Uranus, la septième planète en partant du Soleil, est peu visible dans le ciel nocturne, et de ce fait était inconnue des civilisations anciennes. Elle n’a été découverte qu’en 1781 par William Herschel.

Dans la mythologie, Uranus était le père de Saturne, Saturne étant lui-même le père de Jupiter ; ainsi, ces trois planètes sont placées dans l'ordre de filiation.

Bien qu’appartenant à la famille des planètes géantes, elle est sensiblement plus petite et plus dense que Jupiter et Saturne. On la connaît mieux depuis son survol par la sonde américaine Voyager 2 en 1986.

Une orbite inclinée

Elle tourne sur elle-même en une durée voisine de 17 h.

Uranus gravite autour du Soleil à une distance de 2 877,38 millions de kilomètres, soit deux fois la distance séparant Saturne du Soleil.



Uranus se différencie par son inclinaison sur le côté. Non seulement la planète se déplace autour du Soleil, mais en plus elle roule sur son axe. Uranus effectue une révolution complète en un peu plus de 84 ans.

Comparatif entre Uranus et la Terre. Montage effectué à partir de deux photos de la Nasa

Comme l'axe de rotation de la planète est quasiment situé dans le plan orbital, certaines régions de la planète peuvent demeurer dans l'ombre pendant de longues années.

Le champ magnétique

Uranus possède un champ magnétique inhabituel, incliné par rapport à l'axe de rotation de la planète, et décalé par rapport au centre.

Une atmosphère terne

L'atmosphère d'Uranus est décevante par rapport à celle de Jupiter, ou même de Neptune ; elle paraît fade, dépourvue de nuages et d'autres caractéristiques atmosphériques. Les images d'Uranus nécessitent un traitement informatique pour que les quelques éléments en présence deviennent visibles.



Son atmosphère, à base d’hydrogène, renferme environ 12 % d’hélium ainsi qu’une faible proportion de méthane, notamment sous forme de nuages.

Les anneaux

Uranus possède un système d'anneaux, moins spectaculaire que celui de Saturne. Les anneaux sont sombres et peu visibles sur les images rapportées par Voyager.

À des distances du centre d’Uranus comprises entre 42 000 et 51 000 km ont été décelés, depuis la Terre, en 1977, neuf anneaux de matière, elliptiques, très fins (20 à 30 m d’épaisseur) et très étroits (1 à 10 km de large, sauf pour le plus extérieur dont la largeur varie de 20 à 100 km).

Anneaux d'Uranus

Voyager 2 les a photographiés et étudiés et a permis d’en découvrir deux autres, dont un beaucoup plus large (2 500 km) et diffus. Tous ces anneaux sont très sombres, comme la surface des satellites, et constitués sans doute de matière carbonée.

Les satellites d'Uranus

Uranus possède dix-huit satellites connus à ce jour, mais bien sûr de nombreux autres peuvent exister, attendant d'être découverts. L'un d'entre eux n'a été découvert qu'en 1999.

17 satellites portent un nom, le dernier étant répertorié sous le code "1986 U10". Les satellites et leurs éléments de surface portent les noms de personnages et de lieux tirés des pièces de Shakespeare.
Plusieurs, parmi les petits satellites, portent les noms de personnages du "Rape of the Lock" d'Alexander Pope. Parmi tous les satellites, 5 sont considérés de grande taille.

Montage d'Uranus et de plusieurs de ses satellites

Les cinq plus gros ont été découverts de la Terre : Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron.
Onze autres, dont les diamètres vont de 40 à 170 km, ont été identifiés sur des photographies prises par Voyager 2 ; deux, dont le diamètre est estimé respectivement à 60 et à 120 km, ont été décelés en 1997 sur des images prises à l’observatoire du mont Palomar, aux États-Unis, et trois autres, de 20 km environ de diamètre, en 1999 sur des images prises à l’aide du téléscope franco-canadien d’Hawaii.

Parmi les satellites, citons Sycorax, Caliban, Cordelia et Ophelia.

