La matière qui nous entoure n’est pas seulement composée d’hydrogène, d’hélium, de carbone et d’oxygène présents dans la plupart des étoiles comme le Soleil. Elle se compose aussi de silicium, de magnésium, de phosphore, de souffre de fer et de quantités d’atomes lourds. Où ces éléments se forment-ils donc ?

Il faut chercher la réponse du côté des étoiles massives au dessus de 8 Ms (huit fois plus massive que notre Soleil). C’est en fin de leur cycle de vie, quand ces étoiles ont brûlé l’hydrogène et l’hélium et généré le carbone et l’oxygène, que le processus s’enclenche. Les conditions de départ sont d’une part la température qui dépasse les 800 millions de degrés et d’autre part la pression énorme de l’enveloppe sur le cœur de l’étoile.

Les noyaux de carbone s’agglutinent et créent du néon et du magnésium. Toute une cascade de réaction thermonucléaire se met alors en marche libérant de l’énergie entraînant une augmentation conséquente de la température permettant ainsi d’autres nucléosynthèses. A un milliard de degrés, néon et hélium se changent en magnésium. A deux milliards de degrés, l’oxygène transmute en soufre, silicium et phosphore plus lourds. A trois milliards de degrés le silicium brûle et entraîne une cascade de réactions en chaîne qui augmente la température permettant ainsi la genèse de noyaux de plus en plus lourds. Leur durée de combustion devient de plus en plus brève de quelques centaines à quelques dizaines d’années. Le flot de réactions nucléaires aboutit à un noyau atomique bien précis qui est le fer.
Celui-ci a une caractéristique spéciale c’est qu’il est stable. Les cinquante-six protons et neutrons qui le forment sont si soudés entre eux qu’aucune énergie de fusion ne peut en être produite. C’est la cendre finale des étoiles massives.

La photodésintégration brise les noyaux et absorbe l’énergie. Le cœur perd son équilibre. Il ne peut plus faire face à l’écrasement. Sa température augmente encore jusqu’à ce que les noyaux d’hélium se désintègrent en leur constituants élémentaires : Les protons, neutrons et électrons.
Sous l’effet de telles températures, les électrons sont agités à des vitesses proches de celle de la lumière ; Ils ne résistent plus à la compression et sont propulsés en une fraction de seconde à l’intérieur même des protons. Protons et électrons se neutralisent. Des neutrons sont créés ainsi que des neutrinos.

La séparation entre deux neutrons peut descendre jusqu’à 10 ­¹³ centimètre. Les neutrons peuvent se toucher. Cette neutronisation s’accompagne d’une implosion de la matière et d’un accroissement de la densité vers un état dégénéré.
Un quart de seconde après le début de l’effondrement gravitationnel du cœur, la densité atteint 10¹4 g/cm³ soit cent millions de tonnes dans un dé à coudre.

Etape suivante : La neutronisation

Le cœur de fer de l’étoile ne produit plus d’énergie. Il n’assure plus à lui seul l’équilibre gravitationnel de l’étoile supergéante. La matière se resserre et les électrons dégénèrent. (Electrons dégénérés : qui occupent tout l’espace autour d’un noyau). Il est d’une certaine façon « froid », bien que sa température excède le milliard de degrés.

Les novae galactiques ordinaires étaient déjà connues depuis l’antiquité. Elles augmentaient leur luminosité d’un facteur 10.000.
Kepler est le dernier astronome à avoir observé une supernova à l’œil nu en 1604, dans la voie lactée, 4 ans avant l’apparition de la lunette de Galilée. Il n’ y a eu aucune autre SN depuis 4 siècles malgré leur fréquence estimée à 2 à 3 par siècle. La majorité ayant lieu dans la région centrale de la galaxie, obscurcie par la matière et les gaz.

Les supernovae surviennent dans tout l’univers. Il fallait donc attendre l’avènement des télescopes pour les observer dans les autres galaxies car la luminosité apparente des astres diminue rapidement avec sa distance. La première répertoriée, S Androméda, apparut en août 1885 dans la galaxie d’Andromède, appelée alors la nébuleuse d’Andromède.
On a compris plus tard que ces nébuleuses spirales étaient extragalactiques. Les novae détectées dans ces systèmes seraient des milliers de fois plus brillantes que celles de la Galaxie. En effet la luminosité reçue décroît comme l’inverse du carré de la distance.

Cela veut dire que pour une même luminosité apparente, une supernova 100 fois plus lointaine doit être intrinsèquement 10.000 fois plus lumineuse.

Edwin Hubble démontra en 1920 par les mesures spectrales que la nébuleuse d’Andromède ainsi que les autres spirales étaient très distantes. En conséquence, la luminosité intrinsèque de « S Androméda » n’avait pas augmenté d’un facteur 10.000 mais en réalité de 10 milliards !

