Le cataclysme : les supernovae

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Reprenons notre voyage lorsque tout l'hélium du coeur a brûlé en carbone, mais cette fois-ci, l'étoile que nous suivons possède une masse initiale d'au moins 6 à 7 Masses solaire. Le coeur de carbone est ici assez gros pour pouvoir s'effondrer sous son propre poids, et les atomes de carbone commencer à fusionner pour former du magnésium. A ce moment-là, la température intérieure dépasse plusieurs centaines de millions de degrés.
Contrairement à ce qui se passe dans une supernova de type Ia que nous avons vu précédemment, la dilatation et l'échauffement de l'étoile arrivent à réguler cette fusion et empêcher une explosion brutale.

 

structure 'en oignon' d'une étoile géante
L'étoile prend alors une structure en pelure d'oignon, où les différentes couches concentriques correspondent à des réactions de fusion différentes.
Les couches externes brûlent de l'hydrogène (H) pour former de l'hélium(He), dans la couche suivante, c'est l'hélium qui se transforme en carbone(C), puis c'est de l'oxygène(O) qui est formé, et en se rapprochant encore du coeur, on trouve des éléments de plus en plus lourds :
du néon(Ne), du sodium, du magnésium(Mg), du silicium(Si),
du soufre(S), du nickel, du cobalt et enfin du fer(Fe).

Le fer ne peut pas se transformer en un autre élément, parce qu'il faudrait lui fournir de l'énergie pour ce faire et qu'il n'y en a pas assez de disponible : il s'accumule alors dans un coeur qui se remplit en même temps de matière électronique dégénérée.

Comme les couches externes continuent à s'effondrer, la masse du coeur continue d'augmenter, mais il ne dispose plus d'énergie pour contrebalancer l'effet de la gravitation. Quand sa masse atteint la masse de Chandrasekhar, il s'effondre brutalement sur lui-même, en entraînant les couches externes de l'étoile.

phénomène de la supernova
Cet effondrement produit une énergie mécanique énorme dont le transfert à travers les couches de l'étoile a pour résultat de faire exploser celle-ci, formant ainsi un des phénomènes les plus lumineux connus : la supernova.

Cette supernova est dite de type II, par opposition à celles de type I que nous avons vu précédemment.

supernova SN1999em
La supernova SN1999em, située à 25 millions d'années-lumière dans la galaxie NGC1637 a été découverte récemment par le télescope spatial Chandra, qui opère dans le domaine des rayons X.
Cette étoile dégage une puissance équivalent à 50.000 soleils dans la gamme des rayons X, et à 200 millions de soleils dans le visible.
Une supernova peut briller comme des dizaines de milliards de soleils, c'est à dire plus que la galaxie qui l'abrite.
Source NASA / Lick Observatory


Les débris de l'étoile sont éjectés avec une vitesse qui peut dépasser 10.000 kilomètres par seconde. Ils forment ainsi une magnifique nébuleuse autour du résidu de l'étoile.

nébuleuse du crabe
La supernova de l'année 1054 qui a brillé en plein jour pendant plusieurs semaines nous a laissé cette splendide nébuleuse dite 'du Crabe' du nom de la constellation où on peut la voir.
Vue de la Terre, la supernova était plus brillante que Vénus, et pourtant elle est située à plus de 7000 années-lumière .

Cette explosion possède suffisamment d'énergie pour permettre de déclencher à nouveau des réactions de fusion dans le coeur de fer, permettant ainsi la création d' éléments plus lourds que le fer. Tous les éléments que l'on peut trouver sur la Terre, à l'exception de l'hydrogène et de l'hélium, proviennent ainsi de l'explosion de supernovae.

évolution comparée d'étoiles de différentes masses
Evolution comparée d'une étoile d'une masse solaire, de 10 et de 30 masses solaires.

Les étoiles massives passent par un stade de supergéante rouge et finissent par disparaître dans une supernova.

La fin d'une étoile massive est un phénomène extrêmement rapide : si la fusion de l'hydrogène pendant que l'étoile est sur la séquence principale dure des millions, voir des milliards d'années, tout le carbone est transformé en 10.000 ans, tout le néon et l'oxygène en 1 an, et la transformation finale du silicium en fer ne dure qu'une journée.

Il faut quand même dire qu'une supernova de type II est un événement rare : on estime leur nombre à environ 0.6 par siècle pour 10 milliards de luminosités solaires - soit une tout les 800 ans dans la Voie Lactée.
Ceci signifie que pour observer une centaine de supernovae par an, il faut surveiller un volume d'espace d'environ 40 Mégaparsecs-cube.

 


Références :
Presupernova Evolution of Rotating Massive Stars (A. Heger, N. Langer)
The galactic evolution of the supernova rates (E. De Donder and D. Vanbeveren)