Dans les anneaux de Saturne

Saturne est l'un des spectacles les plus impressionnants du système solaire. Avec la Terre, c'est la planète la plus facile à identifier. Saturne est bien sûr célèbre pour son système d'anneaux, mais, étant un objet très lumineux dans le ciel nocturne, cette planète est connue depuis des milliers d'années.

Saturne possède un grand nombre de satellites naturels. Environ 60 ont été identifiés. Parmi eux, Titan est la plus grande lune et le seul satellite du système solaire à posséder une atmosphère dense.

Caractéristiques de Saturne

Saturne gravite autour du Soleil, à une distance de 1 427 millions de kilomètres, presque deux fois la distance de Jupiter.

Se déplaçant à une vitesse moyenne de 9,66 kilomètres par seconde, Saturne met plus de 29 ans pour accomplir une révolution autour du Soleil.

Une journée saturnienne dure 10,5 heures, la vitesse de rotation est identique à celle de Jupiter.

Saturne possède un point commun avec les autres géantes gazeuses, son équateur présente un renflement causé par sa rotation rapide.

Saturne est 95 fois plus massive que la Terre, et possède un volume 760 fois supérieur. Cependant, Saturne détient la plus faible densité de toutes les planètes, inférieure à celle de l'eau. Si l'on trouvait un gigantesque océan, Saturne pourrait y flotter.

Comparaison entre Saturne et la Terre. Montage effectué à partir de deux photos de la Nasa

Saturne possède un champ magnétique 600 fois plus puissant que celui de la Terre.
L'atmosphère de Saturne semble calme, mais, en réalité, les conditions y sont très rigoureuses.

Bien qu'un modèle du centre de Saturne puisse être réalisé par ordinateur, les connaissances actuelles concernant le centre ne sont que théoriques. Il se compose d'hydrogène métallique, comme celui de Jupiter, mais diffère dans le sens qu'il pourrait renfermer une "pluie d'hélium", élément absent des autres géantes gazeuses.

L'origine et l'évolution de Saturne

L'origine de Saturne est maintenant relativement bien connue ; on sait que la planète est semblable aux autres géantes gazeuses, toutefois, certaines questions, concernant l'origine du système d'anneaux, restent sans réponse.

Les anneaux de Saturne.

Les anneaux de Saturne représentent son aspect le plus caractéristique. Découverts par Galileo, en 1610, ils furent, au départ, mal interprétés, et il fallut attendre 1659 pour comprendre leur véritable nature. Même maintenant, après qu'ils aient été explorés par des sondes spatiales, leur origine comme leur fonctionnement restent incertains.

Saturne possède trois anneaux principaux : l'anneau A (le plus externe), puis le B et le C en se rapprochant de la planète. L'anneau C, moins brillant que les deux autres, est connu sous le nom d'anneau de Crêpe ou "Dusky". Les anneaux A et B sont séparés par une division abrupte, de 4 000 kilomètres, que l'on appelle division de Cassini, d'après le nom de l'astronome qui l'a découverte.

Vue rapprochée des anneaux de Saturne

Les anneaux sont constitués de petites roches, dont la taille varie de la minuscule poussière au bloc d'un mètre de diamètre, ces derniers étant, toutefois, assez rares. La plupart des matières constituant les anneaux ne font que quelques centimètres, les poussières étant, elles, présentes en grande quantité.

Certains anneaux contiennent une proportion importante de particules de glace.

Le survol des anneaux, effectué par la sonde Voyager, établit que les anneaux ne faisaient que 150 mètres d'épaisseur.

La sonde américaine Cassini-Huygens a permis aux chercheurs fin juin 2004 de mieux étudier les anneaux de saturne. Les chercheurs savent aujourd'hui que les anneaux les plus éloignés de la planète Saturne sont faits de glace plus pure que ceux du centre. La conclusion est que les anneaux ne se sont pas tous formés en même temps sinon l'ensemble serait homogène. Ce seraient des comètes d'origine plus récente qui, en se désagrégeant, auraient formé les anneaux à l'extérieur.

