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L'évolution stellaire est le processus par lequel une étoile se transforme au fil du temps. Selon sa masse, sa durée de vie peut varier de quelques millions d'années pour les étoiles les plus massives à des billions d'années pour les moins massives, soit une durée considérablement supérieure à l' âge actuel de l'Univers . Le tableau ci-dessous présente la durée de vie des étoiles en fonction de leur masse. Toutes les étoiles se forment à partir de nuages de gaz et de poussière qui s'effondrent , souvent appelés nébuleuses ou nuages moléculaires . Au cours de millions d'années, ces protoétoiles atteignent un état d'équilibre et deviennent des étoiles de la séquence principale .
La fusion nucléaire alimente une étoile pendant la majeure partie de son existence. Initialement, l'énergie est générée par la fusion d' atomes d'hydrogène au cœur de l'étoile de la séquence principale. Plus tard, lorsque l' hélium devient prédominant au cœur , les étoiles comme le Soleil commencent à fusionner l'hydrogène le long d'une enveloppe sphérique entourant le noyau. Ce processus entraîne une croissance progressive de l'étoile, qui passe par le stade de sous-géante avant d'atteindre celui de géante rouge . Les étoiles d'une masse au moins égale à la moitié de celle du Soleil peuvent également commencer à générer de l'énergie par la fusion de l'hélium en leur cœur, tandis que les étoiles plus massives peuvent fusionner des éléments plus lourds le long d'une série d'enveloppes concentriques. Une fois qu'une étoile comme le Soleil a épuisé son combustible nucléaire, son cœur s'effondre en une naine blanche dense et ses couches externes sont expulsées sous forme de nébuleuse planétaire . Les étoiles d'une masse environ dix fois supérieure à celle du Soleil, voire plus, peuvent exploser en supernova lorsque leur cœur de fer inerte s'effondre en une étoile à neutrons extrêmement dense ou en un trou noir . Bien que l' univers ne soit pas assez vieux pour que les plus petites naines rouges aient atteint la fin de leur existence, les modèles stellaires suggèrent qu'elles deviendront lentement plus brillantes et plus chaudes avant d'épuiser leur carburant hydrogène et de devenir des naines blanches de faible masse.
L'évolution stellaire ne s'étudie pas en observant la vie d'une seule étoile, car la plupart des changements stellaires sont trop lents pour être détectés, même sur plusieurs siècles. Les astrophysiciens comprennent plutôt comment les étoiles évoluent en observant de nombreuses étoiles à différents moments de leur existence et en simulant leur structure à l'aide de modèles informatiques .
L'évolution stellaire débute par l' effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire géant . Ces nuages ont généralement un diamètre d'environ de masses solaires (1,2 × 10³⁷ kg ) . Lors de son effondrement, un nuage moléculaire géant se fragmente en morceaux de plus en plus petits. Dans chacun de ces fragments, le gaz en effondrement libère son énergie potentielle gravitationnelle sous forme de chaleur. À mesure que sa température et sa pression augmentent, un fragment se condense en une sphère de gaz surchauffé en rotation, appelée protoétoile . Les structures filamentaires sont omniprésentes dans les nuages moléculaires. Les filaments moléculaires denses se fragmentent en noyaux liés gravitationnellement, précurseurs des étoiles. L'accrétion continue de gaz, la courbure géométrique et les champs magnétiques pourraient contrôler le mode de fragmentation précis des filaments. Dans les filaments supercritiques, les observations ont révélé des chaînes quasi-périodiques de noyaux denses avec un espacement comparable à la largeur interne du filament, et deux protoétoiles intégrées avec des écoulements de gaz.
Une protoétoile continue de croître par accrétion de gaz et de poussière provenant du nuage moléculaire, devenant une étoile de pré-séquence principale lorsqu'elle atteint sa masse finale. Son développement ultérieur est déterminé par sa masse, généralement comparée à celle du Soleil : Les protoétoiles sont enveloppées de poussière et sont donc plus facilement visibles dans l' infrarouge . Les observations du Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) ont été particulièrement importantes pour révéler de nombreuses protoétoiles galactiques et leurs amas stellaires parents .
