Voici comment nous mourrions tous instantanément si le Soleil devenait soudainement une supernova

sa nébuleuse environnante, est l’une des milliers d’étoiles de la Voie lactée qui pourraient être la prochaine supernova de notre galaxie. Elle est également beaucoup, beaucoup plus grande et plus massive que ce que l’on pourrait former dans un Univers ne contenant que de l’hydrogène et de l’hélium, et pourrait déjà être au stade de la combustion du carbone de sa vie. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidt

En ce qui concerne la puissance explosive brute, aucun autre cataclysme dans l’Univers n’est à la fois aussi courant et aussi destructeur qu’une supernova à effondrement de noyau. En l’espace de quelques secondes seulement, une réaction incontrôlée amène une étoile à dégager autant d’énergie que notre Soleil en émettra au cours de sa vie de 10 à 12 milliards d’années. Alors que de nombreuses supernovae ont été observées à la fois historiquement et depuis l’invention du télescope, l’humanité n’en a jamais vu une de près.

Récemment, l’étoile supergéante rouge voisine, Bételgeuse, a commencé à montrer des signes intéressants d’atténuation, ce qui a conduit certains à soupçonner qu’elle pourrait être sur le point de devenir une supernova. Bien que notre Soleil ne soit pas assez massif pour connaître le même sort, il est amusant et macabre d’imaginer ce qui se passerait s’il le faisait. Oui, nous mourrions tous en peu de temps, mais pas à cause de l’onde de choc ou des radiations. Au lieu de cela, ce sont les neutrinos qui nous atteindraient en premier. Voici comment.

supernova dans la constellation de Cassiopée. Cette explosion, bien que se produisant dans la Voie lactée et environ 60-70 ans après 1604, n’a pas pu être vue à l’œil nu en raison de la poussière intermédiaire. La matière environnante et l’émission continue de rayonnement électromagnétique jouent un rôle dans l’illumination continue du vestige. Une supernova est le destin typique d’une étoile de plus de 10 masses solaires environ, bien qu’il y ait quelques exceptions. NASA, ESA, et la collaboration Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble. Remerciements : Robert A. Fesen (Dartmouth College, États-Unis) et James Long (ESA/Hubble)

Une supernova – plus précisément, une supernova à effondrement du noyau – ne peut se produire que lorsqu’une étoile plusieurs fois plus massive que notre Soleil vient à manquer de combustible nucléaire à brûler dans son noyau. Toutes les étoiles commencent par faire ce que fait notre Soleil : fusionner l’élément le plus commun de l’Univers, l’hydrogène, en hélium par une série de réactions en chaîne. Pendant cette partie de la vie d’une étoile, c’est la pression de rayonnement de ces réactions de fusion nucléaire qui empêche l’intérieur de l’étoile de s’effondrer en raison de l’énorme force de gravitation.

Alors, que se passe-t-il lorsque l’étoile brûle tout l’hydrogène de son cœur ? La pression de radiation diminue et la gravité commence à gagner dans cette lutte titanesque, provoquant la contraction du noyau. En se contractant, il se réchauffe, et si la température peut passer un certain seuil critique, l’étoile commencera à fusionner l’élément le plus léger suivant dans la file, l’hélium, pour produire du carbone.

surface et l’intérieur du Soleil, y compris le noyau, où se produit la fusion nucléaire. Au fil du temps, la région contenant de l’hélium dans le noyau se dilate et la température maximale augmente, ce qui entraîne une augmentation de la production d’énergie du Soleil. Lorsque notre Soleil n’aura plus d’hydrogène dans le noyau, il se contractera et se réchauffera suffisamment pour que la fusion de l’hélium puisse commencer. Kelvinsong, utilisateur de Wikimedia Commons

Ce phénomène se produira dans notre propre Soleil quelque 5 à 7 milliards d’années dans le futur, le faisant gonfler jusqu’à devenir une géante rouge. Notre étoile mère se dilatera tellement que Mercure, Vénus et peut-être même la Terre seront englouties, mais imaginons plutôt que nous élaborions un plan astucieux pour faire migrer notre planète vers une orbite sûre, tout en atténuant la luminosité accrue pour éviter que notre planète ne soit grillée. Cette combustion d’hélium durera des centaines de millions d’années avant que notre Soleil n’en manque et que le noyau se contracte et se réchauffe à nouveau.

Pour notre Soleil, c’est la fin de la course, car nous n’avons pas assez de masse pour passer à l’étape suivante et commencer la fusion du carbone. Dans une étoile bien plus massive que notre Soleil, cependant, la combustion de l’hydrogène ne prend que des millions d’années, et la phase de combustion de l’hélium ne dure que quelques centaines de milliers d’années. Après cela, la contraction du noyau permettra la fusion du carbone, et les choses iront très vite par la suite.

