Les étoiles naissent dans des globules sombres, des sortes d'énormes boules très froides, proches du zéro absolu (-273°C), c'est à dire la température la plus froide que puisse prendre un corps. Ces globules sombres sont en réalité un stade par lequel passent les nébuleuses, des nuages de gaz et de poussière formés grâce à l'explosion d'une supernova. Elles sont extrêmement ténus et froides et s'étendent sur plusieurs dizaines d'années lumière. Pendant plus de 300 000 ans, elles se contractent mais restent obscurs et froids. Puis, brusquement, sa densité et sa température centrale augmente très fortement. Donc à l'intérieur de ces globules sombres, l'hydrogène et les autres gaz tourbillonnent et, au milieux, est en train de ce former une étoile. Une étoile parvenue à ce stade d'évolution se nomme une proto-étoile. Un milliard d'années plus tard, l'étoile commence à briller. La température à sa surface 4 700°C. Encore 50 millions d'années et l'étoile est assez chaude pour que l'hydrogène se transforme en hélium. Et oui, à l'intérieur, il fait tellement chaud que les atomes d'hydrogènes sont dépouillés de leurs électrons et il n'en reste plus que les noyaux. Et quand 4 noyaux d'hydrogène fusionnent, cela produit une molécule d'hélium. Chaque seconde, 500 millions de tonnes d'hydrogène se transforme ainsi en hélium à l'intérieur du soleil, notre étoile. Mais ne vous inquiétez pas, il n'à pas finit de transformer tout son hydrogène car il en possède à peu près 2 milliards de milliards de milliard de tonnes. Cette fusion entre les 4 noyaux d'hydrogène s'accompagne d'une légère perte de masse et d'une petite poussée d'énergie. Or, à chaque instant, le nombre de fusions est considérable et donc, l'énergie dégagée colossale. Voilà pourquoi les étoiles brillent. Au bout de quelques millions ou milliards d'années, tout dépend de la masse de départ de l'étoile, les réserves d'hydrogène vont commencer à s'épuiser. Alors, l'étoile commence à se refroidir. Son noyau, désormais riche en hélium, commence à se contracter. L'énergie dégagée à cette occasion réchauffe le centre ainsi que les couches extérieurs de l'étoile. L'étoile reçoit alors davantage d'énergie qu'auparavant. L'étoile grossit et brille d'avantage : c'est une géante rouge. C'est ce qu'il adviendra du soleil dans 5 milliards d'années. Alors, il avalera le Terre et toutes les autres planètes du système solaire. Son éclat sera 400 fois plus intense qu'aujourd'hui et son diamètre 100 fois plus grand. Dans la géante rouge, la température du noyau atteint 100 millions de degrés. De nouvelles réactions nucléaires rentre en jeu : l'hélium se transforme en carbone, un gaz plus lourd. Et de nouveau une ère de stabilité commence mais elle ne va durer que quelques millions d'années seulement. Puis, tout dépendra de sa masse de départ. Si celle-ci ne dépasse pas une fois et demie celle du soleil, il n'y a plus de réaction nucléaire possible, faute d'une température suffisante. L'étoile entre en agonie. Instable pendant un certain temps, elle va rejeter ses couches supérieurs. Elle connaîtra comme cela plusieurs sursauts d'éclat. Parfois, ceux-ci la rendront soudain visible alors qu'elle restait auparavant trot faible pour être remarquée. On dira que l'on a alors affaire à une nova. Si elle assez lumineuse pour éclairer la matière éjectée, on la verra, bien plus tard, enveloppé d'une véritable bulle de gaz en expention, appelé une nébuleuse planétaire. Puis l'étoile se contractera progressivement et se transformera en une naine blanche, une petit astre de la taille de la Terre, mais extrêmement dense, au centre duquel un centimètre cube de matière peu peser jusqu'à 100 tonnes. Elle finira par s'éteindre, devenant une naine noire, un véritable fossile stellaire n'émettant aucune lumière. Le soleil fait parti des nombreuses étoiles qui deviendront cela à l'avenir. Mais l'univers n'est pas assez vieux pour avoir déjà vu une naine blanche s'éteindre pour devenir une naine noire. En effet, pour la réalisation d'une naine noire, il faut compter environs 100 milliards d'années et notre univers n'à "que" 13,7 milliards d'années.

Mais le destin d'une étoile supermassive est beaucoup moins tragique et bien plus grandiose. Les étoiles massive sont celles qui font plus d'une fois et demi la masse d'une soleil. Quand elle est devenue une géante rouge (pour les étoiles massives on parle plutôt de supergéantes rouge), elles se met à battre comme un coeur: elle se contracte et se dilate alternativement. Cette période d'instabilité ne dure pas. Puis, au lieu d'éjecter ses couches supérieurs, elle va continuer la transformation de ses gaz, transformant son hélium en oxygène ex... Elle va fabriquer des corps de pus en plus lourds, jusqu'au fer. Alors, quand le fer devient l'élément chimique le plus important, l'étoile explose. Elle éjecte dans l'espace l'essentiel de la matière qui la constituait. Celle-ci peut atteindre la vitesse de 10 000 km/s en étant projetée. En quelque jour, la supernova, c'est à dire le nom que porte cette fantastique explosion, produit plus d'énergie que le soleil en 10 milliards d'années, sachant qu'en une seconde le soleil en produit plus que l'humanité ne n'en a jamais produit. Le résidus final est une étoile à neutrons, ou pulsar si vous préférez. Ses atomes réduits en bouillie. Les étoiles à neutron sont des noyaux d'étoiles supergéante très petits : leur rayon est, en moyenne de 10 km seulement alors qu'ils font la masse du soleil. Cela leur donne donc une densité colossale : environ 500 millions de tonnes par centimètres cubes, encore pire que des naines blanches. On peut aussi les appeler pulsars car elles tournent sur elles-même extrêmement vite (la plus rapide tourne sur elle-même en 1,56 millisecondes, soit au rythme vertigineux de 642 tours par secondes, et la plus lente en 4 secondes) et elle émet des ondes radio ou des faisceaux de lumière dans une direction privilégiée. Chaque fois que la Terre traverse le faisceau, on peut enregistrer un éclair. Ainsi le rayonnement de l'étoile est-il capté sous forme d'impulsions périodiques, qui se répètent avec une régularité d'horloge à des intervalles d'une fraction de seconde ou de quelques secondes. C'est pour ça que l'on les prénommes pulsars.

Mais une étoile supergéante ne se transforme pas forcément en étoile à neutrons. Si elle fait plus de 4 fois la masse du soleil, elle se transforme en trou noirs. Les trous noirs sont des gouffres cosmiques sans fond, condamnés à s'effondrer indéfiniment sur eux-même. Ces objets sont tous petits, quelques kilomètres de diamètres, tout au plus, mais ont une densité inouïe, bien supérieure à celle des pulsars. Malheur à tous ce qui viendra les frôler de de trop près, ils l'engloutiront sans espoir de salut. Ils présentent une telle force d'attraction que rien ne peut leur échapper. Ils engloutissent jusqu'à leur propre lumière, ils demeurent dons invisibles, d'où leur nom.