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

Illustration de l'explosion d'une supernova observée depuis la Terre au XVIIe siècle dans la constellation de Cassiopée. Le matériau qui l'entoure et l'émission constante de rayonnement électromagnétique ont joué un rôle dans l'illumination continue des restes de l'étoile

Créez une étoile suffisamment massive et elle ne terminera pas ses jours tranquillement - comme ce sera le cas pour notre Soleil, qui brûlera d'abord en douceur pendant des milliards et des milliards d'années, puis se réduira à une naine blanche. Au lieu de cela, son noyau s'effondre et déclenche une réaction de fusion incontrôlée, qui disperse les couches externes de l'étoile dans une explosion de supernova, et comprime les parties internes en une étoile à neutrons ou un trou noir. Du moins, on le croit communément. Mais si vous prenez une étoile assez massive, une supernova peut ne pas fonctionner. Au lieu de cela, il y a une autre possibilité - l'effondrement direct, dans lequel l'étoile entière disparaît simplement, se transformant en un trou noir. Et une autre possibilité est connue sous le nom d' hypernova - elle est beaucoup plus énergique et plus lumineuse qu'une supernova, et ne laisse aucun résidu nucléaire. Comment les stars les plus massives finiront-elles leur vie? C'est ce que la science en dit.


La nébuleuse des restes de la supernova W49B , toujours visible dans la gamme des rayons X, ainsi que sur les ondes radio et infrarouges. Une étoile doit dépasser le Soleil en masse d'au moins 8 à 10 fois afin de générer une supernova et de créer les éléments lourds nécessaires à l'apparition de planètes telles que la Terre dans l'Univers.

Chaque étoile immédiatement après la naissance synthétise de l'hélium dans son noyau à partir de l'hydrogène. Des étoiles semblables au Soleil, des naines rouges qui ne sont que plusieurs fois plus grandes que Jupiter, et des étoiles supermassives qui sont des dizaines et des centaines de fois plus grandes que la nôtre, passent toutes par cette première étape des réactions nucléaires. Plus l'étoile est massive, plus son cœur atteint des températures élevées et plus il brûle rapidement le combustible nucléaire. Lorsque l'hydrogène se termine dans le noyau de l'étoile, il se contracte et se réchauffe, après quoi - s'il atteint la densité et la température souhaitées - il peut commencer la synthèse d'éléments plus lourds. Les étoiles semblables au soleil pourront se réchauffer suffisamment après l'épuisement du carburant hydrogène et commencer à synthétiser le carbone de l'hélium, mais cette étape sera la dernière pour notre soleil. Pour passer au niveau suivant, la synthèse à partir du carbone, une étoile doit dépasser le Soleil en masse de 8 (ou plus) fois.


L'étoile ultra-massive WR 124 ( étoile de classe Wolf-Rayet ) avec sa nébuleuse environnante est l'une des milliers d'étoiles de la Voie lactée qui pourraient devenir la prochaine supernova. Elle est également beaucoup plus grande et plus massive que les étoiles qui peuvent être créées dans un univers contenant uniquement de l'hydrogène et de l'hélium, et peut-être déjà au stade de la combustion du carbone.

Si l'étoile est si massive, alors ce sera un véritable feu d'artifice cosmique. Contrairement aux étoiles semblables au soleil, arrachant doucement leurs couches supérieures, à partir desquelles une nébuleuse planétaire est formée, et se rétrécissant en une naine blanche riche en carbone et en oxygène, ou en une naine rouge, qui n'atteindra jamais le stade brûlant de l'hélium, et se rétrécit simplement en une naine blanche riche en hélium , les étoiles les plus massives sont destinées à un véritable cataclysme. Le plus souvent, en particulier dans les étoiles dont la masse n'est pas la plus grande (masses 20 masses solaires ou moins), la température à cœur continue d'augmenter à mesure que le processus de synthèse se déplace vers des éléments plus lourds: du carbone à l'oxygène et / ou au néon, puis plus loin, selon le tableau périodique , au magnésium, au silicium, au soufre, puis au fer, au cobalt et au nickel. La synthèse d'autres éléments nécessiterait plus d'énergie que ce qui est libéré pendant la réaction, de sorte que le noyau s'effondre et une supernova apparaît.


