Partie 7
- Après avoir photographié et scruté la zone du ciel où se trouvait la supernova, on a découvert que les restes de la supernova formaient une enveloppe gazeuse complexe et chaotique en expansion comprenant plusieurs étoiles. Tout le complexe de gaz et d'étoiles s'appelait la Nébuleuse du Crabe. La source de la substance nébuleuse est l'une des suivantes
- des étoiles centrales, celle qui a explosé il y a sept mille ans. C'est une étoile à neutrons. Il a une température de 6-7 millions de K et est extrêmement bas.
- diamètre. Des photographies et des spectrogrammes peuvent être utilisés pour déterminer les caractéristiques physiques d'une étoile.
- L'étude a révélé que dans la nébuleuse du crabe, il y a deux types de régions rayonnantes. Tout d'abord, il s'agit d'un maillage de fibres constitué d'un gaz chauffé à plusieurs dizaines de milliers de degrés et ionisé sous l'influence du rayonnement ultraviolet intense de l'étoile centrale ; le gaz comprend l'hydrogène, l'hélium, l'oxygène, le néon, le soufre. Et deuxièmement, il y a une grande région lumineuse amorphe, contre laquelle nous pouvons voir les fibres de gaz.
- Des photographies prises il y a une douzaine d'années montrent que certaines fibres de la nébuleuse s'éloignent de son centre. Connaissant les dimensions angulaires, ainsi que la distance approximative et le taux d'expansion, les scientifiques ont déterminé qu'il y avait une source ponctuelle sur le site de la nébuleuse il y a environ neuf siècles. Ainsi, il a été possible d'établir un lien direct entre la nébuleuse du crabe et l'explosion de la supernova, observée il y a presque mille ans par les astronomes chinois et japonais.
La question des causes des explosions de supernovae fait encore l'objet de débats et d'hypothèses controversées.
- Une étoile dont la masse est supérieure d'environ 20 % à celle du Soleil peut devenir instable avec le temps. Cela a été démontré dans sa brillante étude théorique faite à la fin des années 1930 par l'astronome Chandrasekar. Il a découvert que de telles étoiles sur la pente de la vie sont parfois sujettes à des changements catastrophiques, résultant en un certain état d'équilibre qui permet à l'étoile de compléter adéquatement son parcours de vie. De nombreux astronomes ont étudié les derniers stades de l'évolution des étoiles et la dépendance de l'évolution de l'étoile par rapport à sa masse. Tous sont arrivés à une conclusion : si la masse de l'étoile dépasse la limite de Chandrasekar, elle devrait subir des changements incroyables.
- Comme nous l'avons vu, la stabilité de l'étoile est déterminée par le rapport entre les forces gravitationnelles qui cherchent à comprimer l'étoile et les forces de pression qui la dilatent de l'intérieur. Nous savons aussi qu'aux derniers stades de l'évolution des étoiles, lorsque les réserves de combustible nucléaire sont épuisées, ce rapport est obtenu par l'effet de dégénérescence qui peut conduire une étoile au stade de naine blanche et lui permettre de passer le reste de sa vie dans cet état. Lorsqu'une étoile devient une naine blanche, elle se refroidit graduellement et finit sa vie, se transformant en un laitier d'étoile froid, invisible et sans vie.
- Si la masse de l'étoile dépasse la limite de Chandrasekar, l'effet de la dégénérescence n'est plus capable de fournir le rapport de pression nécessaire. La seule façon pour l'étoile de maintenir son équilibre est de maintenir une température élevée. Mais cela nécessite une source d'énergie interne. Au cours de son évolution normale, l'étoile utilise progressivement du combustible nucléaire à cette fin. Mais comment une étoile peut-elle produire de l'énergie dans les dernières étapes de son évolution, alors que le combustible nucléaire, qui fournit régulièrement de l'énergie, s'épuise ? Bien sûr, ce n'est pas encore une énergie "en faillite", c'est un objet massif et de grande taille, dont une partie importante de la masse se trouve à une grande distance du centre, et il a encore de l'énergie gravitationnelle en stock. C'est comme une pierre située au sommet d'une haute montagne, et en raison de son emplacement a de l'énergie potentielle. L'énergie contenue dans les couches extérieures de l'étoile semble se trouver dans un immense garde-manger d'où elle peut être extraite au bon moment.
Ainsi, pour maintenir la pression, l'étoile commence maintenant à rétrécir, ce qui lui permet de reconstituer son énergie interne. Combien de temps dure cette compression ? Fred Hoyle et ses collègues ont mené une enquête approfondie sur cette situation et sont arrivés à la conclusion qu'une compression catastrophique se produisait réellement, suivie d'une explosion catastrophique. L'impulsion de l'explosion, qui élimine l'excès de masse de l'étoile, est la valeur de densité créée par la compression. Après s'être débarrassée de l'excès de masse, l'étoile retourne immédiatement sur le chemin de l'extinction normale.