Naines brunes et objets substellaires
objets de masse stellaire de la séquence principale
Pour une protoétoile plus massive, la température du cœur atteindra finalement 10 millions de kelvins , amorçant la réaction en chaîne proton-proton et permettant la fusion de l'hydrogène , d'abord en deutérium puis en hélium . Dans les étoiles d'une masse légèrement supérieure à 1 M☉ (2,0 × 10³⁰ kg cycle CNO ) contribue largement à la production d'énergie. L'amorçage de la fusion nucléaire conduit relativement vite à un équilibre hydrostatique où l'énergie libérée par le cœur maintient une pression gazeuse élevée, compensant le poids de la matière stellaire et empêchant tout effondrement gravitationnel supplémentaire. L'étoile évolue ainsi rapidement vers un état stable, entamant la phase de séquence principale de son évolution.
Une nouvelle étoile occupe une position précise sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell , son type spectral dépendant de sa masse. Les naines rouges , petites, relativement froides et de faible masse , fusionnent lentement l'hydrogène et demeurent sur la séquence principale pendant des centaines de milliards d'années, voire plus, tandis que les étoiles massives et chaudes de type O la quittent après seulement quelques millions d'années. Une naine jaune de taille moyenne , comme le Soleil, y reste environ 10 milliards d'années. On estime que le Soleil se trouve actuellement au milieu de sa durée de vie sur la séquence principale.
Système planétaire
Une étoile peut acquérir un disque protoplanétaire , qui peut ensuite se transformer en système planétaire .
Stars confirmées
Finalement, le cœur de l'étoile épuise ses réserves d'hydrogène et celle-ci quitte la séquence principale . Sans la pression de radiation générée par la fusion de l'hydrogène pour contrebalancer la gravité , le cœur se contracte jusqu'à ce que la pression de dégénérescence électronique devienne suffisante pour s'opposer à la gravité ou que le cœur atteigne une température suffisamment élevée (environ 100 MK) pour que la fusion de l'hélium débute. L'ordre de ces deux événements dépend de la masse de l'étoile.
étoiles de faible masse
Ce qui se passe après qu'une étoile de faible masse cesse de produire de l'énergie par fusion n'a pas été observé directement ; l' univers a environ 13,8 milliards d'années, ce qui est moins de temps (de plusieurs ordres de grandeur, dans certains cas) que ce qu'il faut pour que la fusion cesse dans de telles étoiles.
Des modèles astrophysiques récents suggèrent que les naines rouges de température et leur luminosité augmentant progressivement , et qu'il leur faudra encore plusieurs centaines de milliards d'années pour s'effondrer lentement en naine blanche . Ces étoiles ne deviendront pas des géantes rouges car elles constituent une zone de convection et ne développeront pas de cœur d'hélium dégénéré entouré d'une enveloppe d'hydrogène en fusion. Au contraire, la fusion de l'hydrogène se poursuivra jusqu'à ce que l'étoile soit presque entièrement composée d'hélium.
