Comment meurent les étoiles les plus massives : supernova, hypernova ou effondrement direct ?

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supernova dans la constellation de Cassiopée. La matière environnante et l’émission continue de rayonnement électromagnétique jouent toutes deux un rôle dans l’illumination continue du vestige. NASA, ESA, et la collaboration Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble. Remerciements : Robert A. Fesen (Dartmouth College, États-Unis) et James Long (ESA/Hubble)

Créez une étoile suffisamment massive, et elle ne s’éteindra pas avec un gémissement comme notre Soleil, brûlant doucement pendant des milliards et des milliards d’années avant de se contracter en naine blanche. Au contraire, son noyau s’effondrera, entraînant une réaction de fusion incontrôlée qui fera exploser les parties extérieures de l’étoile dans une explosion de supernova, tandis que l’intérieur s’effondrera en une étoile à neutrons ou un trou noir. Du moins, c’est ce que l’on croit généralement. Mais si votre étoile est suffisamment massive, il se peut que vous n’ayez pas de supernova du tout. Une autre possibilité est l’effondrement direct, où l’étoile entière disparaît et forme un trou noir. Une autre possibilité encore est l’hypernova, qui est beaucoup plus énergétique et lumineuse qu’une supernova et ne laisse aucun reste de noyau derrière elle. Comment les étoiles les plus massives de toutes finiront-elles leur vie ? Voici ce que la science nous apprend jusqu’à présent.

visible dans les rayons X, la radio et les longueurs d’onde infrarouges. Il faut une étoile au moins 8 à 10 fois plus massive que le Soleil pour devenir une supernova et créer les éléments lourds nécessaires à l’Univers pour avoir une planète comme la Terre. Rayon X : NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al. ; Infrarouge : Palomar ; Radio : NSF/NRAO/VLA

Chaque étoile, lorsqu’elle naît, fusionne l’hydrogène en hélium dans son noyau. Les étoiles semblables au Soleil, les naines rouges qui ne sont que quelques fois plus grosses que Jupiter et les étoiles supermassives qui sont des dizaines ou des centaines de fois plus massives que la nôtre subissent toutes cette réaction nucléaire de première étape. Plus une étoile est massive, plus la température de son cœur est élevée, et plus elle brûle rapidement son combustible nucléaire. Lorsque le cœur d’une étoile n’a plus d’hydrogène à fusionner, il se contracte et se réchauffe, où – s’il est suffisamment chaud et dense – il peut commencer à fusionner des éléments encore plus lourds. Les étoiles semblables au Soleil deviendront suffisamment chaudes, une fois la combustion de l’hydrogène terminée, pour fusionner l’hélium en carbone, mais c’est la fin de la chaîne dans le Soleil. Il faut une étoile environ huit fois (ou plus) plus massive que notre Soleil pour passer à l’étape suivante : la fusion du carbone.

sa nébuleuse environnante, est l’une des milliers d’étoiles de la Voie lactée qui pourraient être la prochaine supernova de notre galaxie. Elle est également beaucoup, beaucoup plus grande et plus massive que ce que l’on pourrait former dans un Univers ne contenant que de l’hydrogène et de l’hélium, et pourrait déjà avoir entamé la phase de combustion du carbone de sa vie. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy

Si votre étoile est aussi massive, cependant, vous êtes destiné à un véritable feu d’artifice cosmique. Contrairement aux étoiles semblables au Soleil qui se débarrassent doucement de leurs couches externes dans une nébuleuse planétaire et se contractent jusqu’à devenir une naine blanche (riche en carbone et en oxygène), ou aux naines rouges qui n’atteignent jamais la combustion de l’hélium et se contractent simplement jusqu’à devenir une naine blanche (à base d’hélium), les étoiles les plus massives sont destinées à un événement cataclysmique. Le plus souvent, surtout vers l’extrémité inférieure du spectre (~20 masses solaires et moins), la température du noyau continue d’augmenter à mesure que la fusion se déplace vers des éléments plus lourds : du carbone à l’oxygène et/ou au néon, puis en remontant le tableau périodique jusqu’au magnésium, au silicium et au soufre, pour aboutir à un noyau de fer, de cobalt et de nickel. Comme la fusion de ces éléments coûterait plus d’énergie que vous n’en gagnez, c’est là que le noyau implose, et que vous obtenez une supernova à effondrement de noyau.

