Une guimauve au-dessus du feu : si on l'approche trop près, elle gonfle et brûle ; si on l'éloigne, elle ne fait que dorer, perdant un peu de sa croûte. C'est ce qui arrive à une étoile comme le Soleil (composée d'hydrogène et d'hélium) qui tourne autour d'un trou noir. Au point de plus grande proximité, la gravité du trou arrache le gaz. La modélisation a montré une limite bien nette. Si la distance tombe à environ 3,45 rayons critiques, une avalanche se déclenche. L'étoile perd de la masse, ses couches externes gonflent, la rendant encore plus vulnérable — et en quelques orbites, elle se désintègre, produisant une éruption extrêmement brillante. À ce moment, l'entropie (mesure de la dispersion de l'énergie ; introduite par Ludwig Boltzmann) augmente de manière irréversible. Mais si la distance est un peu plus grande, la perte de masse élargit légèrement l'orbite. L'étoile, comme si elle reculait, s'éloigne elle-même du danger. Le processus devient lent et long : de telles paires peuvent exister pendant des dizaines d'années. Cela relie deux scénarios — l'alimentation tranquille du trou et la rupture catastrophique. Pour vérifier ces prédictions, on pourra utiliser la spectroscopie, la photométrie et le télescope James Webb. Les idées de Karl Schwarzschild et de Subrahmanyan Chandrasekhar sur la matière en forte gravité se concrétisent désormais dans des modèles informatiques.