Les satellites de Saturne.

L'exploration de Titan

Saturne possède une grande famille de satellites. Plusieurs d'entre eux sont de petite taille, et ne présentent plus d'activité géologique.

Reconstitution de Saturne et de ses satellites. Montage effectué avec plusieurs photos de la Nasa

Titan, le plus gros satellite, est aussi l'un des plus intéressants. Il est possible qu'il renferme des océans ; il est l'un des objectifs de la mission Cassini Huygens.

Après un voyage interplanétaire de plus de sept ans, la sonde européenne Huygens, qui s’est posée sur Titan, est parvenue à transmettre les premières informations sur ce mystérieux satellite de Saturne. Un astre congelé qui offre des similitudes avec la Terre avant l’apparition de la vie.

Dans la nuit de Noël, la sonde Huygens s’est détachée de son transporteur, l’orbiteur Cassini avec qui elle a voyagé depuis son départ de la Terre, pour mettre le cap sur Titan, la plus grosse des lunes de Saturne. L’engin de 2,7 mètres de diamètre et de 350 kg a pénétré vendredi matin dans l’atmosphère orangée de l’astre et, pendant les 140 minutes qui l’ont séparé de son «titanissage», est parvenu avec succès à collecter toute une première série d’informations, notamment sur la composition chimique de l’espace qu’il a traversé. La sonde Huygens a ainsi prélevé des échantillons qui aideront à déterminer la composition atmosphérique et prise des mesures sur les vents, pressions et précipitations qui règnent sur l’astre. Mais elle a aussi capté des sons inédits et pris, à des altitudes différentes, une trentaine de photographies de cette lune de 5 000 km de diamètre, l’un des objets les plus mystérieux de notre système solaire.

Titan

L’Agence spatiale européenne a notamment diffusé les premiers clichés noir et blanc pris de Titan, qui se situe à un milliard et demi de km de la Terre. Les trois premières photos ont montré ce qui semble être des blocs de glace, des canaux, des rivages et des îles qui ne sont pas sans évoquer, estiment les chercheurs, la surface de la Terre ou encore celle de Mars. «C’est comme une machine à remonter le temps, nous devrions trouver sur Titan les conditions qui ont prévalu sur notre planète il y a 3,8 milliards d’années, avant l’arrivée de la vie», s’est félicité Jean-Pierre Lebreton, le directeur de la mission Huygens à l'ESA.

Une première image du sol de Titan envoyéee par la sonde

L’un des clichés, pris à 16 km de la surface de l’astre, dévoile de vastes plaines recouvertes de roches.
«Clairement il y a une substance liquide coulant sur la surface de Titan», a commenté le scientifique pour qui certains canaux «ressemblent presque au delta d’une rivière».

Le troisième cliché, enfin, découvre des zones claires et des tâches sombres qui, selon Marty Tomasko, «évoquent des zones qui ont été inondées ou qui le sont actuellement».

Saturne possède 19 satellites répertoriés, dont le rayon varie de 7,5 Km à 2 575 Km pour Titan, plus grand que Mercure.

Après Titan, Rhéa et Japet sont les deux plus grands satellites de Saturne. Bien que de taille semblable, ils présentent des différences.

La surface de Rhéa est dominée par des cratères fortement érodés, comme sur la Lune, tandis que l'on trouve sur Japet une matière sombre pouvant avoir jailli du centre.

Saturne et Uranus possèdent les plus grandes familles de satellites du système solaire. Parmi les satellites de Saturne, tous, à une exception près, mesurent entre 20 et environ 1 000 kilomètres de diamètre.

La découverte des satellites

Titan fut le premier satellite découvert par Christian Huygens, scientifique hollandais, en 1655. En 1671, Cassini repéra Japet, puis Rhéa en 1672, et enfin Dioné et Téthys en 1684.

Il fallut attendre plus d'un siècle pour observer d'autres satellites saturniens. En 1789, l'astronome britannique William Herschel rapporta la découverte de deux nouveaux satellites : Mimas et Encelade.