Anatomie d'une étoile supermassive au cours de sa vie se terminant par une supernova de type II

C'est une fin très lumineuse et colorée, dépassant de nombreuses étoiles massives dans l'univers. De toutes les étoiles qui y sont apparues, seulement 1% gagnent suffisamment de masse pour atteindre cet état. Avec l'augmentation de la masse, le nombre d'étoiles qui l'ont atteinte diminue. Environ 80% de toutes les étoiles de l'univers sont des naines rouges; la masse de 40% d'entre eux ne dépasse pas la masse du Soleil. Dans ce cas, le Soleil est plus massif que 95% des étoiles de l'Univers. Le ciel nocturne est plein d'étoiles très brillantes: celles qui sont les plus faciles à voir pour une personne. Mais au-delà du seuil de la limite inférieure d'apparition d'une supernova, il y a des étoiles qui sont des dizaines voire des centaines de fois plus grandes que le Soleil en masse. Ils sont très rares, mais très importants pour l'espace - tout cela parce que les étoiles massives peuvent mettre fin à leur existence non seulement sous la forme d'une supernova.


La nébuleuse à bulles est située à l'arrière des restes d'une supernova apparue il y a des milliers d'années. Si les supernovae éloignées sont dans un environnement plus poussiéreux que leurs homologues modernes, cela nécessitera une correction de notre compréhension actuelle de l'énergie sombre.

Tout d'abord, de nombreuses étoiles massives ont des ruisseaux et du matériel jeté. Au fil du temps, lorsqu'ils approchent de la fin de leur vie ou de la fin d'une des étapes de la synthèse, quelque chose fait que le noyau se contracte pendant une courte période, c'est pourquoi il se réchauffe. Lorsque le cœur devient chaud, la vitesse de tous les types de réactions nucléaires augmente, ce qui entraîne une augmentation rapide de la quantité d'énergie créée dans le cœur de l'étoile. Cette augmentation d'énergie peut libérer une grande quantité de masse, provoquant un phénomène connu sous le nom de pseudo-supernova : une épidémie se produit plus brillante que n'importe quelle étoile normale, et jusqu'à dix masses solaires sont perdues. L'étoile This Kiel (ci-dessous) est devenue une pseudo-supernova au XIXe siècle, mais à l'intérieur de la nébuleuse qu'elle a créée, elle brûle toujours, en attendant le sort final.


La pseudo-supernova du 19e siècle s'est manifestée sous la forme d'une explosion géante, jetant du matériel dans plusieurs espaces interstellaires d'Eta Kiel. Ces étoiles de grande masse dans les galaxies riches en métaux (comme la nôtre) émettent une fraction importante de leur masse, ce qui est différent des étoiles des petites galaxies contenant moins de métaux

Alors, quel est le sort ultime des étoiles plus de 20 fois la masse de notre soleil? Ils ont trois possibilités, et nous ne savons toujours pas exactement quelles conditions conduisent au développement de chacun des trois. L'un d'eux est une supernova, dont nous avons déjà discuté. Toute étoile ultra-massive qui perd beaucoup de sa masse peut se transformer en supernova si sa masse tombe soudainement dans les limites correctes. Mais il y a deux autres intervalles des masses - et encore une fois, nous ne savons pas exactement de quelles masses il s'agit - permettant à deux autres événements de se produire. Ces deux événements existent certainement - nous les avons déjà observés.


Des photographies en lumière visible et proche infrarouge du Hubble montrent une étoile massive, environ 25 fois la masse du Soleil, a soudainement disparu et n'a laissé aucune supernova ni aucune autre explication. La seule explication raisonnable est l'effondrement direct.

Trous noirs d'effondrement direct. Lorsqu'une étoile se transforme en supernova, son noyau s'effondre et peut devenir soit une étoile à neutrons, soit un trou noir - selon la masse. Mais l'année dernière, pour la première fois, les astronomes ont observé comment une étoile pesant 25 solaires a tout simplement disparu. Les étoiles ne disparaissent pas sans laisser de trace, mais il pourrait y avoir une explication physique à ce qui aurait pu se produire: le noyau de l'étoile a cessé de créer suffisamment de pression de rayonnement pour équilibrer la compression gravitationnelle. Si la région centrale devient suffisamment dense, c'est-à-dire si une masse suffisamment grande est comprimée en un volume suffisamment petit, un horizon d'événements se forme et un trou noir apparaît. Et après l'apparition du trou noir, tout le reste est simplement tiré vers l'intérieur.


