Géante rouge :

Etoile de grandes dimensions, de forte luminosité, ayant subi un effondrement gravitationnel de sa partie centrale et une dilatation des parties extérieures.

Les étoiles de type solaire évoluent en géantes rouges, lorsque l'hydrogène de leur centre est consommé et que s'intensifie la combustion de l'hydrogène renfermé dans les parties les plus proches de la périphérie.

Les réactions de fusion nucléaire commencent alors à consommer de l'hélium, et la nucléosynthèse des éléments lourds (carbone, oxygène, ...) peut alors se produire.

L'évolution est accompagnée d'une perte de masse importante alimentant le milieu interstellaire. Après une période de variabilité et d'activité importantes, les étoiles évolueront ensuite en naines blanches .

Une étoile de la taille du Soleil terminera sa vie, au bout de quelques milliards d'années, en gonflant démesurément suite aux changements d'équilibre dans son noyau. La température de surface va alors tomber et l'étoile rougir, cet état va durer plusieurs millions d'années avant que l'étoile n'éjecte ses couches périphériques et ne devienne une naine blanche.

Etoile super géante :

Une étoile qui pèse plus de 3 masses solaires deviendra à la fin de sa vie une étoile supergéante lorsqu'elle aura épuisé son hydrogène, et que ses couches périphériques vont gonfler. Les étoiles supergéantes sont les plus grosses et les plus brillantes de toutes les étoiles et elles finissent généralement par exploser en une supernova et en créant ainsi une étoiles à neutrons ou un trou noir.

Etoiles à neutrons :
Les étoiles à neutrons sont parmi les objets les plus denses de l'Univers. Elles se forment après l'explosion en supernovae d'étoiles au moins 8 fois plus massives que notre Soleil, dont elles représentent le stade ultime.

Les étoiles à neutrons ont la même masse que le Soleil, alors qu'elles sont 70 000 fois plus petites. Si on pouvait en extraire l'équivalent d'un grain de sable, il pèserait 75000 tonnes ! Cette densité extrême transforme toute matière en une purée de neutrons superfluide.

Elles émettent un puissant rayonnement radio concentré en faisceau par leur champ magnétique intense. Lorsque ce faisceau balaye la terre à la manière d'un phare, les radioastronomes peuvent le capter comme un signal très régulier, qu'on appelle pulsar.

Les pulsars :

Pendant ces transformations, il y a conservation du mouvement cinétique. Même plus: comme le rayon du coeur de l'étoile diminue lors de l'effondrement, sa vitesse de rotation augmente. En outre, le champ magnétique de l'étoile défunte est comprimé avec la matière et devient environ 10¹² fois plus intense que le champ terrestre, ce qui fait une valeur moyennne de 10⁸ teslas! (Mais ne croyez pas avoir atteint le sommet, il y a des champs magnétiques plus forts: le noyau des atomes en a un de 10¹² tesla, mais avec une portée très limitée).
L'axe du champ magnétique d'un pulsar, à l'instar de celui de la Terre est incliné par rapport à l'axe de rotation. A cause de son intensité, en se déplaçant, il produit un puissant champ électrique qui accélère les électrons le long de l'axe magnétique (comme une sarbacane qui oblige les électrons à partir dans cette direction) à des vitesses proches de celle de la lumière. Il en résulte un faisceau de rayonnement électromagnétique très concentré qui tourne en même temps que l'étoile, une sorte de phare oblique.
Ainsi, si un des faisceau est dirigé vers un observateur, celui-ci verra une suite de flash à intervalles réguliers, dont la fréquence correspond à la vitesse de rotation du pulsar à la manière d'un phare. C'est de cette particularité que leur viennent le nom de pulsar.