23.2 : L'évolution des étoiles massives : une finition explosive

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Décrivez l'intérieur d'une étoile massive devant une supernova
• Expliquer les étapes de l'effondrement et de l'explosion d'un cœur
• Énumérez les dangers associés aux supernovae situées à proximité

Grâce à la perte de masse, les étoiles dont la masse initiale peut atteindre au moins 8\(M_{\text{Sun}}\) (et peut-être même plus) finissent probablement leur vie sous forme de naines blanches. Mais nous savons que les étoiles peuvent avoir des masses allant jusqu'à 150 (ou plus)\(M_{\text{Sun}}\). Ils ont un autre type de mort qui les attend. Comme nous le verrons, ces étoiles meurent à coup sûr.

Fusion nucléaire d'éléments lourds

Une fois que l'hélium contenu dans son noyau est épuisé (voir L'évolution d'étoiles plus massives), l'évolution d'une étoile massive suit un cours très différent de celui des étoiles de moindre masse. Dans une étoile massive, le poids des couches extérieures 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, en néon et en magnésium. Ce cycle de contraction, d'échauffement et d'allumage d'un autre combustible nucléaire se répète plusieurs fois. Une fois que chacun des combustibles nucléaires possibles est épuisé, le cœur se contracte à nouveau jusqu'à ce qu'il atteigne une nouvelle température suffisamment élevée pour faire fondre des noyaux encore plus lourds. Les produits de la fusion du carbone peuvent ensuite 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 des étoiles vraiment massives, certaines étapes de fusion vers la fin peuvent ne prendre que des mois, voire des jours ! C'est bien loin des millions d'années qu'ils passent dans la phase 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 couches dont la température diminue dans lesquelles les réactions nucléaires impliquent des noyaux de masse progressivement plus faible : silicium et soufre, oxygène, néon, carbone, hélium et, enfin, hydrogène (Figure\(\PageIndex{1}\)).

Figure\(\PageIndex{1}\) : 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 mélangées à de l'oxygène, de l'hélium et enfin de l'hydrogène. En dehors du noyau, la composition est principalement constituée d'hydrogène et d'hélium. (Notez que ce diagramme n'est pas exactement à l'échelle, mais qu'il vise simplement à donner une idée générale de ce que serait une telle étoile.)

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 parce que le noyau de chaque produit de fusion était un peu plus stable que les noyaux qui l'ont formé. Comme indiqué dans The Sun : A Nuclear Powerhouse, les noyaux légers abandonnent une partie de leur énergie de liaison au cours du processus de fusion pour former des noyaux plus solides 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 pouvez imaginer la situation de la manière suivante : tous les petits noyaux veulent « grandir » pour devenir comme le fer, et ils sont prêts à payer (produire de l'énergie) pour atteindre cet objectif. Mais le fer est un noyau mature doté d'une bonne estime de soi, parfaitement content d'être du fer ; il nécessite un paiement (doit absorber de l'énergie) pour modifier sa structure nucléaire stable. C'est exactement le contraire de ce qui s'est produit dans chaque réaction nucléaire jusqu'à présent : au lieu de fournir de l'énergie pour contrebalancer l'attraction intérieure de la gravité, toute réaction nucléaire impliquant du fer supprimerait une partie de l'énergie du cœur de l'étoile.

Incapable de générer de l'énergie, l'étoile fait face à une catastrophe.

S'effondrer dans une boule de neutrons

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

Bien qu'aucune énergie ne soit 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 ainsi sa masse. Comme le montre\(23.1.1\) la figure de la section 23.1, une masse plus élevée signifie un noyau plus petit. Le noyau peut se contracter parce que même un gaz dégénéré reste essentiellement 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 reste encore beaucoup d'espace entre eux.

Les électrons résistent d'abord à un enchevêtrement rapproché, de sorte que le noyau ne se rétrécit que légèrement. Cependant, en fin de compte, le noyau de fer atteint une masse si importante que même les électrons dégénérés ne peuvent plus le supporter. Lorsque la densité atteint 4 × 10 ¹¹ g/cm ³ (400 milliards de fois la densité de l'eau), certains électrons sont en fait comprimés dans les noyaux atomiques, où ils se combinent aux protons pour former des neutrons et des neutrinos. Cette transformation n'est pas quelque chose qui nous est familier dans la vie de tous les jours, mais elle devient très importante à mesure qu'un noyau d'étoile aussi massif s'effondre.

Certains électrons ont maintenant disparu, de sorte que le noyau ne peut plus résister à la masse écrasante des couches supérieures de l'étoile. Le noyau commence à se rétrécir rapidement. De plus en plus d'électrons sont maintenant poussés dans les noyaux atomiques, qui finissent par devenir tellement saturés de neutrons qu'ils ne peuvent plus s'y accrocher.

