Les Supergéantes Rouges

Quelles sont les étoiles concernées?

Les étoiles concernées sont celles dont la masse est supérieure à 8 masses solaires. On assiste, alors, à la formation, durant la Séquence Principale, d'éléments plus lourds par fusion nucléaire.

Comment se déroule la fusion?

Le noyau se contracte sur lui-même, il atteint rapidement des températures de l'ordre de 600 millions de degrés. À ce stade, les atomes de carbone ne peuvent plus résister, et fusionnent pour former du néon. Cette réaction libère beaucoup d'énergie, qui est alors transformée en chaleur, et l'élévation de température permet à d'autres éléments, encore plus lourds, de fusionner, et ainsi de suite. Cette chaîne de fusion génère une très grande quantité d'énergie, et la vitesse de fusion progresse de manière exponentielle : 600 ans pour fusionner le carbone, un an pour le néon, 6 mois pour l'oxygène, et enfin un jour pour le silicium (pour une étoile d'environ 25 masses solaires).

Pourquoi le fer ne peut-il pas être fusionné ?

Le fer est l'élément «magique», thermonucléairement inerte : de par sa nature, il ne peut pas être fusionné. Le fer est dit thermonucléairement inerte essentiellement parce que la réaction nucléaire qui fusionne deux atomes de fer est endothermique, contrairement aux autres réactions de fusion. En d'autres termes, la réaction de fusion du fer nécessite plus d'énergie qu'elle n'en crée : aucune énergie n'est produite. La course folle se termine très brusquement, avec un cœur de fer extrêmement dense, mais inerte, mort.

Comment nait la supergéante rouge ?

Au bout de cette course, l'enveloppe de l'étoile s'est dilatée de façon disproportionnée : la supergéante rouge est née. La structure du cœur, à ce stade, ressemble à la structure d'un oignon : au centre, un cœur de fer, puis en couches successives, le souffre, l'oxygène, le néon, le carbone, l'hélium et finalement l'hydrogène. Tout comme la géante rouge, la fusion nucléaire se poursuit dans l'enveloppe, et la matière plus lourde ainsi crée est attirée vers le noyau. Cependant, lorsque le noyau de fer atteint la limite de 1,44 masses solaires, il ne peut plus résister à sa propre gravité et s'effondre: il y a alors effondrement gravitationnel.

Schéma d'une supernova

Fe représente le fer, Si le silicium, O l'oxygène, C le carbon, He l'hélium et H l'hydrogène. Les nombres horizontaux représentent le nombre de masse solaire pour chacun des éléments. Les nombres verticaux représentent les températures en Kelvin.



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