Grâce à la perte de masse, puis , les étoiles avec des masses de départ allant jusqu’à au moins 8 MSun (et peut-être même plus) finissent probablement leur vie en tant que naines blanches. Mais nous savons que les étoiles peuvent avoir des masses aussi grandes que 150 MSun (ou plus). Ils ont un autre type de mort en réserve pour eux. Comme nous le verrons, ces étoiles meurent d’un coup.

Fusion nucléaire d’Éléments lourds

Une fois l’hélium de son noyau épuisé (voir Évolution d’Étoiles Plus massives), l’évolution d’une étoile massive suit un cours significativement différent de celui des étoiles de masse inférieure. Dans une étoile massive, le poids des couches externes est suffisant pour forcer le noyau de carbone à se contracter jusqu’à ce qu’il devienne suffisamment chaud pour fusionner le carbone en oxygène, néon et magnésium. Ce cycle de contraction, de chauffage et d’allumage d’un autre combustible nucléaire se répète plusieurs fois de plus. Une fois que chacun des combustibles nucléaires possibles est épuisé, le noyau se contracte à nouveau jusqu’à ce qu’il atteigne une nouvelle température suffisamment élevée pour fusionner des noyaux encore plus lourds. Les produits de la fusion du carbone peuvent être convertis en silicium, soufre, calcium et argon. Et ces éléments, lorsqu’ils sont chauffés à une température encore plus élevée, peuvent se combiner pour produire du fer. Les étoiles massives passent par ces étapes très, très rapidement. Dans les étoiles vraiment massives, certaines étapes de fusion vers la toute fin ne peuvent prendre que des mois, voire des jours! C’est loin des millions d’années qu’ils passent dans la scène de la séquence principale.

À ce stade de son évolution, une étoile massive ressemble à un oignon avec un noyau de fer. À mesure que nous nous éloignons du centre, nous trouvons des coquilles de température décroissante dans lesquelles les réactions nucléaires impliquent des noyaux de masse progressivement plus faible — silicium et soufre, oxygène, néon, carbone, hélium et enfin hydrogène (Figure 1).

Figure 1: Structure d’une Ancienne Étoile Massive. Juste avant son effondrement gravitationnel final, le noyau d’une étoile massive ressemble à un oignon. Le noyau de fer est entouré de couches de silicium et de soufre, d’oxygène, de néon, de carbone mélangé à un peu d’oxygène, d’hélium et enfin d’hydrogène. En dehors du noyau, la composition est principalement de l’hydrogène et de l’hélium. (Notez que ce diagramme n’est pas précisément à l’échelle mais est juste destiné à transmettre l’idée générale de ce que serait une telle étoile.) (crédit: modification des travaux de l’ESO, Relevé du Ciel numérisé)

Mais il y a une limite à la durée de ce processus de construction d’éléments par fusion. La fusion du silicium en fer s’avère être la dernière étape de la séquence de production d’éléments non explosifs. Jusqu’à présent, chaque réaction de fusion a produit de l’énergie car le noyau de chaque produit de fusion a été un peu plus stable que les noyaux qui l’ont formé. Comme discuté dans Le Soleil: Une centrale nucléaire, les noyaux légers abandonnent une partie de leur énergie de liaison en cours de fusion en noyaux plus étroitement liés et plus lourds. C’est cette énergie libérée qui maintient la pression extérieure dans le noyau afin que l’étoile ne s’effondre pas. Mais de tous les noyaux connus, le fer est le plus étroitement lié et donc le plus stable.

Vous pourriez penser à la situation comme ceci: tous les petits noyaux veulent « grandir » pour être comme le fer, et ils sont prêts à payer (produire de l’énergie) pour aller vers cet objectif. Mais le fer est un noyau mature avec une bonne estime de soi, se contentant parfaitement d’être du fer; il nécessite un paiement (doit absorber de l’énergie) pour changer sa structure nucléaire stable. C’est exactement le contraire de ce qui s’est passé dans chaque réaction nucléaire jusqu’à présent: au lieu de fournir de l’énergie pour équilibrer l’attraction de la gravité vers l’intérieur, toute réaction nucléaire impliquant du fer retirerait de l’énergie du noyau de l’étoile.

Incapable de générer de l’énergie, l’étoile fait maintenant face à la catastrophe.

S’effondrent en une boule de neutrons

Lorsque les réactions nucléaires s’arrêtent, le noyau d’une étoile massive est supporté par des électrons dégénérés, tout comme une naine blanche. Pour les étoiles qui commencent leur évolution avec des masses d’au moins 10 MSun, ce noyau est probablement composé principalement de fer. (Pour les étoiles dont la masse initiale est comprise entre 8 et 10 MSun, le noyau est probablement composé d’oxygène, de néon et de magnésium, car l’étoile ne devient jamais assez chaude pour former des éléments aussi lourds que le fer. La composition exacte des noyaux d’étoiles dans cette gamme de masse est très difficile à déterminer en raison des caractéristiques physiques complexes des noyaux, en particulier aux densités et températures très élevées impliquées.) Nous nous concentrerons sur les noyaux de fer les plus massifs dans notre discussion.

