Les électrons « mangeurs » de néons dans le noyau des étoiles peuvent provoquer un effondrement et une supernova

(a) Un noyau stellaire contient de l’oxygène, du néon et du magnésium. Une fois que la densité du noyau devient suffisamment élevée, (b) le magnésium et le néon commencent à manger les électrons et à provoquer un effondrement. (c) Ensuite, la combustion de l’oxygène est déclenchée et produit des noyaux du groupe du fer et des protons libres, qui mangent de plus en plus d’électrons pour favoriser un nouvel effondrement du noyau. (d) Enfin, le noyau en effondrement devient une étoile à neutrons au centre et la couche extérieure explose pour produire une supernova (crédit : Doi : 0,3847/1538-4357/ab4b4b).

En essayant de comprendre comment des étoiles ayant une masse comprise entre 8 et 10 masses solaires s’effondrent, dans la dernière phase de leur existence, en se transformant elles-mêmes en étoiles à neutrons et en produisant une supernova, une équipe internationale de chercheurs est arrivée à la conclusion que ce processus peut se produire grâce à un phénomène particulier impliquant le néon.

Ce gaz, à l’intérieur d’une étoile, peut en effet consommer des électrons dans le noyau, un processus appelé « capture électronique ». Ce phénomène provoque l’effondrement de l’étoile, la rendant plus petite et la transformant substantiellement en une étoile à neutrons, phénomène qui produit alors l’explosion intense que nous connaissons sous le nom de « supernova ».
La gamme d’étoiles ayant une masse comprise entre 8 et 10 fois celle du Soleil est une gamme importante car elle agit comme une « frontière » entre les étoiles qui s’effondrent en étoiles à neutrons produisant une supernova et les étoiles (celles dont la masse est inférieure à cette limite) qui s’effondrent en ne devenant que des naines blanches et sans produire d’explosion.

Lorsqu’une étoile commence à avoir une masse entre 8 et 10 fois celle du Soleil, un composé d’oxygène, de magnésium et de néon commence à se former dans le noyau. Le même noyau est généralement riche en électrons dégénérés, en fait une énorme masse d’électrons dans un espace dense avec un niveau d’énergie élevé qui soutient le noyau contre la force de gravité qui tend à faire s’effondrer l’étoile. Cependant, lorsque la densité du noyau dépasse un certain niveau, une limite appelée Chandrasekhar, les électrons commencent à être consommés par le magnésium puis par le néon, un processus appelé capture des électrons.

L’équipe de chercheurs a étudié ce processus en détail dans une étoile d’une masse solaire de 8,4 en effectuant principalement des simulations sur ordinateur. Ils ont simulé l’évolution du noyau de cette étoile dont la gravité peut rester pendant un certain temps en « équilibre » grâce à la pression des électrons dégénérés qui agissent contre la gravité de l’étoile qui a tendance à s’effondrer. Cependant, la même simulation montre que lorsque le magnésium et surtout le néon commencent à capturer des électrons, ils diminuent et le noyau a tendance à se rétrécir rapidement. L’effondrement forme une étoile à neutrons et fait exploser une supernova.
Une supernova de ce type, qui se produit grâce au phénomène de « capture d’électrons », peut entre autres expliquer les caractéristiques de la supernova enregistrée dans la lointaine année 1054 qui a ensuite formé la nébuleuse du Crabe.