À ce stade, les neutrons sont extraits des noyaux et peuvent exercer une nouvelle force. Comme 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 bien supérieure à celle produite par des électrons dégénérés. Ainsi, 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 chiffre 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 n'est peut-être que d'environ 3\(M_{\text{Sun}}\). Donc, si la masse du noyau était supérieure à cette valeur, même la dégénérescence neutronique ne serait pas en mesure d'empêcher le noyau de s'effondrer davantage. L'étoile mourante doit finir par devenir quelque chose d'encore plus extrêmement compressé, ce qui, jusqu'à récemment, était considéré comme un seul type d'objet possible : l'état de compactage ultime connu sous le nom de trou noir (sujet de notre prochain chapitre). Cela s'explique par le fait qu'aucune force n'était censée empêcher un effondrement au-delà du stade de l'étoile à neutrons.

Effondrement et explosion

Lorsque l'effondrement du noyau d'une étoile de grande masse 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 cela se passe.

L'effondrement qui se produit lorsque les électrons sont absorbés par les noyaux est très rapide. En moins d'une seconde, un noyau d'une masse d'environ 1\(M_{\text{Sun}}\), qui avait à l'origine à peu près la taille de la Terre, s'effondre pour atteindre un diamètre inférieur à 20 kilomètres. La vitesse à laquelle la matière tombe vers l'intérieur atteint le 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 compressée que pour reproduire sa densité, il faudrait réunir tous les habitants du monde dans un seul morceau de sucre ! Cela nous donnerait l'équivalent d'un morceau de sucre (l'équivalent d'un centimètre cube) d'étoile à neutrons.

Le noyau dégénéré des neutrons résiste fortement à toute 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 d'étoiles. L'énergie produite par la matière qui s'écoule est rapidement absorbée par les noyaux atomiques dans les couches gazeuses denses qui les recouvrent, où elle décompose les noyaux en neutrons et protons individuels.

Notre compréhension des processus nucléaires indique (comme nous l'avons mentionné plus haut) que chaque fois qu'un électron et un proton du cœur de l'étoile fusionnent pour former un neutron, la fusion libère un neutrino. Ces particules subatomiques fantomatiques, introduites dans The Sun : A Nuclear Powerhouse, emportent une partie de l'énergie nucléaire. C'est leur présence qui déclenche l'ultime explosion désastreuse de l'étoile. L'énergie totale contenue dans les neutrinos est énorme. Dans la seconde qui suit l'explosion de l'étoile, la puissance transportée par les neutrinos (10 ⁴⁶ 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 située 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 situées juste à l'extérieur du noyau. Cet apport énorme et soudain d'énergie inverse la chute 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 située au cœur) 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\(M_{\text{Sun}}\), et l'étoile à neutrons peut avoir une masse d'au plus 3\(M_{\text{Sun}}\). 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 qui en résulte est appelée supernova (Figure\(\PageIndex{2}\)). Lorsque ces explosions se produisent à proximité, elles peuvent figurer parmi les événements célestes les plus spectaculaires, comme nous le verrons dans la section suivante. (En fait, il existe au moins deux types différents d'explosions de supernova : celle que nous avons décrite, à savoir l'effondrement d'une étoile massive, est appelée, pour des raisons historiques, supernova de type II. Nous décrirons en quoi les types diffèrent plus loin dans ce chapitre).

Figure\(\PageIndex{2}\) : Cinq explosions de supernova dans d'autres galaxies. Les flèches de 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 peuvent être aussi brillantes qu'une galaxie entière lorsqu'elles explosent pour la première fois.

\(\PageIndex{1}\)Le tableau résume la discussion menée jusqu'à présent sur ce qui arrive aux étoiles et aux objets sous-stellaires de différentes masses initiales à la fin de leur vie. Comme la plupart de nos connaissances scientifiques, cette liste représente un rapport d'étape : c'est le meilleur que nous puissions faire avec nos modèles et observations actuels. Les limites de masse correspondant aux différents 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.

