L'étape géante bleue :
Comme les naines rouges ou les étoiles de type solaire, les géantes bleu convertissent l'hydrogène de leur cœur en hélium. Mais beaucoup plus massives, elles sont plus chaudes, si bien que la chaudière nucléaire ne fonctionne qu'une dizaine de millions d'années.

L'étape supergéante rouge :
Fortement dilatée après la première pénurie d'hydrogène, la supergéante rouge brûle désormais son hélium pour former du carbone et de l'oxygène. Mais les réactions ne s'arrêtent pas là : quand la température centrale dépasse 800 millions de degrés, carbone et oxygène fusionnent à leur tour en néon et en sodium. Puis (au moins quand la masse dépasse 10 Mo) apparaissent l'argon, le nickel, et le fer. Ces éléments se répartissent sur plusieurs couches, du plus lourd (fer), au centre, au plus léger (hydrogène), en surface.

Voici la supergéante rouge appelée Betelgeuse ou Alpha Orionis, située dans la constellation d'Orion.

L'étape supernovae :
Pour expliquer le phénomène des supernovae, nous allons prendre l'exemple d'un événement cosmique majeur de ce siècle. Le 24 février 1987 une nouvelle étoile très lumineuse est observée dans le Grand nuage de Magellan, une galaxie proche de nous (moins de 170000 années-lumière de distance) il s'agit d'une supernovae, dont l'étoile mère fut nommée SN1987A, "A" car s'était la première de l'année. Il y a 166 000 ans, cette étoile explosait. La SN1987A était probablement une grosse étoile ayant fusionné tout son hydrogène en hélium. L'arrêt des réactions provoque un déséquilibre entre les deux forces qui règlent la vie des étoiles. La gravitation effondre le cœur et entraîne une augmentation brutale de la température. Il est devenu tellement chaud que l'enveloppe de gaz se dilate fortement. Contrairement à notre soleil qui finira en naine blanche (après être à son tour transformé de géante rouge), la SN1987A, du fait de sa forte masse, n'a pas suivit le même destin.
Il y a 1 million d'années : la géante rouge s'effondre sur elle-même sous l'effet de la gravitation. De plus en plus comprimé, le cœur de l'étoile atteint 170 millions de degrés. Les noyaux d'hélium deviennent assez chauds pour fusionner en carbone et en oxygène. La fusion dégage assez d'énergie pour contrecarrer la force de gravitation. L'effondrement s'arrête et l'étoile devient plus stable.

Il y a 167 000 ans : les stocks d'hélium sont maintenant épuisés. L'effondrement du cœur reprend, et donc son réchauffement. D'où nouvelle fusion : cette fois, carbone et oxygène font place au néon et au magnésium. Le schéma semble se répéter : effondrement - nouvelle fusion - retour à l'équilibre. Mais en réalité, chaque fusion exige une température plus élevée ; et chaque étape dure moins longtemps que la précédente. En 100 000 ans, la métamorphose du carbone en néon et magnésium est accomplit. En vingt ans seulement, l'oxygène devient soufre et silicium. Lequel silicium donne du fer en une semaine à peine. Et là, le fer, qui possède le noyau le plus stable de tous les atomes, ne fusionne pas. A ce stade, l'astre est constitué d'une multitude de couches de gaz concentriques qui n'ont pas eu le temps de fusionner.

Il y a 166 000 ans : la température est telle que les atomes du fer se décomposent peu à peu, donnant une "soupe" de particules compactées autour desquelles tournent, à des vitesses folles, les électrons. Cette ceinture d'électrons paralyse un temps la force d'attraction, mais finit par céder. En un dixième de seconde, les électrons sont propulsés dans le cœur, que la gravitation comprime en un caillot de neutrons, infiniment chaud (200 milliards de degrés)! L'échelle du dessin est trompeuse : si ce noyau faisait la taille d'un ongle, le diamètre de l'enveloppe friserait 200 km.