Alors qu’aucune énergie n’est générée dans le noyau de la naine blanche de l’étoile, la fusion se produit toujours dans les coquilles qui entourent le noyau. Lorsque les coquilles terminent leurs réactions de fusion et cessent de produire de l’énergie, les cendres de la dernière réaction tombent sur le noyau de la naine blanche, augmentant sa masse. Comme le montre la Mort des étoiles de Faible masse, une masse plus élevée signifie un noyau plus petit. Le noyau peut se contracter car même un gaz dégénéré est encore la plupart du temps un espace vide. Les électrons et les noyaux atomiques sont, après tout, extrêmement petits. Les électrons et les noyaux d’un noyau stellaire peuvent être encombrés par rapport à l’air de votre pièce, mais il y a encore beaucoup d’espace entre eux.

Au début, les électrons résistent à être serrés les uns contre les autres, et le noyau ne rétrécit donc qu’une petite quantité. En fin de compte, cependant, le noyau de fer atteint une masse si grande que même les électrons dégénérés ne peuvent plus le supporter. Lorsque la densité atteint 4 × 1011 g / cm3 (400 milliards de fois la densité de l’eau), certains électrons sont en fait pressés dans les noyaux atomiques, où ils se combinent avec des protons pour former des neutrons et des neutrinos. Cette transformation n’est pas quelque chose qui est familier de la vie quotidienne, mais devient très importante à mesure qu’un noyau d’étoiles aussi massif s’effondre.

Certains électrons ont maintenant disparu, de sorte que le noyau ne peut plus résister à la masse écrasante des couches sus-jacentes de l’étoile. Le noyau commence à rétrécir rapidement. De plus en plus d’électrons sont maintenant poussés dans les noyaux atomiques, qui deviennent finalement si saturés de neutrons qu’ils ne peuvent pas les retenir.

À ce stade, les neutrons sont expulsés des noyaux et peuvent exercer une nouvelle force. Comme c’est le cas pour les électrons, il s’avère que les neutrons résistent fortement à être au même endroit et à se déplacer de la même manière. La force qui peut être exercée par de tels neutrons dégénérés est beaucoup plus grande que celle produite par les électrons dégénérés, donc à moins que le noyau ne soit trop massif, ils peuvent finalement arrêter l’effondrement.

Cela signifie que le noyau qui s’effondre peut atteindre un état stable sous la forme d’une boule écrasée composée principalement de neutrons, que les astronomes appellent une étoile à neutrons. Nous n’avons pas de nombre exact (une « limite de Chandrasekhar”) pour la masse maximale d’une étoile à neutrons, mais les calculs nous indiquent que la limite de masse supérieure d’un corps composé de neutrons pourrait n’être que d’environ 3 MSun. Donc, si la masse du noyau était supérieure à cela, alors même la dégénérescence neutronique ne pourrait pas empêcher le noyau de s’effondrer davantage. L’étoile mourante doit se retrouver comme quelque chose d’encore plus extrêmement comprimé, ce que l’on croyait jusqu’à récemment n’être qu’un seul type d’objet possible — l’état de compactage ultime connu sous le nom de trou noir (qui fait l’objet de notre prochain chapitre). En effet, on croyait qu’il n’existait aucune force capable d’arrêter un effondrement au-delà du stade d’étoile à neutrons.

Effondrement et explosion

Lorsque l’effondrement du noyau d’une étoile de masse élevée est stoppé par des neutrons dégénérés, le noyau est sauvé d’une destruction ultérieure, mais il s’avère que le reste de l’étoile est littéralement détruit. Voici comment ça se passe.

L’effondrement qui se produit lorsque les électrons sont absorbés dans les noyaux est très rapide. En moins d’une seconde, un noyau d’une masse d’environ 1 MSun, qui avait à l’origine approximativement la taille de la Terre, s’effondre à un diamètre inférieur à 20 kilomètres. La vitesse à laquelle le matériau tombe vers l’intérieur atteint un quart de la vitesse de la lumière. L’effondrement ne s’arrête que lorsque la densité du noyau dépasse la densité d’un noyau atomique (qui est la forme de matière la plus dense que nous connaissions). Une étoile à neutrons typique est tellement comprimée que pour dupliquer sa densité, il faudrait presser toutes les personnes du monde dans un seul cube de sucre! Cela nous donnerait la valeur d’un cube de sucre (un centimètre cube) d’une étoile à neutrons.

