Résumé de l'évolution stellaire

Voici un récapitulatif des phases d'évolution stellaire en fonction de la masse initiale de l'étoile.

		La température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hydrogène. L'objet est une étoile avortée : une naine brune.
		L'hydrogène fusionne en hélium lorsque l'étoile est sur la séquence principale mais, ensuite, la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion de l'hélium. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche d'hélium. Il faut tout de même noter que le temps d'évolution sur la séquence principale est supérieur à l'âge de l'Univers et que cette évolution est hypothétique (aucune naine blanche d'hélium ne peut encore être observée).
		Fusion de l'hydrogène, puis de l'hélium. Ensuite la température centrale de l'étoile est inférieure à la température de fusion du carbone. L'étoile finit en nébuleuse planétaire avec formation au centre d'une naine blanche de carbone et d'oxygène.
		Fusion de l'hydrogène sur la séquence principale puis fusion de l'hélium, puis du carbone, puis de l'oxygène... lors de la phase de supergéante rouge. L'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignon avec un cœur de fer entouré d'éléments de plus en plus légers en train de fusionner. L'étoile finit par exploser en supernova de type II.
	si	Le résidu de la supernova donne une étoile à neutrons (éventuellement observable sous forme de pulsar)
	si	Le résidu de la supernova donne un trou noir de masse stellaire.