Des étoiles légèrement plus massives se transforment en géantes rouges , mais leurs cœurs d'hélium ne sont pas assez massifs pour atteindre les températures nécessaires à la fusion de l'hélium ; elles n'atteignent donc jamais le sommet de la branche des géantes rouges. Lorsque la combustion de l'hydrogène s'achève, ces étoiles quittent directement la branche des géantes rouges, comme une étoile post - branche asymptotique des géantes (AGB), mais avec une luminosité moindre, pour devenir une naine blanche. Une étoile d'une masse initiale d'environ Les étoiles d'une masse d'environ des géantes rouges , c'est-à-dire de grandes étoiles hors séquence principale de type spectral K ou M. Les géantes rouges se situent sur le bord droit du diagramme de Hertzsprung-Russell en raison de leur couleur rouge et de leur forte luminosité. On peut citer comme exemples Aldébaran dans la constellation du Taureau et Arcturus dans la constellation du Bouvier . Les étoiles de taille moyenne sont des géantes rouges lors de deux phases distinctes de leur évolution post-séquence principale : les étoiles de la branche des géantes rouges, avec un cœur inerte composé d’hélium et d’enveloppes où brûle l’hydrogène, et les étoiles de la branche asymptotique des géantes, avec un cœur inerte composé de carbone et d’enveloppes où brûle l’hélium à l’intérieur des enveloppes où brûle l’hydrogène. Entre ces deux phases, les étoiles passent par la branche horizontale avec un cœur où fusionne l’hélium. Nombre de ces étoiles à fusion d’hélium se regroupent vers l’extrémité froide de la branche horizontale, sous forme de géantes de type K, et sont appelées géantes du groupe rouge .Phase subgéante
Phase de branche des géantes rouges
Le cœur d'hélium continue de croître sur la branche des géantes rouges. N'étant plus en équilibre thermique (il est soit dégénéré, soit au-dessus de la limite de Schönberg-Chandrasekhar) , sa température augmente, ce qui accélère la fusion dans la couche d'hydrogène. La luminosité de l'étoile croît jusqu'à l' extrémité de la branche des géantes rouges . Les étoiles de cette branche possédant un cœur d'hélium dégénéré atteignent toutes cette extrémité avec des masses de cœur et des luminosités très similaires, bien que les géantes rouges les plus massives atteignent une température suffisante pour déclencher la fusion de l'hélium avant ce stade.
Branche horizontale
Les étoiles à cœur d'hélium évoluent vers l'extrémité rouge de la branche horizontale, mais ne migrent pas vers des températures plus élevées avant d'acquérir un cœur dégénéré de carbone-oxygène et d'amorcer la combustion de l'hélium en coquille. Ces étoiles sont souvent observées comme un amas rouge dans le diagramme couleur-magnitude d'un amas, plus chaudes et moins lumineuses que les géantes rouges. Les étoiles de masse plus élevée, possédant des cœurs d'hélium plus importants, se déplacent le long de la branche horizontale vers des températures plus élevées. Certaines deviennent des étoiles pulsantes instables dans la bande d'instabilité jaune ( variables RR Lyrae ), tandis que d'autres deviennent encore plus chaudes et peuvent former une queue bleue ou un crochet bleu sur la branche horizontale. La morphologie de la branche horizontale dépend de paramètres tels que la métallicité, l'âge et la teneur en hélium, mais les détails exacts sont encore en cours de modélisation.
Phase de branche géante asymptotique
Lors de l'ascension de la branche asymptotique des géantes, une phase se caractérise par la formation d'une zone convective profonde capable de transporter le carbone du cœur vers la surface. Ce phénomène est appelé « seconde remontée », et pour certaines étoiles, une troisième remontée peut même avoir lieu. C'est ainsi que se forme une étoile carbonée : une étoile très froide et fortement rougie, présentant de fortes raies spectrales du carbone. Un processus appelé « combustion à chaud du noyau » peut convertir le carbone en oxygène et en azote avant sa remontée à la surface. L'interaction entre ces processus détermine la luminosité et le spectre des étoiles carbonées observées dans certains amas.
Une autre classe bien connue d'étoiles de la branche asymptotique des géantes est celle des variables Mira , qui pulsent avec des périodes bien définies de plusieurs dizaines à plusieurs centaines de jours et de grandes amplitudes pouvant atteindre une magnitude d'environ 10 (dans le domaine visuel, la luminosité totale varie beaucoup moins). Chez les étoiles plus massives, la luminosité augmente et la période de pulsation s'allonge, ce qui entraîne une perte de masse accrue et une forte obscurcissement aux longueurs d'onde visibles. Ces étoiles peuvent être observées comme des étoiles OH/IR , pulsant dans l'infrarouge et présentant une activité maser OH . Ces étoiles sont clairement riches en oxygène, contrairement aux étoiles carbonées, mais les deux types d'étoiles sont nécessairement issus d'un processus de remontée de matière.