éléments produits par la fusion nucléaire à l’intérieur de l’étoile sont concentrés vers le centre de l’étoile. Lorsque l’étoile explose, la grande majorité des couches externes absorbent rapidement des neutrons, grimpant dans le tableau périodique, et sont également expulsés dans l’Univers où ils participent à la prochaine génération de formation d’étoiles et de planètes. NASA / CXC / S. Lee

La fusion du carbone peut produire des éléments tels que l’oxygène, le néon et le magnésium, mais ne prend que des centaines d’années pour se réaliser. Lorsque le carbone se fait rare dans le noyau, il se contracte à nouveau et se réchauffe, ce qui entraîne la fusion du néon (qui dure environ un an), suivie de la fusion de l’oxygène (qui dure quelques mois), puis de la fusion du silicium (qui dure moins d’un jour). Dans cette phase finale de combustion du silicium, les températures du noyau peuvent atteindre ~3 milliards de K, soit environ 200 fois les températures les plus chaudes actuellement observées au centre du Soleil.

Et puis le moment critique survient : le noyau manque de silicium. A nouveau, la pression chute, mais cette fois, il n’y a nulle part où aller. Les éléments issus de la fusion du silicium – des éléments comme le cobalt, le nickel et le fer – sont plus stables que les éléments plus lourds dans lesquels ils pourraient fusionner. Au lieu de cela, rien n’est capable de résister à l’effondrement gravitationnel, et le noyau implose.

étoile massive dans les dernières étapes, pré-supernova, de la combustion du silicium. (La combustion du silicium est l’étape où le fer, le nickel et le cobalt se forment dans le noyau.) Une image Chandra (à droite) du reste de supernova Cassiopée A montre aujourd’hui des éléments comme le fer (en bleu), le soufre (en vert) et le magnésium (en rouge). Nous ne savons pas si toutes les supernovae à effondrement du noyau suivent ou non le même chemin. NASA/CXC/M.Weiss ; rayons X : NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming

C’est ici que la supernova à effondrement du noyau se produit. Une réaction de fusion emballement se produit, produisant ce qui est essentiellement un noyau atomique géant fait de neutrons dans le noyau de l’étoile, tandis que les couches extérieures se voient injecter une énorme quantité d’énergie. La réaction de fusion elle-même ne dure qu’environ 10 secondes, libérant environ 1044 Joules d’énergie, ou l’équivalent en masse (via E = mc2 d’Einstein) d’environ 1027 kg : autant que ce que vous libéreriez en transformant deux Saturne en énergie pure.

Cette énergie se transforme en un mélange de rayonnement (photons), d’énergie cinétique de la matière stellaire désormais en explosion, et de neutrinos. Ces trois éléments sont plus que capables de mettre fin à toute vie qui a réussi à survivre sur une planète en orbite jusqu’à ce moment-là, mais la grande question de savoir comment nous mourrions tous si le Soleil devenait supernova dépend de la réponse à une question : qui arrive le premier ?

vie, culminant dans une supernova de type II lorsque le noyau est à court de combustible nucléaire. Le stade final de la fusion est généralement la combustion du silicium, produisant du fer et des éléments semblables au fer dans le noyau pendant un bref moment seulement avant qu’une supernova ne s’ensuive. Bon nombre des restes de supernova conduiront à la formation d’étoiles à neutrons, qui peuvent produire les plus grandes abondances d’éléments les plus lourds en entrant en collision et en fusion. Nicole Rager Fuller/NSF

Lorsque la réaction de fusion s’emballe, le seul retard dans la sortie de la lumière vient du fait qu’elle est produite dans le noyau de cette étoile, et que le noyau est entouré par les couches externes de l’étoile. Il faut un temps fini pour que ce signal se propage jusqu’à la surface la plus externe de l’étoile – la photosphère – où il est alors libre de voyager en ligne droite à la vitesse de la lumière.

Dès qu’il sort, le rayonnement brûle tout sur son passage, soufflant immédiatement l’atmosphère (et tout océan restant) du côté faisant face à l’étoile d’une planète semblable à la Terre, tandis que le côté nuit tiendrait quelques secondes à quelques minutes de plus. L’onde de souffle de la matière suivrait peu après, engloutissant les restes de notre monde brûlé et très probablement, selon les spécificités de l’explosion, détruisant entièrement la planète.

Mais toute créature vivante mourrait sûrement avant même l’arrivée de la lumière ou de l’onde de souffle de la supernova ; elle ne verrait pas sa fin arriver. Au lieu de cela, les neutrinos – qui interagissent si rarement avec la matière qu’une étoile entière, pour eux, fonctionne comme une vitre le fait pour la lumière visible – s’éloignent simplement de façon omnidirectionnelle, dès le moment de leur création, à des vitesses indiscernables de celle de la lumière.

