se transformer en étoile à neutrons ou en trou noir.

Etoiles à neutrons

Ils sont ce qui reste du coeur d'une étoile après qu'elle ait explosé en supernova. Si le résidu de l'étoile a une masse comprise entre un demi et trois masses molaires, le coeur se contracte et devient une étoile à neutrons. Si sa masse est plus importante, l'étoile s'effondre sur elle-même et forme un trou noir. Une étoile à neutrons a un diamètre d'une dizaine de kilomètres et sa densité est telle qu'un dé à coudre de matière stellaire pèse environ un milliard de tonnes.

Les étoiles à neutrons tournent très rapidement et émettent deux faisceaux d'ondes radio qui balayent le ciel comme un phare. On les détecte sous la forme de courtes pulsations radio très rapides (la période remarquablement constante, est comprise entre 1 milliseconde et quelques secondes), c'est pourquoi on les appelle alors des pulsars.

Les trous noirs se caractérisent par une gravité extrêmement forte, si puissante que même la lumière ne peut s'en échapper. C'est la raison pour laquelle ils sont invisibles. On réussit cependant à les détecter lorsqu'ils ont une étoile comme proche compagnon. Le gaz de cette étoile est alors happé dans le fort champ de gravitation, formant un disque d'accrétion qui s'enroule en spirale autour du trou noir.

Cette matière, chutant à très grande vitesse, se réchauffe et rayonne mais elle peut aussi traverser l'horizon du trou noir (sa limite) et disparaître à jamais hors de l'univers visible.