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Neutronisation

La réaction de neutronisation s'accompagne d'un effondrement de l'étoile :

• En l'absence d'électrons, plus de pression de Fermi de leur part.
• Les neutrinos emportent toute l'énergie produite.
• Les réactions de fusion au-delà du fer deviennent endothermiques.

La chute libre de l'objet qui se retrouve hors équilibre se déroule en une durée très brève,

de l'ordre de quelques secondes.

Energie libérée

L'énergie mise en jeu lors de l'effondrement est gigantesque ; le rapport des rayons est tellement disproportionné que l'on peut écrire :

Soit une débauche de l'ordre de :

• 99% part avec les neutrinos.
• 1% en énergie cinétique de l'enveloppe.
• 0.1% en lumière (magnitude absolue )

L'essentiel du pic lumineux est émis en un mois. Il s'ensuit qu'une supernova de type II rayonne durant ce laps de temps quasiment autant qu'une galaxie entière.

Supernova de type I

Une supernova de type I correspond à un autre événement violent, au sein d'une binaire évoluée où l'un des membres (la primaire) a déjà atteint le stade de naine blanche. Lorsque l'étoile secondaire atteint le stade de géante rouge, un violent transfert de masse peut se créer vers la primaire. Si le taux d'accrétion est suffisamment grand, la primaire atteint la masse limite de Chandrasekhar et finit par exploser en fusionnant carbone et oxygène jusqu'à former les éléments du pic du fer. Contrairement à une supernova de type II, aucun débris ne subsiste : la totalité des éléments produits va enrichir le milieu interstellaire.