Fritz Zwicky, astronome américain d’origine suisse, ainsi que Walter Baade proposèrent d’établir la distinction entre les « Novae » et les « Supernovae ». Ils firent référence à S Androméda ainsi que « l’étoile nouvelle » observée par Tycho Brahe en 1572. Ils expliquèrent que s’il s’était agi d’une nova ordinaire, son éclat aurait permis de la situer à quelques dizaines d’années lumière. Mais dans ce cas, une naine blanche – résidu de l’explosion d’une nova – aurait dû être observable au télescope, ce qui n’était pas le cas. Donc l’étoile de Tycho avait du être intrinsèquement beaucoup plus brillante qu’une nova et nettement plus éloignée…

Cette onde se propage depuis le centre de l’étoile vers l’extérieur transportant avec elle une énergie titanesque. Lors de son passage, elle chauffe la matière à des températures excédant le milliard de degrés provoquant des réactions de fusion qui produiront des éléments lourds comme le nickel et le cobalt 56 qui se désintégreront plus tard en fer.

Quand l’onde de choc réfléchie atteint la surface de l’étoile, la température s’élève brutalement et l’enveloppe de l’étoile est soufflée à des vitesses atteignant plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde. C’est une Supernova, évènement cataclysmique qui signe la mort d’une étoile massive et dont les traces dans le milieu se feront sentir et seront visibles pendant des millions d’années.

Une supernova émet en quelques jours autant d’énergie que celle produite par le soleil en 10 milliards d’années passées à brûler de l’hydrogène.

La luminosité est accrue d’un facteur de plusieurs milliards. L’ « étoile nouvelle » ainsi née peut briller pendant plusieurs jours autant qu’une galaxie entière. Cette lumière, dans le seul spectre visible représente une infime partie de l’énergie produite par l’explosion.

Le vestige gazeux de la supernova agit par « pression » en entrant en collision et en comprimant les nuages de gaz de la Galaxie, déclenchant ainsi de nouvelles naissances stellaires et apporte ainsi les éléments chimiques que la supernova a formé. La quantité de fer éjectée peut atteindre 20 Masses terrestre. Les vastes nuages moléculaires dans lesquels les étoiles se condensent sont ensemencés par les explosions des supernovae proches.

Notre système solaire et son cortège de météorites, de comètes, d’astéroïdes et de planètes se sont condensés à partir du nuage primitif. La terre n’a fait que recueillir les éléments lourds fabriqués dans le cœur de ces étoiles disparues.

Quand à la genèse des éléments plus lourds que le fer. Les gros noyaux sont dotés d’une répulsion électrostatique qui les empêche de se rapprocher pour fusionner. Ces éléments ne peuvent être produits par les phénomènes de fusion. Electriquement neutres, les neutrons sont insensibles à la répulsion des noyaux Il en résulte une capture de neutrons rapides, sur les noyaux formés auparavant. Les noyaux lourds, jusqu’à l’uranium sont synthétisés dans l’enveloppe.

La matière devient pratiquement incompressible à ce stade de densité nucléaire. Les couches externes de l’étoile, non neutronisées, s’effondrent alors sur le cœur à la vitesse de 70 000 km/s et viennent s’écraser sur un mur excessivement dur. L’effondrement est stoppé net et la matière rebondit à la manière d’une onde de choc.

L’onde de choc engendrée par le rebond des couches n’est pas suffisante à elle seule pour entraîner l’explosion de l’enveloppe. Il existe un apport d’énergie supplémentaire. Les neutrinos énergétiques produits dans l’étoile à neutrons juste naissante, constituent cet apport d’énergie colossal bien que d’ordinaire ils ont si peu d’interactions avec la matière. La neutronisation transporte tellement d’énergie que l’enveloppe stellaire en recueille 10 %, le reste des neutrinos s’échappant dans l’espace. Ce transfert d’énergie donne un second souffle à l’onde de choc.

Un autre facteur important des SN est leur courbe de lumière (la luminosité observée de la SN quand elle se produit et son évolution dans le temps) qui elle aussi dépend du type de SN.

Les SN Ia sont les plus brillantes, et le maximum est atteint au bout de quelques dizaines de jours.
La décroissance est ensuite exponentielle.
Les courbes de lumière des SN Ia sont presque toutes assez semblables.
À son maximum d'intensité une supernova brille comme un milliard de Soleils!

Les SN de type Ia sont observées dans tous les types de galaxies (spirales et elliptiques).
Celles de type II, Ib et Ic ne sont observées que dans les spirales.

Les théoriciens s’accordent à penser que les SN de type II, Ib et Ic sont bien dues à des explosions d’étoiles jeunes et massives (plus de 10 Ms) accompagnée de la formation d’étoile à neutrons.

Les SN de type II serait engendré par des Supergéantes rouges, le type Ib par des géantes ayant perdu leur enveloppe d’hydrogène soit à cause d’un fort vent stellaire, soit à cause de l’aspiration gravitationnelle d’un compagnon proche.

Le mécanisme d’explosion des SN de type Ia serait complètement différent. Il s’agirait de la désintégration de naines blanches, membres d’un système binaire fortement lié. Ce serait le cas des SN historiques de 1006 et 1572.