vie, culminant dans une supernova de type II. Nicole Rager Fuller pour la NSF

C’est une fin brillante et spectaculaire pour beaucoup des étoiles massives de notre Univers. De toutes les étoiles qui sont créées dans cet Univers, moins de 1% sont assez massives pour connaître ce sort. Plus la masse est élevée, plus il est rare d’avoir une étoile aussi grosse. Environ 80 % des étoiles de l’Univers sont des naines rouges, dont la masse ne dépasse pas 40 % de celle du Soleil. Le Soleil lui-même est plus massif qu’environ 95 % des étoiles de l’Univers. Le ciel nocturne est rempli d’étoiles exceptionnellement brillantes : les plus faciles à voir pour l’œil humain. Au-delà de la limite inférieure des supernovae, il existe cependant des étoiles dont la masse est plusieurs dizaines, voire plusieurs centaines de fois celle de notre Soleil. Elles sont rares, mais elles sont extrêmement importantes d’un point de vue cosmique. La raison en est que les supernovae ne sont pas le seul moyen pour ces étoiles massives de vivre ou de mourir.

vestige de supernova survenue il y a des milliers d’années. Si les supernovae lointaines se trouvent dans des environnements plus poussiéreux que leurs homologues modernes, cela pourrait nécessiter une correction de notre compréhension actuelle de l’énergie noire. T.A. Rector/Université d’Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN et NOAO/AURA/NSF

Pour commencer, de nombreuses étoiles massives ont des écoulements et des éjectas. Au fil du temps, lorsqu’elles se rapprochent soit de la fin de leur vie, soit de la fin d’un stade particulier de la fusion, quelque chose provoque une brève contraction du noyau, ce qui le fait chauffer. Lorsque le noyau devient plus chaud, le taux de tous les types de fusion nucléaire augmente, ce qui entraîne une augmentation rapide de l’énergie créée dans le noyau d’une étoile. Cette augmentation d’énergie peut faire exploser de grandes quantités de masse, créant un événement connu sous le nom d’imposture de supernova : plus brillante que n’importe quelle étoile normale, elle entraîne la perte de matériaux pour une valeur pouvant atteindre des dizaines de masses solaires. L’étoile Eta Carinae (ci-dessous) est devenue un imposteur de supernova au 19ème siècle, mais au sein de la nébuleuse qu’elle a créée, elle brûle toujours, attendant son destin ultime.

a précipité une éruption gigantesque, crachant la valeur de plusieurs Soleils de matière dans le milieu interstellaire d’Eta Carinae. Les étoiles de masse élevée comme celle-ci, au sein de galaxies riches en métaux, comme la nôtre, éjectent de grandes fractions de masse, ce qui n’est pas le cas des étoiles des galaxies plus petites et de moindre métallicité. Nathan Smith (Université de Californie, Berkeley), et NASA

Donc, quel sera le destin ultime d’une étoile plus massive que 20 fois notre Soleil ? Eh bien, il y a trois possibilités, et nous ne sommes pas entièrement sûrs des conditions qui peuvent conduire à chacune d’elles. La première est une supernova, dont nous avons déjà parlé. Toute étoile ultra-massive qui perd suffisamment de « matière » qui la compose peut facilement se transformer en supernova si la structure globale de l’étoile tombe soudainement dans la bonne gamme de masse. Mais il existe deux autres gammes de masse – dont les chiffres exacts sont encore une fois incertains – qui permettent deux autres issues. Les deux doivent exister ; elles ont déjà été observées.

étoile massive, environ 25 fois la masse du Soleil, qui s’est éteinte comme par enchantement, sans supernova ni autre explication. L’effondrement direct est la seule explication candidate raisonnable. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)

Les trous noirs à effondrement direct. Lorsqu’une étoile devient supernova, son noyau implose, et peut devenir soit une étoile à neutrons, soit un trou noir, selon sa masse. Mais l’année dernière, pour la première fois, des astronomes ont observé une étoile de 25 masses solaires disparaître. Les étoiles ne disparaissent pas sans signe avant-coureur, mais il existe une explication physique à ce qui a pu se passer : le cœur de l’étoile a cessé de produire une pression de radiation vers l’extérieur suffisante pour équilibrer la force de gravité vers l’intérieur. Si la région centrale devient suffisamment dense, en d’autres termes, si une masse suffisante est compactée dans un volume suffisamment petit, un horizon des événements se forme et un trou noir est créé. Et si vous créez un trou noir, tout le reste peut être attiré dedans.

mis en évidence par des étoiles bleues massives, à courte durée de vie et brillantes. En seulement 10 millions d’années environ, la majorité des plus massives exploseront dans une supernova de type II… ou pourront tout simplement s’effondrer directement. ESO / VST survey

