Supernovae type II

Dans son stade de géante rouge, l'étoile de grande masse (plus de dix fois la masse de notre soleil) provoque des réactions nucléaires. 


Ces réactions nucléaires changent la matière en quelque chose d'autre selon la température. Par exemple, la fusion du carbone et de l'oxygène de l'étoile s'enclenche alors pour former du néon. À 1 milliard de degrés, le magnésium est créé, à 1½ milliard de degrés, le soufre, le silicium et le phosphore. À 3 milliards de degrés le silicium crée plusieurs centaines de réactions nucléaires se qui réchauffe considérablement l'étoile. 



Chaque nouvelle transformation de matière provoque une explosion qui fait sursauter l'enveloppe de gaz entourant l'étoile. Ce phénomène est observable. Plus la matière a changé de fois, plus elle est rapide à faire changer les autres fois. Pour une étoile de 25 fois la masse du soleil, la combustion du carbone dure 600 ans, le néon 1 an, l'oxygène 6 mois, le silicium 1 jour. L'étoile ressemble donc à l'image suivante. La matière plus lourde au centre et le moins lourd aux extrémités.

Les réactions nucléaires n'arrêtent que lorsque la matière devient du fer. La pression à ce moment au centre de l'étoile est énorme.  Une sorte de noyau est alors formé. L'étoile s'attire sur elle-même et une énorme explosion survient et celle-ci se nomme supernovae. Mais si l'étoile était plus massive, l'étoile se serait attirée en son centre à l'infini créant ainsi un trou noir. L'image suivante montre une vrai supernovae. (supernova 1987A pris en image par le télescope Hubble)

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