Le noyau dégénéré en neutrons résiste fortement à une compression supplémentaire, stoppant brusquement l’effondrement. Le choc de la secousse soudaine déclenche une onde de choc qui commence à se propager vers l’extérieur. Cependant, ce choc à lui seul ne suffit pas à créer une explosion stellaire. L’énergie produite par la matière en sortie est rapidement absorbée par les noyaux atomiques dans les couches denses et sus-jacentes de gaz, où elle décompose les noyaux en neutrons et protons individuels.

Notre compréhension des processus nucléaires indique (comme nous l’avons mentionné ci-dessus) que chaque fois qu’un électron et un proton dans le noyau de l’étoile fusionnent pour former un neutron, la fusion libère un neutrino. Ces particules subatomiques fantomatiques, introduites dans Le Soleil: Une centrale nucléaire, emportent une partie de l’énergie nucléaire. C’est leur présence qui lance l’explosion désastreuse finale de l’étoile. L’énergie totale contenue dans les neutrinos est énorme. Dans la seconde initiale de l’explosion de l’étoile, la puissance portée par les neutrinos (1046 watts) est supérieure à la puissance émise par toutes les étoiles de plus d’un milliard de galaxies.

Alors que les neutrinos n’interagissent généralement pas beaucoup avec la matière ordinaire (nous les avons précédemment accusés d’être carrément antisociaux), la matière près du centre d’une étoile qui s’effondre est si dense que les neutrinos interagissent avec elle dans une certaine mesure. Ils déposent une partie de cette énergie dans les couches de l’étoile juste à l’extérieur du noyau. Cet énorme apport soudain d’énergie inverse l’appel de ces couches et les pousse de manière explosive vers l’extérieur. La majeure partie de la masse de l’étoile (à l’exception de celle qui est entrée dans l’étoile à neutrons dans le noyau) est ensuite éjectée vers l’extérieur dans l’espace. Comme nous l’avons vu précédemment, une telle explosion nécessite une étoile d’au moins 8 MSun, et l’étoile à neutrons peut avoir une masse d’au plus 3 MSun. Par conséquent, au moins cinq fois la masse de notre Soleil est éjectée dans l’espace lors de chaque événement explosif de ce type!

L’explosion résultante est appelée supernova (Figure 2). Lorsque ces explosions se produisent à proximité, elles peuvent faire partie des événements célestes les plus spectaculaires, comme nous en parlerons dans la section suivante. (En fait, il existe au moins deux types d’explosions de supernova différentes: le type que nous avons décrit, qui est l’effondrement d’une étoile massive, est appelé, pour des raisons historiques, une supernova de type II. Nous décrirons comment les types diffèrent plus loin dans ce chapitre).

Figure 2 : Cinq Explosions de Supernova dans d’Autres Galaxies. Les flèches dans la rangée supérieure des images pointent vers les supernovae. La rangée du bas montre les galaxies hôtes avant ou après l’explosion des étoiles. Chacune de ces supernovae a explosé il y a entre 3,5 et 10 milliards d’années. Notez que les supernovae lors de leur première explosion peuvent être aussi brillantes qu’une galaxie entière. (crédit: modification des travaux de la NASA, de l’ESA et de A. Riess (STScI))

Le tableau 1 résume la discussion jusqu’à présent sur ce qu’il advient des étoiles et des objets substellaires de masses initiales différentes à la fin de leur vie. Comme une grande partie de notre compréhension scientifique, cette liste représente un rapport d’étape: c’est ce que nous pouvons faire de mieux avec nos modèles et observations actuels. Les limites de masse correspondant à divers résultats peuvent changer quelque peu à mesure que les modèles sont améliorés. Il y a beaucoup de choses que nous ne comprenons pas encore sur les détails de ce qui se passe lorsque les étoiles meurent.

La Supernova Donne et la Supernova Disparaît

Après l’explosion de la supernova, la vie d’une étoile massive prend fin. Mais la mort de chaque étoile massive est un événement important dans l’histoire de sa galaxie. Les éléments construits par fusion pendant la vie de l’étoile sont maintenant « recyclés” dans l’espace par l’explosion, les rendant disponibles pour enrichir le gaz et la poussière qui forment de nouvelles étoiles et planètes. Parce que ces éléments lourds éjectés par les supernovae sont essentiels à la formation des planètes et à l’origine de la vie, il est juste de dire que sans perte de masse des supernovae et des nébuleuses planétaires, ni les auteurs ni les lecteurs de ce livre n’existeraient.

