Les astronomes étudient différents types d'étoiles. Certains vivent longtemps et prospèrent tandis que d'autres naissent sur la voie rapide. Ceux-ci vivent des vies stellaires relativement courtes et meurent de morts explosives après seulement quelques dizaines de millions d'années. Les supergéants bleus font partie de ce deuxième groupe. Ils sont dispersés dans le ciel nocturne. Par exemple, l'étoile brillante Rigel à Orion en est une et il y en a des collections au cœur de régions massives de formation d'étoiles telles que l'amas R136 dans le Grand nuage magellanique.
Qu'est-ce qui fait d'une étoile supergéante bleue ce qu'elle est?
Les supergéantes bleues naissent massives. Considérez-les comme les gorilles de 800 livres des étoiles. La plupart ont au moins dix fois la masse du Soleil et beaucoup sont des mastodontes encore plus massifs. Les plus massifs pourraient faire 100 soleils (ou plus!).
Une étoile aussi massive a besoin de beaucoup de carburant pour rester brillante. Pour toutes les étoiles, le combustible nucléaire primaire est l'hydrogène. Quand ils manquent d'hydrogène, ils commencent à utiliser de l'hélium dans leurs noyaux, ce qui fait que l'étoile brûle plus chaud et plus lumineuse. La chaleur et la pression qui en résultent dans le noyau font gonfler l'étoile. À ce stade, l'étoile approche de la fin de sa vie et sera bientôt (sur les échelles de temps de la univers de toute façon) l'expérience d'un supernova un événement.
Un regard plus profond sur l'astrophysique d'une supergéante bleue
C'est le résumé exécutif d'une supergéante bleue. Creuser un peu plus dans la science de ces objets révèle beaucoup plus de détails. Pour les comprendre, il est important de connaître la physique du fonctionnement des étoiles. C'est une science appelée astrophysique. Il révèle que les stars passent la grande majorité de leur vie dans une période définie comme "étant sur le séquence principale". Dans cette phase, les étoiles convertissent l'hydrogène en hélium dans leurs noyaux grâce au processus de fusion nucléaire connu sous le nom de chaîne proton-proton. Les étoiles de masse élevée peuvent également utiliser le cycle carbone-azote-oxygène (CNO) pour aider à conduire les réactions.
Cependant, une fois que l'hydrogène a disparu, le cœur de l'étoile s'effondre rapidement et se réchauffe. Cela provoque l'expansion des couches externes de l'étoile vers l'extérieur en raison de l'augmentation de la chaleur générée dans le noyau. Pour les étoiles de masse faible et moyenne, cette étape les fait évoluer en géant rouges, tandis que les étoiles de masse élevée deviennent supergiants rouges.
Dans les étoiles de masse élevée, les noyaux commencent à fusionner l'hélium en carbone et en oxygène à un rythme rapide. La surface de l'étoile est rouge, ce qui, selon Loi de Wien, est le résultat direct d'une basse température de surface. Alors que le cœur de l'étoile est très chaud, l'énergie est répartie à travers l'intérieur de l'étoile ainsi que sa surface incroyablement grande. En conséquence, la température de surface moyenne n'est que de 3 500 à 4 500 Kelvin.
Comme l'étoile fusionne des éléments de plus en plus lourds dans son cœur, le taux de fusion peut varier énormément. À ce stade, l'étoile peut se contracter sur elle-même pendant les périodes de fusion lente, puis devenir une supergéante bleue. Il n'est pas rare que de telles étoiles oscillent entre les étages supergéants rouge et bleu avant de devenir une supernova.
Un événement de supernova de type II peut se produire pendant la phase d'évolution de la supergéante rouge, mais il peut également se produire lorsqu'une étoile évolue pour devenir une supergéante bleue. Par exemple, Supernova 1987a dans le Grand nuage magellanique était la mort d'une supergéante bleue.
Propriétés de Blue Supergiants
Alors que les supergéantes rouges sont les plus grandes étoiles, chacune avec un rayon compris entre 200 et 800 fois le rayon de notre Soleil, les supergéantes bleues sont décidément plus petites. La plupart ont moins de 25 rayons solaires. Cependant, ils se sont révélés, dans de nombreux cas, le plus massif dans l'univers. (Il vaut la peine de savoir qu'être massif n'est pas toujours la même chose qu'être grand. Certains des objets les plus massifs de l'univers - les trous noirs - sont très, très petits.) Les supergiants bleus ont également des vents stellaires très rapides et minces qui soufflent dans l'espace.
La mort des supergéants bleus
Comme nous l'avons mentionné ci-dessus, les supergéantes finiront par mourir sous forme de supernovae. Quand ils le font, la dernière étape de leur évolution peut être étoile à neutrons (pulsar) ou trou noir. Les explosions de supernova laissent également de beaux nuages de gaz et de poussière, appelés restes de supernova. Le plus connu est le Nébuleuse du crabe, où une étoile a explosé il y a des milliers d'années. Il est devenu visible sur Terre en 1054 et peut encore être vu aujourd'hui à travers un télescope. Bien que l'étoile progénitrice du Crabe ne soit peut-être pas une supergéante bleue, elle illustre le sort qui attend ces étoiles alors qu'elles approchent de la fin de leur vie.
Édité et mis à jour par Carolyn Collins Petersen.