Post-AGB
Ces étoiles de masse intermédiaire atteignent finalement l'extrémité de la branche asymptotique des géantes et épuisent leur combustible pour la combustion de leur enveloppe. Insuffisamment massives pour initier une fusion du carbone à grande échelle, elles se contractent à nouveau, traversant une phase de supervent post-branche asymptotique des géantes pour former une nébuleuse planétaire avec une étoile centrale extrêmement chaude. Cette étoile centrale se refroidit ensuite pour devenir une naine blanche. Le gaz expulsé est relativement riche en éléments lourds créés au sein de l'étoile et peut être particulièrement enrichi en oxygène ou en carbone , selon le type d'étoile. Ce gaz s'accumule dans une enveloppe en expansion appelée enveloppe circumstellaire et se refroidit en s'éloignant de l'étoile, permettant la formation de particules de poussière et de molécules. Grâce au fort apport d'énergie infrarouge de l'étoile centrale, des conditions idéales se créent dans ces enveloppes circumstellaires pour l'excitation maser .
Il est possible que des impulsions thermiques soient produites une fois que l'évolution post-branche asymptotique des géantes a commencé, produisant une variété d'étoiles inhabituelles et mal comprises connues sous le nom d'étoiles renaissantes de la branche asymptotique des géantes. Celles-ci peuvent donner naissance à des étoiles extrêmes de la branche horizontale ( étoiles sous-naines B ), des étoiles post-branche asymptotique des géantes déficientes en hydrogène, des étoiles centrales variables de nébuleuses planétaires et des variables R Coronae Borealis .
Étoiles massives
Dans les étoiles massives, le cœur est déjà suffisamment volumineux au début de la combustion de l'hydrogène pour que l'ignition de l'hélium se produise avant que la pression de dégénérescence électronique n'ait le temps de devenir prépondérante. Ainsi, lorsque ces étoiles se dilatent et se refroidissent, leur luminosité n'augmente pas aussi spectaculairement que celle des étoiles de plus faible masse ; cependant, elles étaient plus lumineuses sur la séquence principale et évoluent en supergéantes extrêmement lumineuses. Leurs cœurs deviennent si massifs qu'ils ne peuvent plus se maintenir par dégénérescence électronique et finissent par s'effondrer pour former une étoile à neutrons ou un trou noir .
Évolution des supergéants
Les étoiles extrêmement massives (plus de des supergéantes rouges . Elles conservent ainsi des températures de surface extrêmement élevées (et une couleur blanc-bleu) depuis leur phase de séquence principale. Les plus grandes étoiles de la génération actuelle ont une masse d'environ Le cœur d'une étoile massive, défini comme la région dépourvue d'hydrogène, devient plus chaud et plus dense à mesure qu'il accumule de la matière issue de la fusion de l'hydrogène à l'extérieur du cœur. Dans les étoiles suffisamment massives, le cœur atteint des températures et des densités suffisamment élevées pour permettre la fusion du carbone et d'éléments plus lourds par le processus alpha . À la fin de la fusion de l'hélium, le cœur d'une étoile est principalement composé de carbone et d'oxygène. Dans les étoiles plus massives qu'environ fusionne pour former du néon, du sodium et du magnésium. Les étoiles un peu moins massives peuvent partiellement enflammer le carbone, mais elles ne peuvent pas le fusionner complètement avant que la dégénérescence électronique ne s'installe, et ces étoiles deviendront finalement des naines blanches d'oxygène-néon-magnésium . La limite de masse exacte pour la combustion complète du carbone dépend de plusieurs facteurs , tels que la métallicité et la masse perdue sur la branche asymptotique des géantes , mais elle est d'environ fusionner , le néon capture des électrons , ce qui déclenche sa combustion . Pour des étoiles d'environ par capture d'électrons . Dans les étoiles plus massives, la fusion du néon se déroule sans déflagration incontrôlée. Elle est suivie de la combustion complète de l'oxygène et du silicium , produisant un noyau composé principalement d' éléments du pic du fer . Autour de ce noyau se trouvent des couches d'éléments plus légers encore en fusion. La durée de la fusion complète d'un noyau de carbone en un noyau de fer est si courte, quelques centaines d'années seulement, que les couches externes de l'étoile ne peuvent réagir et que l'apparence de l'étoile reste globalement inchangée. Le noyau de fer croît jusqu'à atteindre une masse de Chandrasekhar effective , supérieure à la masse de Chandrasekhar formelle en raison de diverses corrections liées aux effets relativistes, à l'entropie, à la charge et à l'enveloppe environnante. La masse de Chandrasekhar effective d'un noyau de fer varie d'environ supernova , soit par effondrement direct en un trou noir .
