Lorsque l'étoile a une masse supérieure à dix masses solaires :

Fin de vie :

  1. Les réactions nucléaires en œuvre au sein de l'étoile mène à la formation de fer au cœur, puis en couche successives on trouve : silicium Si, oxygène O, néon Ne, carbone C, hélium He, et hydrogène H.
  2. Les dimensions du cœur de fer sont très faibles et avec la combustion du Si sa masse augmente jusqu'à la limite de Chandrasekhar, i.e. 1,4 masses solaires.
  3. Du fait que le fer est le dernier élément pour lequel la fusion est rentable, le cœur de fer ne peut fusionner sous l'effet de la gravité croissante. Il se crée alors une instabilité gravitationnelle qui conduit à un effondrement du cœur en environ 100 ms. Cet effondrement crée une onde de choc qui vient frapper l'enveloppe externe. C'est le cœur qui est moteur de l'explosion.

Première phase d'effondrement :

Il y a capture des électrons par des protons. Ce phénomène produit des neutrons et des neutrinos. Ceci se poursuit jusqu'à une densité de 10¹² g/cm³.

Deuxième phase d'effondrement :

Les neutrinos, habituellement extrêmement peu réactifs, se mettent à interagir avec la matière : ils sont piégés au sein des noyaux, ce qui stoppe la capture électronique, jusqu'à un rapport protons/neutrons ≈1/2. L'effondrement continue.

Troisième phase d'effondrement :

A une densité voisine de 20.10¹³ g/cm³, les neutrons entrent en contact. La densité ne pouvant dès lors plus augmenter, l'effondrement rencontre un “mur” qui le stoppe net. La matière rebondit alors sur elle-même, alors qu'un flot de matière provenant de l'enveloppe est encore en train de converger vers le cœur. L'effet est spectaculaire et cataclysmique : la matière, autre que le cœur, est littéralement soufflée. C'est l'explosion proprement dite en supernova.


Cette explosion va libérer en quelques secondes une énergie considérable (de l'ordre de la puissance libérée par le soleil en quelques milliards d'années). De plus cette explosion va disséminer dans l'Univers une énorme quantité d'atomes lourds comme le carbone, l'oxygène, l'azote, le fer, le calcium, ... formés au sein de l'étoile (par des mécanismes nucléaires très complexes pour les plus exotiques comme le tungstène) et qui vont enrichir le milieu interstellaire pour rentrer dans la composition des nouvelles générations d'étoiles et de planètes.

Il restera de l'étoile originelle un objet extrêmement dense : étoile à neutrons (les pulsars), ou trou noir ; et le gaz de l'enveloppe formant une nébuleuse en expansion, excité par le rayonnement très énergétique (rayons X principalement) de l'objet central. Les plus beaux exemples sont la nébuleuse du Crabe, dans le Taureau, vestige de la supernova de 1054 après J.C. et la Veil Nebula, dans le Cygne.

Source : Dossier Pour la Science, Vie et Mœurs des étoiles, Janvier 2001