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Les étoiles se sont constituées à partir des éléments formés lors du Big Bang, c'est-à-dire environ trois quarts d'hydrogène et un quart d'hélium. Les étoiles brillent parce que des réactions de fusion nucléaire se produisent en leur centre, dégageant ainsi de l'énergie. L'évolution des étoiles dépend principalement de leur masse : plus les étoiles sont massives, plus elles évoluent rapidement. On utilise comme unité de masse des étoiles la masse du soleil, qui vaut 2   10³⁰ kg. Dans toutes les étoiles, l'élément le plus abondant, l'hydrogène, va commencer par fusionner pour donner de l'hélium.

Ensuite, dans les étoiles de masse supérieure à 8 masses solaires, l'hélium va à son tour fusionner pour donner du carbone, avant que l'étoile se transforme en géante rouge. Les éléments formés par des réactions de fusion successives seront ensuite l'oxygène, le néon, le magnésium etc. jusqu'au fer. L'étoile a alors une structure dite «   en pelure d'oignon   » : le noyau de l'étoile est en fer, entouré d'une couche où se produit la fusion du silicium, elle-même entourée d'une couche où se produit la fusion du magnésium, etc.

A titre d'exemple, la durée de fusion de l'hydrogène, de l'hélium, du carbone, de l'oxygène et du silicium sont respectivement de 107 ans, 106 ans, 1000 ans, 1 an et 1 semaine. Le noyau de fer, lui, se forme en environ une journée. Comme il n'y a pas de réaction de fusion dans le cœur de fer, il n'y a pas de production d'énergie, et la région s'effondre sur elle-même très rapidement (moins d'une seconde !). Une partie de la matière constituant l'étoile va alors tomber vers le centre, formant ainsi un objet très dense (étoile à neutrons ou trou noir). Cet effondrement s'accompagne d'une émission d'énergie qui va provoquer une onde de choc qui va éjecter le reste de la matière de l'étoile dans l'espace : c'est une supernova.

Il s'agit là d'un phénomène mettant en jeu une énergie colossale : la luminosité d'une supernova peut être comparable à celle d'une galaxie tout entière. Le phénomène de supernova va produire certains éléments, différents selon le type de supernova : type Ia, Ib ou II. C'est ainsi que l'on parviendra à obtenir des éléments plus lourds que le fer, et ce jusqu'à l'uranium.