Mais l’explosion de supernova a une autre contribution créative à apporter, celle à laquelle nous avons fait allusion dans les Étoiles de l’adolescence à la vieillesse lorsque nous avons demandé d’où venaient les atomes de vos bijoux. L’explosion de supernova produit un flot de neutrons énergétiques qui traversent le matériau en expansion. Ces neutrons peuvent être absorbés par le fer et d’autres noyaux où ils peuvent se transformer en protons. Ainsi, ils construisent des éléments plus massifs que le fer, y compris des favoris terrestres tels que l’or et l’argent. C’est le seul endroit que nous connaissons où des atomes aussi lourds que le plomb ou l’uranium peuvent être fabriqués. La prochaine fois que vous porterez des bijoux en or (ou en donnerez à votre amoureux), gardez à l’esprit que ces atomes d’or faisaient autrefois partie d’une étoile qui explose!

Lorsque les supernovae explosent, ces éléments (ainsi que ceux que l’étoile a fabriqués pendant des périodes plus stables) sont éjectés dans le gaz existant entre les étoiles et mélangés avec celui-ci. Ainsi, les supernovae jouent un rôle crucial dans l’enrichissement de leur galaxie en éléments plus lourds, permettant, entre autres, aux éléments chimiques qui composent les planètes terrestres et aux éléments constitutifs de la vie de devenir plus communs avec le temps (Figure 3).

Figure 3: Rémanence de Supernova Kepler. Cette image montre les restes en expansion d’une explosion de supernova, qui a été vue pour la première fois il y a environ 400 ans par des observateurs du ciel, dont le célèbre astronome Johannes Kepler. Le linceul de gaz et de poussière en forme de bulle a maintenant une largeur de 14 années-lumière et s’étend à 2 000 kilomètres par seconde (4 millions de miles par heure). Le reste émet de l’énergie aux longueurs d’onde des rayons X (indiqués en bleu et en vert) à la lumière visible (jaune) et dans l’infrarouge (rouge). La coquille en expansion est riche en fer, qui a été produit dans l’étoile qui a explosé. L’image principale combine les images monochromes individuelles vues en bas en une image multi-longueurs d’onde. (crédit: modification des travaux de la NASA, de l’ESA, de R. Sankrit et de W. Blair (Université Johns Hopkins))

On pense également que les supernovae sont la source de nombreuses particules de rayons cosmiques à haute énergie discutées dans les Rayons cosmiques. Piégées par le champ magnétique de la Galaxie, les particules d’étoiles éclatées continuent de circuler autour de la vaste spirale de la Voie Lactée. Les scientifiques spéculent que les rayons cosmiques à grande vitesse frappant le matériel génétique des organismes terrestres sur des milliards d’années pourraient avoir contribué aux mutations constantes — des changements subtils dans le code génétique — qui conduisent l’évolution de la vie sur notre planète. De toutes les manières que nous avons mentionnées, les supernovae ont joué un rôle dans le développement de nouvelles générations d’étoiles, de planètes et de vie.

Mais les supernovae ont aussi un côté sombre. Supposons qu’une forme de vie ait le malheur de se développer autour d’une étoile qui se trouve à proximité d’une étoile massive destinée à devenir une supernova. De telles formes de vie peuvent se retrouver étouffées lorsque le rayonnement intense et les particules de haute énergie de l’explosion de l’étoile voisine atteignent leur monde. Si, comme le spéculent certains astronomes, la vie peut se développer sur de nombreuses planètes autour d’étoiles à longue durée de vie (de masse inférieure), alors l’adéquation de l’étoile et de la planète de cette vie n’est peut-être pas tout ce qui compte pour son évolution et sa survie à long terme. La vie pourrait bien s’être formée autour d’un certain nombre d’étoiles agréablement stables pour être anéantie parce qu’une étoile voisine massive est soudainement devenue une supernova. Tout comme les enfants nés dans une zone de guerre peuvent se retrouver les victimes injustes de leur quartier violent, la vie trop proche d’une étoile qui devient une supernova peut être la proie d’être né au mauvais endroit au mauvais moment.

Quelle est la distance de sécurité d’une explosion de supernova ? Cela dépend beaucoup de la violence de l’explosion particulière, du type de supernova qu’il s’agit (voir L’évolution des Systèmes Stellaires Binaires) et du niveau de destruction que nous sommes prêts à accepter. Les calculs suggèrent qu’une supernova à moins de 50 années-lumière de nous mettrait certainement fin à toute vie sur Terre, et que même une supernova à 100 années-lumière aurait des conséquences drastiques sur les niveaux de rayonnement ici. Une extinction mineure de créatures marines il y a environ 2 millions d’années sur Terre pourrait en fait avoir été causée par une supernova à une distance d’environ 120 années-lumière.

La bonne nouvelle est qu’il n’y a actuellement pas d’étoiles massives qui promettent de devenir des supernovae à moins de 50 années-lumière du Soleil. (C’est en partie parce que les types d’étoiles massives qui deviennent des supernovae sont globalement assez rares.) L’étoile massive la plus proche de nous, Spica (dans la constellation de la Vierge), est à environ 260 années-lumière, probablement une distance de sécurité, même si elle devait exploser sous forme de supernova dans un avenir proche.