La nébuleuse Dumbbell (source ESO)

La nébuleuse Stingray, la plus jeune nébuleuse planétaire connue (source NASA / HST)

La nébuleuse N159. Le rouge correspond aux zones où il y a émission d'hydrogène et le jaune, aux zones où il y a de l'oxygène ionisé

Fusion de l'hydrogène en hélium

Supernova. Les différentes couches correspondant à des réactions de fusion différentes (1) H ® He (2) He ® C, O (3) C ® Ne, Mg (4) O ® Si, S (5) Si, S ® Fe Le noyau est donc en fer

étoile à neutrons M = 1,5 masse solaire env. 20 km de diamètre (1) croûte solide env. 2 km d'épaisseur (2) Intérieur liquide (principalement des neutrons d'autres particules présentes)

Un rayon lumineux qui irait droit vers le trou noir suivrait en fait la ligne d'espace temps dessinée ici en rouge

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. La mort des étoiles peu massives
Pour les étoiles dont la masse est inférieure à 1,4 fois celle du Soleil, le processus s'arrête lorsque tout l'hélium est épuisé et que la température n'est pas suffisante pour amorcer la fusion du carbone. La matière issue des couches externes de l'étoile est expulsée dans l'espace. Les restes éparpillés de cette enveloppe forment ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire. Celle-ci va se disperser dans le milieu interstellaire en quelques centaines de milliers d'années. Le cœur de l'étoile, lui, va s'effondrer à nouveau sous l'effet de la gravité jusqu'à ce que la densité soit si élevée qu'elle va obliger les électrons à quitter leurs orbites autour des noyaux. Cependant la compression due à la gravité se trouve compensée par une pression dite de dégénérescence.      A ce stade, l'étoile est devenue une naine blanche dont la température varie entre 5000 et 100 000 K. Cette naine blanche est à peu près de la taille de la Terre avec une masse pratiquement égale à sa masse initiale. La densité y est donc très élevée: un verre d'eau rempli de matière pèse plus de 50 tonnes. Les naines blanches sont des étoiles en rotation rapide, car elles gardent la rotation de l'étoile initiale tout en étant beaucoup plus petite. Elles ne peuvent que rayonner leur chaleur résiduelle en se refroidissant cependant. Une fois leur température assez basse, elles deviennent des astres morts, des naines noires.

. La mort des étoiles massives
Les étoiles massives (dont la masse est supérieure à 1,4 fois celle du Soleil) ont des températures centrales beaucoup plus élevées. Elles s'éteignent donc rapidement, après trois ou quatre millions d'années. L'hydrogène (transformé en hélium par les réactions thermonucléaires) s'étant complètement épuisé au centre de l'étoile, celle-ci se contracte à nouveau sous l'effet de la gravité et la température s'élève encore. Autour du milliard de degré, ce sont les noyaux de carbone qui fusionnent. Des réactions complexes conduisent à la formation d'éléments nouveaux: le néon (Ne), le sodium (Na), le magnésium (Mg), l'aluminium (Al), le silicium (Si), le phosphore (P) et le soufre (S).. Après la phase de fusion du carbone viennent celles du néon, de l'oxygène puis du silicium, lorsque la température monte à 2 à 5 milliards de degrés.      En quelques milliers d'années, l'étoile engendre les noyaux de masse intermédiaire, du silicium jusqu'aux métaux: fer, nickel, cuivre, zinc… Puis des noyaux encore plus lourd apparaissent jusqu'à l'uranium.      Le drame se prépare quand le cœur de l'étoile approche les 5 milliards de degrés. A ce stade, l'étoile va se contracter rapidement, puis s'effondrer ce qui provoque une formidable explosion, brillante comme plusieurs centaines de millions de soleils. C'est une supernova. Les produits des phases de fusion vont être expulsés dans l'espace, puis se refroidir, formant un nuage appelé rémanent de supernova. Mais contrairement à la nébuleuse qui a donné naissance à l'étoile, cette fois, la nébuleuse contient des éléments lourds. L'étoile aura donc permis de produire des éléments plus complexes.
Le phénomène de la supernova se compose de trois étapes: (1) l'implosion (2) la supernova (3) les résidus
Au moment de l'explosion, l'étoile n'est pas entièrement dispersée dans l'espace . Sa partie centrale se replie sur elle-même. Sa densité augmente énormément . Elle se mesure en centaines de millions de tonnes par centimètres cube. C'est l'équivalent de la masse d'un grand pétrolier concentrée sur une tête d'épingle ! Le cœur de l'étoile devient un seul et gigantesque noyau de neutrons: il en résulte une étoile à neutrons ou pulsar car ces astres émettent de la lumière à la manière d'un phare: ils s'allument et s'éteignent plusieurs fois par secondes. Ce phénomène vient du fait que seul leurs pôles magnétiques émettent de la lumière, et que les pulsars tournent très rapidement autour de leurs pôles. On voit donc passer la partie lumineuse plusieurs fois par seconde.      Il semblerait, dans certains cas, que certains résidus de supernova puissent être encore plus denses qu'une étoile à neutrons. Tellement denses, que la gravité empêcherait la lumière de s'en échapper. Un tel astre est appelé trou noir. Cependant, puisque même les radiations électromagnétiques ne peuvent s'en extraire, on ne peut les observer directement. On n'a donc pas la preuve de leur existence, même si certains phénomènes observés suggèrent la présence d'un trou noir.

Suite : La mort en direct

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