Au cours des années 1960, lors d'observations effectuées dans le plan des anneaux (c'est-à-dire lorsque les anneaux de Saturne sont visibles par la tranche depuis la Terre), un autre satellite, habituellement caché par l'éclat lumineux des anneaux, fut découvert.

Il fallut, toutefois, attendre la mission Voyager qui confirma la présence de Janus. A l'aide d'images, prises par Voyager, de nombreux autres petits satellites furent répertoriés au début des années 1980, dont Prométhée et Pandore ainsi qu'Atlas et Epiméthée.

Titan

Les Titans étaient un groupe de géants, progéniture d'Uranus et de Gaïa. Ils combattirent Zeus et les dieux de l'Olympe pour le pouvoir des cieux.

L'atmosphère de Titan est à près de 94% composée d'azote, et il a été avancé qu'elle pourrait ressembler à l'atmosphère primitive de la Terre avant que l'oxygène n'apparaisse grâce aux formes de vie les plus simples. Titan possède également un petit pourcentage de méthane.

Comparaison entre la Lune et Titan. Montage effectué à partir de deux photos de la Nasa

En plus du méthane, il y a de très petites quantités d'autres composés organiques comme l'éthane, l'acétylène, et le propane. Ce sont les hydrocarbures, comme le méthane et l'éthane, qui donnent à Titan sa teinte si particulière.

Du cyanure d'hydrogène et du cyanogène sont également présents. La découverte du cyanure d'hydrogène revêt une importance particulière car il entre dans la composition des acides aminés. Titan a, pendant un temps, figuré sur la liste des planètes pouvant abriter une vie extra-terrestre mais cela est très peu probable. Titan est extrêmement froid, et ne porte presque pas d'eau.

L'exploration passée de Saturne

Depuis des siècles, Saturne est observée depuis la Terre à l'aide de télescopes, et elle a été aussi explorée par des sondes spatiales.

Saturne fut observée pour la première fois à l'aide d'un télescope par Galilée, au début du XVIIème siècle. La première sonde spatiale qui lui rendit visite fut Pioneer 11, qui s'approcha à moins de 3 500 kilomètres de la limite externe de l’anneau A de Saturne. Pioneer 11 collecta de nombreuses données nouvelles sur le champ magnétique complexe de Saturne.

La sonde spatiale Voyager rapporta des photographies de haute qualité, révélant la complexité de la structure des anneaux de Saturne, montrant que chacun des anneaux principaux était constitué de nombreux anneaux plus petits.

Des séries de photographies, prises par Voyager, mirent en évidence la présence de vents se déplaçant à 1 500 Km/h, soit plusieurs fois la vitesse des vents joviens.
Les scientifiques espéraient que Voyager pourrait déceler une brèche dans la couche nuageuse du plus grand satellite de Saturne, Titan, afin d'entrevoir la surface. Ceci ne s'est pas produit, et les photographies de Titan prises par Voyager ne représentent qu'une couche uniforme de brouillard photochimique.

L'exploration en cours de Saturne

Après un voyage de 7 ans et 3,5 milliards de kilomètres après son lancement, le 15 octobre 1997, la sonde Cassini Huygens est arrivée au terme de son voyage le 1er juillet.

Cassini passera quatre années à étudier la surface de Saturne, ses anneaux et sept de ses 31 lunes dont la plus grosse, Titan.

Cassini effectuera une cartographie à haute résolution de sa surface. En outre, le 25 décembre 2004, Cassini devrait libérer la sonde Huygens qui prendra le chemin de Titan.

Disposant d'un budget de 3,3 milliards de dollars, le projet Cassini Huygens a été qualifié de « mission la plus sophistiquée jamais lancée vers des planètes du système solaire ». Il rassemble les États-Unis et 17 pays européens.

Malgré le fait que Titan soit la cible principale de la mission Cassini Huygens de 2004, l'orbiter Cassini survolera d'autres satellites.

Si la mission est couronnée de succès, l'évolution de ces corps de glace pourra être mieux appréhendée, permettant d'assembler les pièces du puzzle de leur histoire, ainsi que de comprendre comment des modifications résultant de processus internes et externes ont pu transformer leur surface.