L'un des nombreux clusters de cette région est mis en évidence par des étoiles bleues massives et de courte durée. En seulement 10 millions d'années, la plupart des étoiles les plus massives vont exploser, devenant des supernovae de type II - ou tout simplement subir un effondrement direct

La possibilité théorique d'un effondrement direct a été prédite pour des étoiles très massives, plus de 200 à 250 masses solaires. Mais la disparition récente d'une étoile d'une masse relativement petite a remis en cause la théorie. Peut-être que nous ne comprenons pas les processus internes des noyaux stellaires aussi bien que nous le pensions, et peut-être que l'étoile a plusieurs façons de s'effondrer complètement et de disparaître sans laisser tomber aucune quantité tangible de masse. Dans ce cas, la formation de trous noirs par effondrement direct peut être un phénomène beaucoup plus fréquent qu'on ne le pensait, et cela peut être un moyen très pratique pour l'Univers de créer des trous noirs supermassifs aux tout premiers stades de développement. Mais il y a un autre résultat, bien au contraire: un spectacle de lumière, beaucoup plus coloré qu'une supernova.


Sous certaines conditions, une étoile peut exploser pour ne rien laisser derrière!

Explosion d'Hypernova. Aussi connu comme supernova superbright. De tels événements sont beaucoup plus brillants et donnent des courbes de lumière complètement différentes (une séquence de luminosité croissante et décroissante) que n'importe quelle supernova. La principale explication du phénomène est connue sous le nom de « supernova instable par paire ». Lorsqu'une grande masse - des centaines, des milliers et même des millions de fois plus que la masse de notre planète entière - s'effondre en un petit volume, une énorme quantité d'énergie est libérée. Théoriquement, si une étoile est suffisamment massive, de l'ordre de 100 masses solaires, l'énergie émise par elle se révélera si grande que les photons individuels pourront commencer à se transformer en paires électron-positon. Tout est clair avec les électrons, mais les positrons sont leurs homologues de l'antimatière, et ils ont leurs propres caractéristiques.


Le diagramme montre le processus de production de vapeur qui, selon les astronomes, a conduit à l'émergence de l'hypernova SN 2006gy . Lorsque des photons d'énergie suffisamment élevée apparaissent, des paires électron-positron apparaissent également, en raison de quoi la pression chutera et une réaction incontrôlée commencera, détruisant l'étoile

En présence d'un grand nombre de positrons, ils commenceront à entrer en collision avec tous les électrons disponibles. Ces collisions entraîneront leur annihilation et l'apparition de deux photons gamma d'une certaine énergie élevée. Si le taux d'occurrence des positrons (et, par conséquent, des rayons gamma) est suffisamment faible, le cœur de l'étoile reste stable. Mais si la vitesse augmente suffisamment, ces photons, avec une énergie supérieure à 511 keV, chaufferont le noyau. Autrement dit, si vous commencez la production de paires électron-positon dans un noyau qui s'effondre, la vitesse de leur production augmentera de plus en plus rapidement, ce qui réchauffera davantage le noyau! Cela ne peut pas durer indéfiniment - en conséquence, cela conduira à l'apparition de la supernova la plus spectaculaire de toutes: une supernova à paire instable dans laquelle une étoile entière explose avec une masse de plus de 100 soleils!



Cela signifie que pour une étoile supermassive, il existe quatre options pour le développement d'événements:

• Les supernovae de faible masse génèrent une étoile à neutrons et un gaz.
• Les supernovae de masse supérieure génèrent un trou noir et du gaz.
• Les étoiles massives résultant de l'effondrement direct donnent lieu à un trou noir massif sans aucun autre résidu.
• Après l'explosion de l'hypernova, il ne reste que du gaz.

Sur la gauche, une illustration des entrailles de l'artiste d'une énorme étoile en silicium brûlant, située dans les dernières étapes précédant la supernova. À droite, l'image du télescope Chandra des restes de supernova de Cassiopée A montrant la présence d'éléments tels que le fer (bleu), le soufre (vert) et le magnésium (rouge). Mais ce résultat n'était pas nécessairement inévitable.

Lorsque l'on étudie une étoile très massive, on est tenté de supposer qu'elle deviendra une supernova, après quoi il restera un trou noir ou une étoile à neutrons. Mais en fait, il existe deux autres scénarios possibles qui ont déjà été observés et qui se produisent assez souvent selon les normes cosmiques. Les scientifiques travaillent toujours à comprendre quand et dans quelles conditions chacun de ces événements se produit, mais ils se produisent réellement. La prochaine fois, en regardant une étoile plusieurs fois supérieure au Soleil en masse et en taille, ne pensez pas qu'une supernova sera un résultat inévitable. Dans de tels objets, il y a encore beaucoup de vie et de nombreuses options pour leur mort. Nous savons que notre univers observable a commencé par une explosion. Dans le cas des étoiles les plus massives, nous ne savons toujours pas si elles finiront leur vie dans une explosion, se détruisant entièrement, ou dans un effondrement silencieux, complètement comprimé dans l'abîme gravitationnel du vide.