Une étoile massive explose

Comment une étoile bien plus lourde que le Soleil s'effondre et se fait voler en éclats

Étape par étape

Une supergéante

Les étoiles massives vivent vite. Celle-ci est née avec environ 18 fois la masse du Soleil et brûle son combustible si furieusement qu'elle brille environ 90 000 fois plus que le Soleil. Sa vie entière ne dure qu'une dizaine de millions d'années, un millième de celle du Soleil.

Ses couches externes sont si gonflées et si ténues que quelques immenses cellules de gaz bouillonnant couvrent toute sa face, chacune bien plus large que le Soleil.

Bételgeuse, dans Orion, est une telle étoile, à environ 550 années-lumière. Elle explosera dans les 100 000 prochaines années : un instant pour une étoile, mais très probablement pas de notre vivant.

Des couches comme un oignon

À l'intérieur, elle est faite de couches. Autour d'un cœur de fer s'étagent des couches de silicium, d'oxygène et de néon, de carbone et d'hélium, chacune la cendre du combustible qui brûle au-dessus, le tout enveloppé dans une immense enveloppe d'hydrogène.

Une étoile brille en fusionnant des éléments légers en éléments plus lourds. Quand l'hydrogène de son centre s'épuise, le cœur se contracte et chauffe jusqu'à pouvoir brûler la cendre d'hélium, qui donne du carbone et de l'oxygène. Chaque fois qu'un combustible s'épuise, le cœur se contracte, chauffe davantage et s'attaque à la cendre du précédent : carbone, puis néon, oxygène et silicium.

Chaque combustible continue de brûler dans une fine couche juste autour du cœur, si bien que l'étoile finit en couches comme un oignon. Les couches sont dessinées à peu près à l'échelle : presque toute la largeur de l'étoile est de l'hydrogène, et tout le reste est tassé dans un cœur à peu près de la taille du Soleil.

En zoomant, on voit jusqu'où elles descendent : le fer au centre est environ cent mille fois plus étroit que l'étoile.

De plus en plus vite

Chaque nouveau combustible s'épuise plus vite que le précédent : l'hydrogène dure environ 8 millions d'années, l'hélium un million, le carbone mille ans, le néon et l'oxygène environ un an chacun, et le silicium une dizaine de jours seulement.

Les combustibles plus lourds donnent moins d'énergie à chaque fusion, et le cœur doit être plus chaud pour les fusionner. À ces températures, il perd aussi de l'énergie sous forme de neutrinos, qui sortent tout droit de l'étoile ; il doit donc brûler toujours plus vite rien que pour se maintenir.

Quand il brûle le silicium, vers 3 milliards de degrés, le cœur consomme son combustible en quelques jours. De l'extérieur, personne ne s'en apercevrait : la surface de l'étoile change bien trop lentement pour montrer que son cœur fonce vers sa fin.

Ces durées sont celles d'une étoile d'environ 20 soleils dans les modèles de Woosley, Heger et Weaver ; une étoile plus lourde les parcourt plus vite encore.

Un cœur de fer

Le noyau du fer est l'un des plus solidement liés qui soient. Le fusionner en quelque chose de plus lourd, ou le casser en quelque chose de plus léger, demande de l'énergie. Le fer s'accumule donc au centre comme une cendre morte, sans rien pour le brûler.

Le cœur ne tient que grâce à ses électrons, serrés si fort qu'ils repoussent : la même pression qui soutient une naine blanche. Cette pression ne peut porter qu'environ 1,4 fois la masse du Soleil, et le silicium qui brûle autour du cœur continue de lui ajouter du fer.

Le cercle en pointillés est la Terre, à l'échelle. Dans une boule plus petite que notre planète, le cœur entasse plus de masse que le Soleil.

L'effondrement

Sous la compression, les électrons sont forcés dans les protons, qui deviennent des neutrons en émettant des neutrinos. Avec moins d'électrons pour repousser, l'effondrement ne fait qu'accélérer. Le reste de l'étoile n'a pas le temps de s'en apercevoir : pour lui, rien ne s'est encore passé.

C'est la propre gravité du cœur qui fait le travail, et elle libère une quantité d'énergie stupéfiante : quelques centaines de fois plus que ce que le Soleil émettra pendant toute sa vie de dix milliards d'années, en moins d'une seconde.

En moins d'un clignement d'œil, le cœur passe presque de la taille de la Terre, le cercle en pointillés, à une boule de quelques dizaines de kilomètres : la future étoile à neutrons.

