Étoiles massives, supernovas et vestiges

Quand le cœur d'une étoile massive se transforme en fer, son combustible s'épuise en quelques jours et le cœur s'effondre.

Vivre à toute vitesse

La NASA situe vers huit masses solaires la limite entre deux destins stellaires. Au-dessus, une étoile commence comme les autres : elle naît de l'effondrement d'un nuage et fusionne l'hydrogène sur la séquence principale. Elle se place toutefois dans la région chaude et lumineuse, en haut à gauche du diagramme HR. Elle consomme son combustible à un rythme effréné : selon la NASA, tout le processus ne dure que quelques millions d'années, contre environ 10 milliards pour le Soleil. Bételgeuse, dont la masse atteint environ 15 fois celle du Soleil selon la NASA, a près de 10 millions d'années et est déjà une supergéante rouge.

Des couches comme celles d'un oignon

Quand l'hydrogène du cœur est épuisé, une étoile massive fusionne l'hélium en carbone, comme les étoiles plus petites. Mais son cœur est assez massif pour continuer. Après l'hélium, il fusionne le carbone en néon, puis le néon en oxygène, l'oxygène en silicium et enfin le silicium en fer. Chaque nouveau combustible brûle au cœur pendant que les précédents continuent de brûler dans des couches autour de lui : l'intérieur finit donc par ressembler à un oignon, avec le fer au centre. La NASA précise que chaque nouveau combustible procure de moins en moins de temps. Au stade de la fusion du silicium en fer, le combustible de l'étoile s'épuise en quelques jours.

Le fer marque la fin du parcours. Sa fusion en éléments plus lourds consomme de l'énergie au lieu d'en libérer : le cœur perd donc la poussée qui le soutenait. Il s'effondre en une fraction de seconde, jusqu'à ce que les noyaux soient si serrés qu'ils résistent et que le cœur rebondisse. Ce rebond lance une onde de choc à travers l'étoile. Il en résulte une supernova, une explosion qui peut brièvement surpasser l'éclat d'une galaxie entière. La NASA souligne que la matière éjectée enrichit les futurs nuages : la génération suivante d'étoiles et de planètes contient ainsi des éléments fabriqués dans les étoiles précédentes.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Le vestige dépend de la masse. Selon la NASA, une étoile d'environ 8 à 20 masses solaires laisse une étoile à neutrons : plus que la masse du Soleil concentrée dans une sphère dont le diamètre est comparable à la longueur de l'île de Manhattan, soit environ 20 km. Sa masse volumique dépasse tout ce qu'on rencontre sur Terre : répartir 1.4 masse solaire dans une boule de 10 km de rayon donne environ 7 × 10¹⁷ kg par mètre cube. Beaucoup d'étoiles à neutrons tournent vite et balayent l'espace avec des faisceaux de rayonnement, comme un phare. Quand un faisceau passe sur la Terre, on observe un pulsar. Certaines, appelées magnétars, possèdent un champ magnétique jusqu'à mille fois plus intense que celui d'une étoile à neutrons ordinaire.

Pour les étoiles de plus d'environ 20 masses solaires, la NASA indique que l'effondrement produit un trou noir stellaire. Sa gravité est si forte que même la lumière ne peut s'échapper de l'intérieur de son horizon des événements. Pour un trou noir d'une masse solaire, cet horizon n'aurait qu'environ 3 km de rayon. On repère les trous noirs par leur effet sur la matière voisine : le gaz arraché à une étoile compagne chauffe dans un disque tourbillonnant et émet des rayons X. La NASA prévoit que Bételgeuse finira en étoile à neutrons ou en trou noir, selon la masse restante après sa supernova, probablement dans environ 100 000 ans.