Supernova
Lorsqu'un cœur d'étoile massive s'effondre, il forme une étoile à neutrons , ou, dans le cas de cœurs dépassant la limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , un trou noir . Par un processus encore mal compris, une partie de l' énergie potentielle gravitationnelle libérée par cet effondrement est convertie en une supernova de type Ib, Ic ou II . On sait que l'effondrement du cœur produit une forte émission de neutrinos , comme observé pour la supernova SN 1987A . Ces neutrinos extrêmement énergétiques fragmentent certains noyaux ; une partie de leur énergie est consommée pour libérer des nucléons , dont des neutrons , et une autre partie est transformée en chaleur et en énergie cinétique , amplifiant ainsi l' onde de choc générée par le rebond de la matière issue de l'effondrement du cœur. La capture d'électrons dans les régions très denses de cette matière peut produire des neutrons supplémentaires. Du fait du bombardement de neutrons par une partie de la matière en rebondissement, certains de ses noyaux les capturent, créant ainsi un spectre de matériaux plus lourds que le fer, incluant des éléments radioactifs jusqu'à l'uranium (et probablement au-delà) . Bien que les géantes rouges non explosives puissent produire des quantités importantes d'éléments plus lourds que le fer grâce aux neutrons libérés lors de réactions secondaires de réactions nucléaires antérieures , l'abondance de ces éléments ( et en particulier de certains isotopes d'éléments possédant plusieurs isotopes stables ou à longue durée de vie) est très différente de celle observée lors d'une supernova. Aucune de ces abondances, prise isolément, ne correspond à celle du Système solaire ; par conséquent, les supernovae, les fusions d'étoiles à neutrons et l'éjection d'éléments par les géantes rouges sont toutes deux nécessaires pour expliquer l'abondance observée des éléments lourds et de leurs isotopes .
L'énergie transférée lors de l'effondrement du cœur à la matière rebondissante génère non seulement des éléments lourds, mais assure également leur accélération bien au-delà de la vitesse de libération , provoquant ainsi une supernova de type Ib, Ic ou II. La compréhension actuelle de ce transfert d'énergie reste incomplète ; bien que les modèles informatiques actuels des supernovae de type Ib, Ic et II rendent compte d'une partie de ce transfert, ils ne permettent pas d'expliquer la quantité d'énergie transférée nécessaire à l'éjection de matière observée. Cependant, les oscillations des neutrinos pourraient jouer un rôle important dans ce transfert d'énergie, car elles affectent non seulement l'énergie disponible pour une saveur particulière de neutrinos, mais aussi par d'autres effets de relativité générale sur les neutrinos.