Peut-être pourrons-nous découvrir l'origine des fines marques rencontrées sur Dioné et Rhéa, l'explication de la formation des étranges terrains sillonnés de Téthys et Encelade, pourquoi Téthys et Mimas ont survécu à des collisions d'astéroïdes géants, ainsi qu'approfondir nos connaissances sur le passé volcanique d'Encelade.

Enfin, le but ultime de cette exploration est d'arriver à savoir à quoi ressemblait la Terre à ses débuts et comment la vie s'y est développée.

Spécificités techniques de Saturne

 L'orbite de Saturne

Saturne gravite autour du Soleil, à une distance de 1 427 millions de kilomètres, presque deux fois la distance de Jupiter. Son excentricité orbitale de 0,055 fait que la différence entre son aphélie et son périhélie n'a que peu d'effet sur la planète.

Se déplaçant à une vitesse moyenne de 9,66 kilomètres par seconde, Saturne met plus de 29 ans pour accomplir une révolution autour du Soleil. Une journée saturnienne dure 10,5 heures, la vitesse de rotation est identique à celle de Jupiter.

Saturne est 95 fois plus massive que la Terre, et possède un volume 760 fois supérieur. Cependant, Saturne détient la plus faible densité de toutes les planètes, inférieure à celle de l'eau. Si l'on trouvait un gigantesque océan, Saturne pourrait y flotter.

Un puissant champ magnétique

Saturne possède un champ magnétique 600 fois plus puissant que celui de la Terre, généré, au centre de la planète, par des écoulements d'hydrogène métallique. L'interaction entre le vent solaire et la magnétosphère est à l'origine des aurores polaires.

Jupiter, la planète la plus grande et la plus massive du système solaire, "gouverne" le ciel nocturne ; elle était aux yeux des Romains le maître des planètes.
Même si Vénus est plus brillante, elle se couche peu après le Soleil, contrairement à Jupiter qui domine le ciel tout au long de la nuit, et que l'on connaît depuis des milliers d'années. Gravitant autour du Soleil à une distance d'environ 778 millions de kilomètres, Jupiter marque l'entrée du royaume des géantes gazeuses.

Jupiter a été survolé et étudié à faible distance par les sondes américaines Pioneer 10 (1973), Pioneer 11 (1974), Voyager 1 et Voyager 2 (1979). En décembre 1995, la sonde américaine Galileo s’est placée en orbite autour de la planète afin de l’étudier, ainsi que ses principaux satellites, pendant près de deux ans, tandis qu’un module qui s’était séparé de la sonde quelques mois auparavant a plongé dans l’atmosphère de Jupiter en transmettant des résultats de mesures pendant quelques dizaines de minutes.

La géante gazeuse

Jupiter porte le nom du maître des dieux et ce à juste titre, puisque la planète contient, à elle seule, environ 70 % de la masse planétaire de tout le système solaire. Elle peut engloutir, en volume, 1 300 globes terrestres et sa masse est 321 fois supérieure à celle de la Terre.

Son diamètre équatorial est de 142 800 km. Jupiter effectue sa rotation en 9h 50 mn 30 s.

Jupiter effectue sa rotation autour du soleil en 11,86 ans.

Cependant, étant une géante gazeuse essentiellement composée d'hydrogène, sa densité est faible, similaire à celle du Soleil. En fait, sa composition chimique est quasiment identique à celle du Soleil. Sa grande taille et son importante masse font que Jupiter est souvent assimilée à une étoile éteinte plutôt qu'à une planète.

Composition: 82% d'hydrogène, 17% d'hélium, 1% de méthane.

Comparatif entre Jupiter et la Terre. Montage effectué à partir de deux photos de la Nasa

La grande tache rouge, qui s’étend dans l’hémisphère Sud sur 28 000 à 40 000 km en longitude et 13 000 km en latitude, est un ouragan géant, émergeant au-dessus de la couche nuageuse environnante. En juillet 1994, la chute sur Jupiter d’une vingtaine de fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 a provoqué d’importantes perturbations atmosphériques qui ont été observées pendant plusieurs mois.