Distant de la terre de 160.000 années de lumière, il a été le siège le 23 février 1987 de l’explosion d’une SN. C’est la première SN visible à l’œil nu depuis Kepler. Après que son éclat n’eut diminué, les astronomes se sont aperçus que dans la région de la SN, il y avait une étoile « supergéante bleue » et non une SGR, qui manquait à l’appel, de rayon 40 fois le rayon solaire et de 20.000° de température de surface.
Les enseignements de cette SN étaient très riches…

On était ainsi obligé de revoir la théorie de l’évolution des étoiles, alors qu’on croyait les SN constituait le stade ultime de l’évolution des « Supergéantes rouges ». On a introduit donc la notion de « Perte de Masse ».
La séquence de l’évolution des étoiles de 20 Ms devient la suivante : Elles brûlent leur combustible en 11 millions d’années, terminent de brûler leur hydrogène en 700.000 ans, elle se transforme en SGR, elle perd un peu de masse de 2 à 3 MS et devient plus compacte. Les couches internes devenant plus chaudes, la température augmente et l’étoile évolue en supergéante bleue. Elle a brûlé son carbone il y a 10.000 ans, son néon en 1971, en 1983 c’est son oxygène qu’elle brûle, en 87 son silicium, le noyau de fer se forme le13 février 1987 et le 23.02 elle explose en SN.

Un retard observé.
Le 23.02.1987, les détecteurs américains, japonais et russes ont enregistré une poignée de neutrino, 2 h 20‘ avant l’apparition du signal optique de la SN dans le ciel. 12 neutrinos au Kamiokande au Japon et 8 neutrinos à l’IMB aux USA. Pourquoi ?

Lors de la formation de l’étoile à neutrons, les neutrinos sont émis à la vitesse de la lumière, alors que l’onde de choc est moins rapide. Elle traverse les différentes couches pour arriver à la surface pour la chauffer. On peut alors seulement la voir en optique. Le phénomène de traversée a duré 2 h 20’.
Connaissant la taille de l’étoile de 40 Rs, on calcule la vitesse de l’onde de choc à 3.000 km/s.

Pendant quelques secondes, la SN a rayonné en énergie, surtout en neutrino, autant que celle de toutes les étoiles de l’univers observable.

L’énergie s’étalant dans le temps, on peut dire qu’il n’y a pas eu de formation de trou noir.

La luminosité décroît ensuite dans le temps en fonction de la décroissance radioactive des éléments qui la composent.

Leur nombre ne dépasse pas la dizaine.
Les mentions des trois premières étoiles nouvelles observées en Chine sont succinctes ; L’une serait apparue en l’an 185 pendant 20 mois dans la constellation du Centaure. Une autre serait apparue le 27 février 393 dans la constellation du scorpion où elle restait visible huit mois. Une autre en 827, toujours dans le Scorpion.

En 1006, une supernova surgit dans la constellation du Loup vers le 30 avril. Elle a été observé et commenté par différentes populations : Les européens, les arables, les chinois et les japonais. Elle resta visible à l’œil nu pendant 25 mois et sa brillance maximum dépassa un quartier de lune soit 60 fois celle de vénus. Elle aurait produit des ombres à la surface de la terre.

La SN médiévale. La plus célèbre est celle qui fut observée le 5 juillet 1054 par les japonais et les chinois. Elle resta apparente en plein jour pendant 23 jours et fût visible pendant deux années. Elle fut associée plus tard à la nébuleuse du Crabe dans la constellation du Taureau, nébuleuse située à 6.500 années-lumière.

En 1181, une autre SN a été observé entre le 4 et le 6 août par les chinois et les japonais dans la constellation de Cassiopée. Elle avait l’éclat de Véga et resta visible durant 185 jours.

Tycho Brahe aperçut une « étoile nouvelle » dans la constellation de Cassiopée le 11 novembre 1572 et ceci à un endroit où aucune étoile n’était visible auparavant. Elle avait le même éclat que Vénus pendant plusieurs jours. C’est la première à être observée par les astronomes. Tycho souligna son immobilité dans le ciel et l’absence de parallaxe.

En 1604, une SN apparut dans la constellation du Serpentaire. Elle fut observée en Europe, en Chine, en Corée. Elle reçut le nom de SN de Kepler, car c’est cet astronome Allemand qui détermina sa position et suivit son évolution. Le 10 octobre, elle atteignit la brillance de Vénus, perdit de son éclat en mars de l’année suivante puis elle disparut sous l’horizon. Six mois plus tard, elle ne réapparut pas au dessus de l’horizon dans la constellation qui la vit naître. Elle devint invisible.

Le résidu de l’explosion n’est pas encore détecté. Il est caché par les débris qui l’entourent. Il sera détecté dans une dizaine à une vingtaine d’années sous forme d’un rayonnement X d’une étoile à neutron ou avec un peu de chance sous la forme d’un pulsar qui ne sera visible que dans 10.000 années.

Nous sommes donc bien de poussières d’étoiles, puisque tous nos atomes, à l’exception de l’hydrogène, ont été forgés dans les étoiles disparues bien avant la formation de notre Soleil, il y a plus de cinq milliards d’années.

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