Certaines données issues de l'analyse de la masse et des paramètres orbitaux des étoiles à neutrons binaires (qui nécessitent deux supernovae de ce type) suggèrent que l'effondrement d'un noyau d'oxygène-néon-magnésium pourrait produire une supernova qui diffère de manière observable (autrement que par sa taille) d'une supernova produite par l'effondrement d'un noyau de fer.
Les étoiles les plus massives actuelles pourraient être entièrement détruites par une supernova dont l'énergie dépasse largement leur énergie de liaison gravitationnelle . Cet événement rare, provoqué par l'instabilité de paires , ne laisse aucun résidu de trou noir. Dans l'histoire ancienne de l'Univers, certaines étoiles étaient encore plus massives que les plus grandes étoiles actuelles et s'effondraient instantanément en un trou noir à la fin de leur vie, par photodésintégration .
vestiges stellaires
Une fois qu'une étoile a épuisé ses réserves de combustible, ses restes peuvent prendre l'une des trois formes suivantes, en fonction de leur masse au cours de sa vie.
Nains blancs et noirs
Une naine blanche est extrêmement chaude lors de sa formation, avec une température de plus de 100 000 K en surface et encore plus élevée à l’intérieur. Elle est si chaude qu’une grande partie de son énergie est dissipée sous forme de neutrinos pendant les 10 premiers millions d’années de son existence et qu’elle aura perdu la majeure partie de son énergie après un milliard d’années.
La composition chimique d'une naine blanche dépend de sa masse. Une étoile d'une masse d'environ 8 à 12 masses solaires enclenchera la fusion du carbone pour former du magnésium, du néon et de plus faibles quantités d'autres éléments, donnant naissance à une naine blanche composée principalement d'oxygène, de néon et de magnésium, à condition qu'elle perde suffisamment de masse pour passer sous la limite de Chandrasekhar (voir ci-dessous) et que l'inflammation du carbone ne soit pas si violente qu'elle explose en supernova. Une étoile de masse comparable à celle du Soleil ne pourra pas enclencher la fusion du carbone et formera une naine blanche composée principalement de carbone et d'oxygène, d'une masse trop faible pour s'effondrer à moins d'un apport de matière ultérieur (voir ci-dessous). Une étoile de moins de la moitié de la masse du Soleil ne pourra pas enclencher la fusion de l'hélium (comme indiqué précédemment) et formera une naine blanche composée principalement d'hélium.
Au final, il ne reste qu'une masse froide et sombre, parfois appelée naine noire . Cependant, l'univers n'est pas encore assez vieux pour que des naines noires puissent exister.
Si la masse d' une naine blanche dépasse la limite de Chandrasekhar ( la capture électronique et l'étoile s'effondre. Selon sa composition chimique et la température initiale du cœur avant l'effondrement, cela peut conduire soit à la formation d'une étoile à neutrons , soit à une réaction nucléaire en chaîne. Les éléments plus lourds favorisent la poursuite de l'effondrement du cœur, car leur fusion nécessite une température plus élevée : la capture électronique sur ces éléments et leurs produits est plus aisée. Ces températures élevées favorisent une réaction nucléaire en chaîne, ce qui stoppe l'effondrement et conduit à une supernova de type Ia . Ces supernovae peuvent être beaucoup plus brillantes que les supernovae de type II qui marquent la fin d'une étoile massive, même si ces dernières libèrent une énergie totale plus importante. Cette instabilité, susceptible d'entraîner un effondrement , signifie qu'aucune naine blanche de masse supérieure à environ la force centrifuge compense partiellement le poids de leur matière). Un transfert de masse dans un système binaire peut amener une naine blanche initialement stable à dépasser la limite de Chandrasekhar.
Si une naine blanche forme un système binaire serré avec une autre étoile, l'hydrogène de cette dernière peut s'accumuler autour et sur la naine blanche jusqu'à ce qu'elle atteigne une température suffisante pour que des réactions d'emballement se produisent à sa surface, bien que la naine blanche reste en deçà de la limite de Chandrasekhar. Une telle explosion est appelée une nova .