La descente du module Galileo dans l’atmosphère, le 7 décembre 1995, s’est effectuée dans une région de forte turbulence ; l’engin a observé que la température augmentait rapidement avec la profondeur, que l’atmosphère absorbait relativement peu de chaleur et que sa teneur en vapeur d’eau (0,2 %) était sensiblement plus faible qu’on ne le pensait.

Champ magnétique

Jupiter possède un fort champ magnétique, qui prend sa source au coeur de la planète, faisant de celle-ci un puissant émetteur radio et créant des phénomènes d'aurore.

Les anneaux

Comme les autres géantes gazeuses, Jupiter possède un système d'anneaux, bien qu'il ne soit en rien comparable à celui de Saturne. Ses anneaux sont très fins, peu solides et plus transparents que le verre.

Anneaux de Jupiter. Photo prise par Galileo. Nasa

L’anneau principal, large de 6 000 km, se prolonge vers la planète par un halo diffus et à l’opposé par un large anneau extérieur, extrêmement ténu.

Anneau interne de Jupiter.

Température

Au sommet des nuages, la température est de - 110°C. Si on descend 57 000 km au dessous de la couche nuageuse, on tombe sur un noyau de roches, d'ammoniaque et de glace d'eau. Au centre de Jupiter, la température est de 20 000°C. L'eau existe uniquement à l'état solide.

Les satellites de Jupiter

Du fait de sa forte masse, Jupiter a pu s’entourer d’un imposant cortège de satellites. On lui connaît 63 satellites de différentes tailles, structures et surfaces.

Les différents satellites de Jupiter. Montages effectué à partir de plusieurs photos de la Nasa

Parmi ceux-ci, quatre (Io, Europe, Ganymède et Callisto) ont des dimensions planétaires et jouent un rôle prépondérant. Les autres sont très probablement des astéroïdes qui ont été capturés par l’attraction de la planète.

Zoom sur une partie de la surface du satellite Europe.

Io est un satellite à l'activité volcanique exceptionnelle. Sur Europe, on a observé une banquise de 100 km d'épaisseur environ. Cette banquise flotte sur un océan d'eau liquide.

• Les fils d’Ixion et d’une nuée symbolisent la force brutale et aveugle

• Les fils de Philyra et de Cronos symbolisent la force sage et vaillante

Le phénomène de la supernova se compose de trois étapes :

(1) l'implosion
(2) la supernova
(3) les résidus

Les phases finales de l'évolution d'une étoile dépendent principalement de sa masse. Plus une étoile est massive, plus sa température centrale est grande sous l'effet de la pression qui doit s'opposer à l'effondrement gravitationnel.

Lorsqu'une étoile a brûlé entre 10 et 20 % de son hydrogène, le cœur de celle-ci se retrouve à court de carburant. C'est à ce moment-là que l'étoile entre dans la fin de sa vie.

Le stage géante rouge

A ce moment-là, le cœur de l'étoile ne contient plus que de l'hélium, trop stable pour fusionner. La gravité reprend donc le dessus et l'étoile commence à se contracter permettant ainsi à l'hydrogène de brûler plus vite et par conséquent de produire plus d'énergie. L'étoile doit évacuer cette énergie, elle n'a alors d'autre choix que de se dilater pour augmenter sa surface. L'étoile ayant énormément gonflée, sa température baisse: sa couleur va donc tendre vers le rouge . L'étoile est devenue une géante rouge.

L'évolution suivante va dépendre de la masse de l'étoile.

