Effondrement gravitationnel

À ce stade, plusieurs chemins se dessinent, dépendant uniquement de la masse de l'étoile en question. Si la masse du noyau est inférieure à 1,4 fois la masse du Soleil (noté 1,4 M_¤), celle-ci se transformera en une naine blanche. Sinon, si la masse du noyau est inférieure à 3,2 M_¤, elle est vouée au sort d'étoile à neutrons. Si, au contraire, la masse du noyau est supérieure à 3,2 M_¤, alors le processus d'effondrement gravitationnel suivra son cours jusqu'au bout, et l'étoile se transformera en trou noir.

Essentiellement, le phénomène qui détermine les limites citées plus haut est connu sous le nom de pression de dégénérescence. Il s'agit d'un phénomène purement quantique, qui vient du principe d'exclusion de Pauli. En voici une description brève: les atomes possèdent plusieurs niveaux énergétiques finis où peuvent se situer des électrons. Ceux-ci sont limités à ces niveaux d'énergie seulement. De plus, chaque niveau a un nombre limité d'électrons pouvant s'y trouver. Donc, imaginons un gaz où il y a une quantité très importante d'électrons libres, et que ce gaz est comprimé à l'extrême. Les électrons sont forcés dans les niveaux les plus bas des atomes, et ce jusqu'à ce qu'ils en occupent tous les niveaux. À ce stade, la matière est dite dégénérée ; elle résiste alors à la force qui tente de la comprimer et, dans le cas d'une étoile, cette pression peut être suffisante pour stopper l'effondrement gravitationnel. Cependant, cette force a ses limites, et lorsque la gravité atteint un certain seuil, donc lorsque la masse de l'étoile est supérieure à ce que la pression de dégénérescence peut supporter, elle s'effondre.