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Quand une étoile géante (environ au moins 6 fois la masse du soleil) a brulé tout son hydrogène, elle ne peut plus produire le rayonnement (et la pression) nécessaire à contrebalancer sa propre force de gravitation. Elle va donc se contracter, provoquant son réchauffement interne.
Quand sa température aura suffisamment augmenté, la fusion de l'helium va commencer, rétablissant ainsi l'équilibre entre pression interne et gravitation, et l'étoile connaîtra une nouvelle phase de stabilité, bien plus courte que la première puisque l'hélium se consume beaucoup plus rapidement. Puis, le même scénario va se répéter, amenant tour à tour la fusion des éléments plus lourds.
Lorsque le centre de l'étoile devient un noyau de fer (élément qui ne va pas fusionner) d'une masse d'environ 1,4 fois la masse du soleil (aussi apellée limite de Chandrasekhar) avec une température de plusieurs milliards de degrés et une densité de plusieurs tonnes par centimètre cube, la pression est telle que les électrons des atomes vont entrer en contact avec les noyaux et interagir avec les protons des noyaux pour former des neutrons avec émission de neutrinos. Cela provoque l'effondrement du coeur de l'étoile (implosion) et l'éjection des couches extérieures (supernova). La quantité d'énergie ainsi libérée en quelques heures sous forme de neutrinos et de lumière vaut 1 million de milliards de fois l'énergie émise par notre soleil pendant le même temps.
A la place de la défunte étoile il reste, en fonction de sa masse, soit une naine blanche, soit un pulsar, soit un trou noir...
Ci-dessous un bref schéma récapitulatif, certaines données
y ont été volontairement suprimées dans le but de le
rendre plus compréhensible:
cccccccccccccccccccccccccc
Mais il faut savoir que quand on parle de trous noirs, en fait, on en dénombre quatre types: les trous noirs stellaires, binaires, galactiques et primordiaux. Leur moyen de formation peut être différent ainsi que leur moyen de détection.
Interressons-nous donc, en premier, aux trous noirs stellaires