Le rebond

À la densité d'un noyau d'atome, le cœur qui tombe se raidit et rebondit, lançant une onde de choc vers l'extérieur. Une étoile à neutrons naît, et 10⁵⁸ neutrinos en jaillissent, emportant 99 % de l'énergie.

Une matière aussi dense est aussi tassée que la matière peut l'être : une cuillerée à café pèserait environ un milliard de tonnes. Quand le cœur interne l'atteint, il ne peut plus être comprimé, et le gaz qui continue de tomber sur lui rebondit comme une balle sur un mur.

Les neutrinos n'interagissent presque avec rien : des milliers de milliards venus du Soleil traversent votre corps chaque seconde. Même eux sont freinés par cet écrasement, mais en une dizaine de secondes ils se sont tous échappés, emportant presque toute l'énergie de l'effondrement.

Ce sont les seules choses jamais captées venant directement d'un cœur qui s'effondre : en 1987, des détecteurs au Japon, aux États-Unis et en Russie en ont capté une vingtaine venus de SN 1987A, des heures avant que sa lumière n'arrive.

Le choc cale, puis se libère

En quelques centièmes de seconde, le choc s'essouffle et cale à environ 150 km. Les neutrinos chauffent le gaz derrière lui et le font bouillonner, et au bout de quelques dixièmes de seconde le choc se libère.

Le choc dépense son énergie à briser les noyaux de fer qui tombent sur lui, et s'arrête net. Pendant des décennies, les modèles informatiques de supernovae échouaient justement ici : dans les modèles simples, l'étoile n'explose pas du tout.

La réponse vient des neutrinos. Le gaz derrière le choc capte quelques pour cent de leur énergie, bouillonne et ballotte en énormes bulles, et pousse le choc vers l'extérieur jusqu'à ce qu'il se libère. Seules les simulations en trois dimensions, sur certains des plus grands superordinateurs, le reproduisent, et les étoiles y explosent désormais.

Une fois libéré, le choc traverse les couches de l'étoile à des milliers de kilomètres par seconde.

La percée

Environ un jour plus tard, le choc atteint la surface de l'étoile et la perce dans un éclair de lumière ultraviolette d'environ une demi-heure. L'étoile entière vole en éclats.

Un seul éclair de ce genre a été capté à son début : en 2008, le satellite Swift observait par hasard une galaxie quand le choc de la supernova SN 2008D a percé, brillant en rayons X pendant environ cinq minutes.

Pour une étoile aussi grande, le choc met environ un jour à sortir. L'étoile de SN 1987A était plus petite, une supergéante bleue, et sa lumière a commencé environ trois heures après les neutrinos.

Les couches externes de l'étoile, plus de dix soleils de gaz, sont projetées à environ 10 000 km/s.

Une supernova

Pendant des mois, cette seule étoile brille comme des centaines de millions de soleils, assez pour être vue depuis une grande partie de l'Univers.

Le long éclat régulier vient de l'hydrogène éjecté. Chauffé par l'explosion, le gaz se refroidit en se dispersant, et sa lumière s'échappe de l'extérieur vers l'intérieur. Ensuite, la lumière vient du nickel 56 produit dans l'explosion, qui se désintègre en cobalt puis en fer, en chauffant les débris.

SN 1987A, à 168 000 années-lumière dans le Grand Nuage de Magellan, a été la supernova la plus proche observée depuis l'invention de la lunette, assez brillante pour être vue à l'œil nu.

Poussière d'étoiles

Des siècles plus tard, les débris forment une coquille de plusieurs années-lumière, riche en oxygène, silicium, calcium et fer produits dans l'étoile. En son cœur tourne l'étoile à neutrons.

Le rémanent continue de grandir en s'enfonçant dans le gaz qui l'entoure, et brille en rayons X là où son choc chauffe ce gaz à des millions de degrés. Cassiopée A, à 11 000 années-lumière, en est un d'environ 340 ans et de 10 années-lumière de diamètre ; les couleurs ici suivent les éléments que Chandra y a cartographiés.

Avec le temps, les débris se mêlent au gaz de la galaxie, d'où naissent de nouvelles étoiles et de nouvelles planètes. Une grande partie de l'oxygène que nous respirons, et une partie du fer de notre sang, ont été produites dans des étoiles comme celle-ci et dispersées par des explosions comme celle-ci.

L'étoile à neutrons restante peut briller comme un pulsar, comme celui de la nébuleuse du Crabe, les restes d'une supernova vue en 1054. Le cœur d'une étoile plus lourde peut s'effondrer encore plus loin, en un trou noir.