40 ». Dans la colonne « État final à la fin de sa vie » se trouvent les valeurs : « Planète », « Naine brune », « Naine blanche composée principalement d'hélium », « Naine blanche composée principalement de carbone et d'oxygène », « Naine blanche composée d'oxygène, de néon et de magnésium », « Explosion de supernova qui laisse une étoile à neutrons » et « Explosion de supernova qui laisse une étoile à neutrons » trou noir ».">

Tableau\(\PageIndex{1}\) : Le destin ultime des étoiles et des objets sous-stellaires de différentes masses

Masse initiale (Masse du soleil = 1) ^1	État final en fin de vie
< 0,01	Planète
0,01 à 0,08	Nain brun
0,08 à 0,25	Naine blanche composée principalement d'hélium
0,25 à 8	Naine blanche composée principalement de carbone et d'oxygène
8 à 10	Naine blanche composée d'oxygène, de néon et de magnésium
10 à 40	Explosion de supernova qui laisse une étoile à neutrons
> 40	Explosion de supernova qui laisse un trou noir

La supernova donne et la supernova emporte

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 accumulés par fusion au cours de la vie de l'étoile sont désormais « recyclés » dans l'espace par l'explosion, les rendant disponibles pour enrichir le gaz et la poussière qui forment de nouvelles étoiles et planètes. Comme 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 due aux supernovae et aux nébuleuses planétaires, ni les auteurs ni les lecteurs de ce livre n'existeraient.

Mais l'explosion de la supernova a encore une contribution créative à apporter, à laquelle nous avons fait allusion dans Stars from Adolescence to Old Age lorsque nous avons demandé d'où venaient les atomes de vos bijoux. L'explosion de la 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 constituent des éléments plus massifs que le fer, y compris des éléments 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 que vous en donnerez à votre amoureux), gardez à l'esprit que ces atomes d'or faisaient autrefois partie d'une étoile qui explosait !

Lorsque des 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 à celui-ci. Les supernovae jouent donc un rôle crucial dans l'enrichissement de leur galaxie en éléments plus lourds, ce qui permet, entre autres, aux éléments chimiques qui constituent les planètes terrestres et les éléments constitutifs de la vie de devenir plus courants au fil du temps (Figure\(\PageIndex{3}\)).

Figure\(\PageIndex{3}\) : Le reste de la supernova Kepler. Cette image montre les vestiges en expansion d'une explosion de supernova, observée pour la première fois il y a environ 400 ans par des observateurs du ciel, dont le célèbre astronome Johannes Kepler. Le carénage de gaz et de poussière en forme de bulle mesure maintenant 14 années-lumière de large et s'étend à 2 000 kilomètres par seconde (4 millions de miles par heure). Le reste émet de l'énergie à des longueurs d'onde allant des rayons X (représentés en bleu et vert) à la lumière visible (jaune) et dans l'infrarouge (rouge). La coque en expansion est riche en fer, produit par l'étoile qui a explosé. L'image principale combine les images monochromes individuelles vues en bas en une seule image à longueurs d'onde multiples.

On pense également que les supernovae sont à l'origine de nombreuses particules de rayons cosmiques de haute énergie abordées dans les rayons cosmiques. Piégées par le champ magnétique de la Galaxie, les particules des étoiles qui ont explosé continuent de circuler autour de la vaste spirale de la Voie lactée. Les scientifiques pensent que les rayons cosmiques à haute vitesse qui frappent le matériel génétique des organismes de la Terre pendant des milliards d'années peuvent avoir contribué aux mutations régulières, c'est-à-dire à de subtiles modifications du code génétique, qui déterminent 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. Ces formes de vie peuvent s'éteindre lorsque le rayonnement intense et les particules à haute énergie provenant de l'explosion de l'étoile voisine atteignent leur monde. Si, comme le pensent certains astronomes, la vie peut se développer sur de nombreuses planètes autour d'étoiles à longue durée de vie (masse plus faible), il se peut que l'adéquation de l'étoile et de la planète de cette vie ne soit pas la seule chose qui compte pour son évolution et sa survie à long terme. Il se peut que la vie se soit formée autour d'un certain nombre d'étoiles agréablement stables pour être anéantie parce qu'une étoile géante voisine est soudainement devenue une supernova. Tout comme les enfants nés dans une zone de guerre peuvent être les victimes injustes de leur quartier violent, vivre trop près d'une étoile qui devient une supernova risque d'être la proie d'une naissance au mauvais endroit au mauvais moment.

Quelle est la distance de sécurité par rapport à l'explosion d'une supernova ? Tout dépend de la violence de l'explosion en question, du type de supernova dont 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 située 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 dramatiques 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 située à une distance d'environ 120 années-lumière.

La bonne nouvelle est qu'il n'existe actuellement aucune étoile massive qui promet de devenir des supernovae à moins de 50 années-lumière du Soleil. (Cela s'explique en partie par le fait que les types d'étoiles massives qui deviennent des supernovae sont généralement assez rares.) L'étoile massive la plus proche de nous, Spica (dans la constellation de la Vierge), se trouve à environ 260 années-lumière, probablement une distance de sécurité, même si elle devait exploser sous forme de supernova dans un avenir proche.