De plus, les neutrinos emportent une énorme fraction de l’énergie d’une supernova : environ 99%. À chaque instant, notre dérisoire Soleil n’émettant que ~4 × 1026 joules d’énergie par seconde, environ 70 trillions (7 × 1013) de neutrinos passent dans votre main. La probabilité qu’ils interagissent est infime, mais cela se produit occasionnellement, déposant l’énergie qu’ils transportent dans votre corps au moment où cela se produit. Seuls quelques neutrinos le font réellement au cours d’une journée typique avec notre Soleil actuel, mais s’il entrait en supernova, l’histoire changerait radicalement.

Le rayonnement Cerenkov qui apparaît le long des tubes photomultiplicateurs tapissant les parois du détecteur, illustre la méthodologie réussie de l’astronomie des neutrinos et l’exploitation du rayonnement Cherenkov. Cette image montre de multiples événements et fait partie de la série d’expériences qui ouvrent la voie à une meilleure compréhension des neutrinos. Les neutrinos détectés en 1987 ont marqué l’aube de l’astronomie des neutrinos ainsi que de l’astronomie multi-messagers. Collaboration Super Kamiokande

Lorsqu’une supernova se produit, le flux de neutrinos augmente d’environ un facteur 10 quadrillion (1016), tandis que l’énergie par neutrino augmente d’environ un facteur 10, ce qui augmente énormément la probabilité qu’un neutrino interagisse avec votre corps. En faisant des calculs, vous constaterez que même avec leur extraordinaire faible probabilité d’interaction, toute créature vivante – d’un organisme unicellulaire à un être humain complexe – serait bouillie de l’intérieur par les seules interactions des neutrinos.

C’est le résultat le plus effrayant que l’on puisse imaginer, car on ne le verrait jamais venir. En 1987, nous avons observé une supernova à 168 000 années-lumière à la fois avec de la lumière et des neutrinos. Les neutrinos sont arrivés à trois détecteurs différents à travers le monde, s’étalant sur environ 10 secondes du plus ancien au plus récent. La lumière de la supernova, en revanche, n’a commencé à arriver que plusieurs heures plus tard. Au moment où les premières signatures visuelles sont arrivées, tout sur Terre aurait déjà été vaporisé depuis des heures.

milieu interstellaire avec des éléments lourds. Les anneaux extérieurs sont dus à des éjectas antérieurs, bien avant l’explosion finale. Cette explosion a également émis une grande variété de neutrinos, dont certains sont parvenus jusqu’à la Terre. ESO / L. Calçada

Peut-être que la partie la plus effrayante des neutrinos est qu’il n’existe aucun bon moyen de s’en protéger. Même si vous essayez de bloquer leur chemin vers vous avec du plomb, ou une planète, ou même une étoile à neutrons, plus de 50% des neutrinos passeraient quand même. Selon certaines estimations, non seulement toute vie sur une planète semblable à la Terre serait détruite par les neutrinos, mais toute vie n’importe où dans un système solaire comparable connaîtrait le même sort, même à la distance de Pluton, avant même que la première lumière de la supernova n’arrive.

Le seul système de détection précoce que nous pourrions installer pour savoir que quelque chose arrive est un détecteur de neutrinos suffisamment sensible, qui pourrait détecter les signatures uniques et infaillibles des neutrinos générés par chacune des combustions du carbone, du néon, de l’oxygène et du silicium. Nous saurions quand chacune de ces transitions se produit, donnant à la vie quelques heures pour faire ses derniers adieux pendant la phase de combustion du silicium avant que la supernova ne se produise.

produit par les étoiles et d’autres processus dans l’Univers. Chaque ensemble de neutrinos produit par un processus de fusion différent à l’intérieur d’une étoile aura une signature énergétique spectrale différente, ce qui permet aux astronomes de déterminer si leur étoile mère fusionne du carbone, de l’oxygène, du néon et du silicium à l’intérieur, ou non. Collaboration IceCube / NSF / Université du Wisconsin

Il est horrifiant de penser qu’un événement aussi fascinant et destructeur qu’une supernova, malgré tous les effets spectaculaires qu’elle produit, tuerait tout ce qui se trouve à proximité avant qu’un seul signal perceptible n’arrive, mais c’est absolument le cas avec les neutrinos. Produite dans le cœur d’une supernova et emportant 99 % de son énergie, toute vie sur une planète semblable à la Terre recevrait une dose létale de neutrinos en 1/20e de seconde comme tout autre endroit de la planète. Aucune protection, même en étant du côté opposé de la planète par rapport à la supernova, n’y changerait quoi que ce soit.

Lorsqu’une étoile quelconque devient supernova, les neutrinos sont le premier signal que l’on peut en détecter, mais lorsqu’ils arrivent, il est déjà trop tard. Même avec la rareté de leur interaction, ils stériliseraient tout leur système solaire avant que la lumière ou la matière de l’explosion n’arrive. Au moment de l’allumage d’une supernova, le sort de la mort est scellé par le tueur le plus furtif de tous : l’insaisissable neutrino.

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