En une fraction de seconde : la matière entraînée dans cet effondrement vertigineux tombe sur le noyau ultra-dense, de quelques kilomètres de diamètre, et rebondit dessus. Ce choc libère une énergie colossale qui prend la forme d'une onde sonore. Dans le même temps Le cœur lui-même se dilate quelque peu sous l'effet du choc, et engendre sa propre onde. Ce "double-bang" provoque l'explosion de l'étoile. En une fraction de seconde, l'explosion relâche une énergie égale à celle que toute les étoiles de l'univers ont produit dans le même temps. Plus de 99% de cette énergie est évacuée sous la forme d'un déluge de neutrinos.

Quelques minutes plus tard : l'explosion continue. Le cœur de neutrons reste en place mais l'onde mais l'onde propulse dans toutes les directions, toute la matière qui l'entoure. Les couches de gaz sont balayées ; les photons qu'elles bloquaient sont libérés et viennent s'ajouter à l'onde de choc. Les couches atteignent alors une vitesse de plusieurs milliers de km pas seconde. L'énergie de l'explosion porte les différentes couches à des températures allant de plusieurs milliards à plusieurs millions de degrés. Les réactions thermonucléaires sont relancées durant quelques fractions de secondes et tous les éléments plus lourds que le fer sont alors formés. Presque instantanément, l'étoile initiale a disparue ; il reste un cœur de neutrons pesant un quart de l'étoile de départ et une vague d'atomes divers dispersés dans l'espace. Les supernovae seraient à l'origine de la formation de l'eau, du méthane, de l'ammoniac, du gaz carbonique, etc. Elles sont également l'unique lieu de formation de souffre et du phosphore, nécessaires à la vie (accompagnés du carbone, de l'oxygène, de l'hydrogène et de l'azote). Le système solaire se serait également formé suite à l'onde de choc d'une supernova. Les atomes lourds, tels que l'or sont issues de plusieurs supernovae successives, d'où sa rareté.

La supernova 1987 A est la première que les télescopes actuels ont eu la chance d'observer. Vue ici à travers l'objectif du télescope spatial Hubble ont voit bien l'anneau de matière stellaire éjectée de l'étoile lors de son explosion.

L'étape trou noir :
Le trou noir est une découverte d'Albert Einstein, on ne l'a encore jamais observé mais les astrophysiciens tiennent son existence pour quasi certaine.
La théorie de la relativité générale d'Einstein, dit, entre autres, que la masse courbe l'espace, et donc le trajet d'un photon. Imaginons que l'objet soit si massif que la courbure de l'espace se referme sur elle-même en une sorte de boucle. Vous obtenez ce que l'on appelle un trou noir. Rien, ni même un photon, ne peut s'échapper de la zone d'influence du trou noir. On ne peut bien évidemment pas l'observer puisque rien ne s'en échappe. La masse requise pour se trouver en situation de trou noir est celle de la terre mais réduite à la taille d'une bille très dense. C'est ce qui se passe avec une étoile à neutrons de plus de 3 Ms que rien ne parvient plus à soutenir tellement sa masse est forte. Tout en tournant en pulsar, elle s'écroule sur elle-même, infiniment, créant une espèce de puits sans fond où le temps se dilate jusqu'à s'arrêter.
L'énergie gravitationnelle émise au moment où la matière tombe dans le trou génère un échauffement qui se transforme en rayons très énergétiques tels que les X ou les gamma. Un phénomène appelé accrétion lumineuse. Ces rayons entourant un horizon noir sont donc des signes d'un trou du même nom.
Imaginez que le trou noir soit entouré d'un disque de gaz. Le gaz est englouti peu à peu par le monstre, cette chute élève la température, ce qui le fait briller. Du coup, le trou noir pourrait devenir visible. Mais c'est un objet qui froisse si fort l'espace-temps qu'une plaque photographique le verrait sous tous les angles à la fois ! La totalité du dessus de l'anneau serait visible, y compris ce qui devrait être caché derrière, de même que la totalité du dessous. Cygnus X-1 cache probablement un couple infernal composé d'un trou noir et d'une étoile supergéante (plus de 30 Ms).

La galaxie M51 sous l'oeil du télescope spatial Hubble. La croix au centre de cette galaxie signalerait la présence d'un trou noir en son centre.