La mort des étoiles peu massives

Pour les étoiles dont la masse est inférieure à 1,4 fois celle du Soleil, le processus s'arrête lorsque tout l'hélium est épuisé et que la température n'est pas suffisante pour amorcer la fusion du carbone. La matière issue des couches externes de l'étoile est expulsée dans l'espace. Les restes éparpillés de cette enveloppe forment ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire. Celle-ci va se disperser dans le milieu interstellaire en quelques centaines de milliers d'années. Le cœur de l'étoile, lui, va s'effondrer à nouveau sous l'effet de la gravité jusqu'à ce que la densité soit si élevée qu'elle va obliger les électrons à quitter leurs orbites autour des noyaux. Cependant la compression due à la gravité se trouve compensée par une pression dite de dégénérescence.

A ce stade, l'étoile est devenue une naine blanche dont la température varie entre 5000 et 100 000 K. Cette naine blanche est à peu près de la taille de la Terre avec une masse pratiquement égale à sa masse initiale. La densité y est donc très élevée: un verre d'eau rempli de matière pèse plus de 50 tonnes. Les naines blanches sont des étoiles en rotation rapide, car elles gardent la rotation de l'étoile initiale tout en étant beaucoup plus petite. Elles ne peuvent que rayonner leur chaleur résiduelle en se refroidissant cependant. Une fois leur température assez basse, elles deviennent des astres morts, des naines noires.

La mort des étoiles massives

Les étoiles massives (dont la masse est supérieure à 1,4 fois celle du Soleil) ont des températures centrales beaucoup plus élevées. Elles s'éteignent donc rapidement, après trois ou quatre millions d'années. L'hydrogène (transformé en hélium par les réactions thermonucléaires) s'étant complètement épuisé au centre de l'étoile, celle-ci se contracte à nouveau sous l'effet de la gravité et la température s'élève encore. Autour du milliard de degré, ce sont les noyaux de carbone qui fusionnent. Des réactions complexes conduisent à la formation d'éléments nouveaux: le néon (Ne), le sodium (Na), le magnésium (Mg), l'aluminium (Al), le silicium (Si), le phosphore (P) et le soufre (S).. Après la phase de fusion du carbone viennent celles du néon, de l'oxygène puis du silicium, lorsque la température monte à 2 à 5 milliards de degrés.

En quelques milliers d'années, l'étoile engendre les noyaux de masse intermédiaire, du silicium jusqu'aux métaux: fer, nickel, cuivre, zinc… Puis des noyaux encore plus lourd apparaissent jusqu'à l'uranium.

Le drame se prépare quand le cœur de l'étoile approche les 5 milliards de degrés. A ce stade, l'étoile va se contracter rapidement, puis s'effondrer ce qui provoque une formidable explosion, brillante comme plusieurs centaines de millions de soleils. C'est une supernova. Les produits des phases de fusion vont être expulsés dans l'espace, puis se refroidir, formant un nuage appelé rémanent de supernova. Mais contrairement à la nébuleuse qui a donné naissance à l'étoile, cette fois, la nébuleuse contient des éléments lourds. L'étoile aura donc permis de produire des éléments plus complexes.

Au moment de l'explosion, l'étoile n'est pas entièrement dispersée dans l'espace . Sa partie centrale se replie sur elle-même. Sa densité augmente énormément . Elle se mesure en centaines de millions de tonnes par centimètres cube. C'est l'équivalent de la masse d'un grand pétrolier concentrée sur une tête d'épingle ! Le cœur de l'étoile devient un seul et gigantesque noyau de neutrons: il en résulte une étoile à neutrons ou pulsar car ces astres émettent de la lumière à la manière d'un phare: ils s'allument et s'éteignent plusieurs fois par secondes. Ce phénomène vient du fait que seul leurs pôles magnétiques émettent de la lumière, et que les pulsars tournent très rapidement autour de leurs pôles. On voit donc passer la partie lumineuse plusieurs fois par seconde.

Il semblerait, dans certains cas, que certains résidus de supernova puissent être encore plus denses qu'une étoile à neutrons. Tellement denses, que la gravité empêcherait la lumière de s'en échapper. Un tel astre est appelé trou noir. Cependant, puisque même les radiations électromagnétiques ne peuvent s'en extraire, on ne peut les observer directement. On n'a donc pas la preuve de leur existence, même si certains phénomènes observés suggèrent la présence d'un trou noir.