Partie 9
- Comme le note Hoyle, avec la formation d'un groupe d'étoiles de fer est à la veille d'une explosion dramatique. Les réactions nucléaires dans le noyau de fer de l'étoile conduisent à la transformation des protons en neutrons. En même temps, des flux de neutrinos sont émis, transportant une quantité importante d'énergie des étoiles dans l'espace. Si la température dans le noyau d'une étoile est élevée, ces pertes d'énergie peuvent avoir de graves conséquences car elles réduisent la pression de rayonnement nécessaire pour maintenir la stabilité de l'étoile. En conséquence, les forces gravitationnelles prennent à nouveau effet pour fournir l'énergie nécessaire à l'étoile. Les forces gravitationnelles compriment de plus en plus rapidement l'étoile pour compenser l'énergie emportée par le neutrino. Comme auparavant, la compression de l'étoile s'accompagne d'une augmentation de la température, qui finit par atteindre 4-5 milliards de K. Maintenant, les événements se développent légèrement différemment. Le noyau constitué d'éléments du groupe du fer subit de sérieux changements : les éléments de ce groupe ne réagissent plus pour former des éléments plus lourds, mais commencent à se transformer en hélium, émettant un flux colossal de neutrons. La plupart de ces neutrons sont capturés par les couches externes de l'étoile et participent à la création d'éléments lourds.
- À ce stade, comme le souligne Hoyle, l'étoile atteint un état critique. Lorsque des éléments chimiques lourds ont été créés, de l'énergie a été libérée à la suite de la fusion de noyaux légers. Ainsi, d'énormes quantités ont été émises par l'étoile pendant des centaines de millions d'années. Aujourd'hui, les produits finaux des réactions nucléaires se brisent à nouveau, formant de l'hélium : l'étoile est forcée de compenser l'énergie perdue plus tôt. Son dernier atout reste : la gravité. Mais pour qu'une étoile puisse profiter de cette réserve, sa densité doit augmenter extrêmement rapidement, c'est-à-dire que le noyau doit se rétrécir fortement ; une "explosion vers l'intérieur" se produit qui arrache le noyau de l'étoile à ses couches extérieures. Ça devrait arriver en quelques secondes. C'est le début de la fin d'une étoile massive.
- L'implosion, ou explosion vers l'intérieur, enlève la pression qui supportait les couches extérieures de l'étoile, sa coquille, et de ce point sur la coquille, rétrécissant, commence à tomber sur le noyau. La chute s'accompagne de la libération d'une énorme quantité d'énergie - c'est ainsi que la gravité se manifeste à nouveau. La libération d'énergie entraîne à son tour une forte augmentation de la température (environ 3 milliards de K), et la chute de la coquille de l'étoile est dans des conditions inhabituelles pour sa température. Pour une étoile dont la température à cœur est de 2,5 milliards de K, les éléments légers de l'enveloppe servent de combustible nucléaire potentiel. Mais pour qu'elle brille pendant une explosion, la température doit dépasser cette valeur - jusqu'à 3 milliards de K. En une seconde, l'énergie cinétique de l'étoile se transforme en énergie thermique et la substance de la coquille se réchauffe. À cette température élevée, les éléments plus légers - principalement l'oxygène - présentent une instabilité explosive et commencent à interagir. On estime qu'en moins d'une seconde, ces réactions nucléaires produisent une énergie égale à celle que le soleil émet en un milliard d'années !
- Le gaz continue à s'éloigner de l'étoile par inertie jusqu'à ce que, peut-être 100 000 ans plus tard, la substance nébuleuse soit tellement déchargée et diffuse qu'elle ne pourra plus être excitée par le rayonnement à ondes courtes d'une étoile mère très chaude ; alors nous cesserons de la voir. Mais la chose la plus importante : dans la substance explosée et dans le gaz interstellaire, il y a un champ magnétique. La compression du gaz derrière un front d'onde de choc provoque la compression des lignes électriques et l'augmentation de l'intensité d'un champ magnétique interstellaire qui à son tour conduit à une augmentation de l'énergie des électrons, et leur accélération. En conséquence, il reste une étoile super chaude, dont la masse a tellement diminué qu'elle pourrait se décomposer et mourir avec dignité. Très probablement, il deviendra une étoile à neutrons, dont la masse est de 1,2-2 masses du Soleil. Si sa masse est plus de deux fois supérieure à celle du Soleil, il peut éventuellement se transformer en trou noir.