Exemple\(\PageIndex{1}\) : Gravité extrême

Dans cette section, vous avez découvert des objets très denses. Comment la gravité de ces objets vous affecterait-elle ? Rappelons que la force de gravité\(F\), entre deux corps, est calculée comme

\[F=G\dfrac{M_1M_2}{R^2} \nonumber\]

où\(G\)\(M_2\) sont la constante gravitationnelle\(6.67 \times 10^{–11} \text{ Nm}^2/\text{kg}^2\),,\(M_1\) les masses des deux corps et\(R\) leur séparation. De plus, à partir de la deuxième loi de Newton,

\[F=M \times a \nonumber\]

où\(a\) est l'accélération d'un corps avec de la masse\(M\).

Examinons donc la situation d'une masse, disons vous, debout sur un corps, tel que la Terre ou une naine blanche (où nous supposons que vous porterez une combinaison spatiale résistante à la chaleur). Vous l'êtes\(M_1\) et le corps sur lequel vous vous tenez debout l'est\(M_2\). La distance entre vous et le centre de gravité du corps sur lequel vous vous tenez est son rayon,\(R\). La force qui s'exerce sur vous est

\[F=M_1 \times a=G\dfrac{M_1M_2}{R^2} \nonumber\]

En résolvant\(a\) l'accélération de la gravité sur ce monde, nous obtenons

\[g= \frac{ \left(G \times M \right)}{R^2} \nonumber\]

Notez que nous avons remplacé le symbole général de l'accélération par le symbole que les scientifiques utilisent pour l'accélération de la gravité,\(g\).\(a\)

Supposons qu'une naine blanche ait la masse du Soleil (2 × 10 ³⁰ kg) mais le rayon de la Terre (6,4 × 10 ⁶ m). Quelle est l'accélération de la gravité à la surface de la naine blanche ?

Solution

L'accélération de la gravité à la surface de la naine blanche est

\[ g \text{ (white dwarf)} = \frac{ \left( G \times M_{\text{Sun}} \right)}{R_{\text{Earth}}^2} = \frac{ \left( 6.67 \times 10^{−11} \text{ m}^2/\text{kg s}^2 \times 2 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}{ \left( 6.4 \times 10^6 \text{ m} \right)^2}= 3.26 \times 10^6 \text{ m}/\text{s}^2 \nonumber\]

Comparez cela à g à la surface de la Terre, qui est de 9,8 m/s ².

Exercice\(\PageIndex{1}\)

Quelle est l'accélération de la gravité à la surface si la naine blanche a une masse deux fois supérieure à celle du Soleil et ne se trouve qu'à la moitié du rayon de la Terre ?

Réponse

\[ g \text{ (white dwarf)} = \frac{ \left( G \times 2M_{\text{Sun}} \right)}{ \left( 0.5R_{\text{Earth}} \right)^2}= \frac{ \left(6.67 \times 10^{−11} \text{ m}^2/\text{kg s}^2 \times 4 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}{ \left(3.2 \times 10^6 \right)^2}=2.61 \times 10^7 \text{ m}/\text{s}^2 \nonumber\]

Résumé

Dans une étoile massive, la fusion de l'hydrogène dans le cœur est suivie de plusieurs autres réactions de fusion impliquant des éléments plus lourds. Juste avant d'épuiser toutes les sources d'énergie, une étoile massive possède un noyau de fer entouré de couches de silicium, de soufre, d'oxygène, de néon, de carbone, d'hélium et d'hydrogène. La fusion du fer nécessite de l'énergie (plutôt que de la libérer). Si la masse du noyau de fer d'une étoile dépasse la limite de Chandrasekhar (mais est inférieure à 3\(M_{\text{Sun}}\)), le noyau s'effondre jusqu'à ce que sa densité dépasse celle d'un noyau atomique, formant une étoile à neutrons d'un diamètre typique de 20 kilomètres. Le noyau rebondit et transfère de l'énergie vers l'extérieur, expulsant les couches extérieures de l'étoile lors d'une explosion de supernova de type II.

Notes

¹ Les étoiles dont la masse varie de 0,25 à 8 et de 8 à 10 peuvent plus tard produire un type de supernova différent de celui dont nous avons parlé jusqu'à présent. Ils sont abordés dans The Evolution of Binary Star Systems.

Lexique

étoile à neutrons

un objet compact d'une densité extrêmement élevée composé presque entièrement de neutrons

supernova de type II

une explosion stellaire produite au point final de l'évolution d'étoiles dont la masse dépasse environ 10 fois la masse du Soleil