Structure dite en «pelure d'oignon» d'une supergéante juste avant l'effondrement du cœur de fer et l'explosion de la supernova.
Crédit :
ASM/Noël Robichon et Gilles Bessou
À partir de la séquence principale, des éléments de plus en plus massifs fusionnent au cœur de l'étoile.
Les éléments moins massifs continuent de fusionner en couches enrichissant les couches plus profondes en produits de fusion.
De forts vents stellaires sont également observés.
Finalement, le noyau de fer dépasse la masse limite de Chandrasekhar et s'effondre.
Le vide créé aspire la matière de l'étoile qui rebondit et crée une onde de choc qui expulse violemment toutes les couches externes : c'est la supernova de type II.
Le résidu du cœur de fer effondré forme une étoile à neutrons ou un trou noir selon sa masse. Si elle est inférieure à 3 masses solaires environ, la force nucléaire forte s'oppose à la gravité (la densité dans une étoile à neutrons est en effet de l'ordre de la densité d'un noyau atomique). Sinon, aucune force ne peut s'opposer à la gravitation et l'on a un trou noir.
| État | Température (K) | Densité (g/cm3) | Durée |
|---|
| Fusion de l'Hydrogène | 4.107 | 5 | 7.106 ans |
| Fusion de l'Hélium | 2.108
| 700 | 5.105 ans |
| Fusion du Carbone | 6.108
| 2.105
| 600 ans |
| Fusion de l'Oxygène | 1,5.109
| 107
| 6 mois |
| Fusion du Silicium | 2,7.109
| 3.107
| 1 jour |
| Effondrement du cœur | 5,4.109
| 3.109
| 1/4 seconde |
| Rebond | 1,3.1010
| 4.1014
| qqs millisecondes |
| Explosive | environ 109
| variable | 10 secondes |