L’effondrement direct était théorisé pour les étoiles très massives, au-delà de peut-être 200-250 masses solaires. Mais la disparition récente d’une telle étoile de faible masse a remis tout cela en question. Peut-être ne comprenons-nous pas l’intérieur des noyaux stellaires aussi bien que nous le pensons, et peut-être existe-t-il de multiples façons pour une étoile d’imploser complètement et de s’éteindre, sans rejeter une quantité appréciable de matière. Si c’est le cas, la formation de trous noirs par effondrement direct pourrait être beaucoup plus fréquente que nous ne l’avions prévu, et pourrait être un moyen très ingénieux pour l’Univers de construire ses trous noirs supermassifs depuis des temps extrêmement anciens. Mais il existe une autre issue qui va dans la direction totalement opposée : mettre en place un spectacle de lumière bien plus spectaculaire que ce qu’une supernova peut offrir.

l’ensemble pourrait être soufflé, ne laissant aucun vestige du tout ! NASA / Skyworks Digital

Explosions d’hypernova. Également connus sous le nom de supernova superlumineuse, ces événements sont beaucoup plus lumineux et affichent des courbes de lumière très différentes (le modèle d’éclaircissement et de disparition) que toute autre supernova. L’explication principale de ces phénomènes est connue sous le nom de mécanisme d’instabilité des paires. Lorsqu’une masse importante – de plusieurs centaines de milliers à plusieurs millions de fois la masse de notre planète – s’effondre dans un petit volume, elle dégage une énorme quantité d’énergie. En théorie, si nous créons une étoile suffisamment massive, par exemple 100 fois plus massive que le Soleil, l’énergie qu’elle dégage serait si importante que les photons individuels pourraient se diviser en paires d’électrons et de positrons. Les électrons, vous les connaissez, mais les positrons sont les homologues antimatière des électrons, et ils sont très spéciaux.

processus qui, selon les astronomes, a déclenché l’événement hypernova connu sous le nom de SN 2006gy. Lorsque des photons suffisamment énergétiques sont produits, ils vont créer des paires électron/positron, provoquant une chute de pression et un emballement de la réaction qui détruit l’étoile. NASA/CXC/M. Weiss

Lorsque les positrons existent en grande abondance, ils vont inévitablement entrer en collision avec les électrons présents. Cette collision entraîne l’annihilation des deux, produisant deux photons gamma d’une énergie très spécifique et élevée. Si le taux de production de positrons (et donc de rayons gamma) est suffisamment faible, le cœur de l’étoile reste stable. Mais si le taux de production de rayons gamma est suffisamment rapide, tous ces photons de 511 keV en excès vont réchauffer le noyau. En d’autres termes, si vous commencez à produire ces paires électron-positron à un certain rythme, mais que votre noyau s’effondre, vous commencerez à les produire de plus en plus vite… en continuant à chauffer le noyau ! Et vous ne pouvez pas faire cela indéfiniment ; cela finit par provoquer l’explosion de supernova la plus spectaculaire de toutes : une supernova à instabilité de paires, où l’étoile entière, de 100+ masses solaires, est soufflée !

Cela signifie qu’il y a quatre résultats possibles qui peuvent provenir d’une étoile supermassive :

  • une étoile à neutrons et le gaz d’un reste de supernova, provenant d’une supernova de faible masse,
  • un trou noir et le gaz d’un reste de supernova, provenant d’une supernova de masse supérieure,
  • un trou noir très massif sans reste, provenant de l’effondrement direct d’une étoile massive,
  • ou le gaz d’un reste seul, provenant d’une explosion hypernova.

étoile massive en phase finale, pré-supernova, de combustion du silicium. Une image Chandra (à droite) du reste de supernova de Cassiopée A montre aujourd’hui des éléments comme le fer (en bleu), le soufre (en vert) et le magnésium (en rouge). Mais ce n’était peut-être pas une fatalité. NASA/CXC/M.Weiss ; rayons X : NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming

Lorsque nous voyons une étoile très massive, il est tentant de penser qu’elle va se transformer en supernova, et qu’il restera un trou noir ou une étoile à neutrons. Mais en réalité, il existe deux autres issues possibles qui ont été observées, et se produisent assez souvent à l’échelle cosmique. Les scientifiques cherchent encore à comprendre quand chacun de ces événements se produit et dans quelles conditions, mais ils se produisent tous. La prochaine fois que vous regarderez une étoile dont la taille et la masse sont plusieurs fois supérieures à celles de notre Soleil, ne pensez pas à une « supernova » comme à une fatalité. Il y a encore beaucoup de vie dans ces objets, et beaucoup de possibilités pour leur disparition, aussi. Nous savons que notre Univers observable a commencé par un bang. Pour les étoiles les plus massives, nous ne sommes toujours pas certains qu’elles se terminent par le bang ultime, en se détruisant entièrement, ou par le gémissement ultime, en s’effondrant entièrement dans un abîme gravitationnel de néant.

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