étoiles à neutrons
En général, les atomes sont principalement constitués de nuages électroniques, avec des noyaux très compacts en leur centre (proportionnellement, si les atomes avaient la taille d'un stade de football, leurs noyaux seraient de la taille d'acariens). Lors de l'effondrement d'un cœur stellaire, la pression provoque la fusion des électrons et des protons par capture électronique . Sans électrons, qui maintiennent les noyaux séparés, les neutrons s'effondrent en une sphère dense (semblable, d'une certaine manière, à un noyau atomique géant ), recouverte d'une fine couche de matière dégénérée (principalement du fer, à moins que de la matière de composition différente ne s'y ajoute ultérieurement). Les neutrons résistent à une compression supplémentaire grâce au principe d'exclusion de Pauli , d'une manière analogue à la pression de dégénérescence des électrons, mais plus intense.
Ces étoiles, appelées étoiles à neutrons, sont extrêmement petites (de l'ordre de 10 km de rayon, soit la taille d'une grande ville) et d'une densité phénoménale. Leur période de rotation diminue considérablement à mesure qu'elles se contractent (en raison de la conservation du moment cinétique ) ; les périodes de rotation observées des étoiles à neutrons varient d'environ 1,5 milliseconde (plus de 600 tours par seconde) à plusieurs secondes. Lorsque les pôles magnétiques de ces étoiles en rotation rapide sont alignés avec ceux de la Terre, une impulsion de rayonnement est détectable à chaque révolution. Ces étoiles à neutrons sont appelées pulsars et furent les premières à être découvertes. Bien que le rayonnement électromagnétique détecté des pulsars soit le plus souvent sous forme d'ondes radio, des pulsars ont également été détectés dans le domaine visible, en rayons X et gamma.
trous noirs
Si la masse du résidu stellaire est suffisamment élevée, la pression de dégénérescence des neutrons sera insuffisante pour empêcher son effondrement en dessous du rayon de Schwarzschild . Le résidu stellaire devient alors un trou noir. La masse à laquelle cela se produit n'est pas connue avec certitude, mais elle est actuellement estimée entre 2 et relativité générale . Selon la relativité générale classique, aucune matière ni information ne peut circuler de l'intérieur d'un trou noir vers un observateur extérieur, bien que des effets quantiques puissent permettre des exceptions à cette règle stricte. L'existence des trous noirs dans l'univers est solidement étayée, tant théoriquement que par l'observation astronomique.
Le mécanisme d'effondrement du cœur d'une supernova n'étant, à l'heure actuelle, que partiellement compris, on ignore encore si une étoile peut s'effondrer directement en trou noir sans produire de supernova visible, ou si certaines supernovae forment initialement des étoiles à neutrons instables qui s'effondrent ensuite en trous noirs ; la relation exacte entre la masse initiale de l'étoile et celle du rémanent final demeure également incertaine. La résolution de ces incertitudes nécessite l'analyse d'un plus grand nombre de supernovae et de rémanents de supernovae.
Modèles
Un modèle d'évolution stellaire est un modèle mathématique permettant de calculer les différentes phases d'évolution d'une étoile, de sa formation à sa disparition. La masse et la composition chimique de l'étoile servent de données d'entrée, tandis que sa luminosité et sa température de surface constituent les seules contraintes. Les formules du modèle reposent sur la compréhension physique de l'étoile, généralement sous l'hypothèse d'un équilibre hydrostatique. Des calculs informatiques poussés sont ensuite effectués pour déterminer l'évolution de l'état de l'étoile au fil du temps, produisant ainsi un tableau de données permettant de tracer sa trajectoire d'évolution sur le diagramme de Hertzsprung-Russell , et de déterminer d'autres propriétés évolutives. Des modèles précis permettent d'estimer l'âge actuel d'une étoile en comparant ses propriétés physiques à celles d'étoiles présentant une trajectoire d'évolution similaire.