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