Supernovae

Nous venons de voir ce qu'il advient d'une étoile massive en fin de vie : une supernova de type II. Il existe un autre type de supernovae, les supernovae de type Ia, qui ont une cause différente.

Comme nous l'avons déjà vu, une grande proportion des étoiles vivent en couple. Lorsque les deux masses sont différentes, la plus massive peut devenir une naine blanche de C/O tandis que son compagnon est encore sur la séquence principale.

Lorsque la secondaire devient géante, ses couches externes peuvent être accrétées par la naine blanche qui acquiert de la masse. Si le taux d'accrétion est suffisamment grand, la masse atteint la masse limite de Chandrasekhar (1,4 masse solaire) et l'étoile finit par exploser en fusionnant son carbone, son oxygène… jusqu 'à former des éléments du pic du fer. Contrairement à une SN II, aucun débris ne subsiste et la totalité des éléments produits vont enrichir le milieu interstellaire.

Le tableau suivant donne les caractéristiques des supernovae de types Ia et II.

Type de Supernova	Thermonucléaire (Type Ia)	Effondrement du cœur (Type II)
Luminosité Maximum	3.10⁹ soleils (M_B = -19.5)	quelques 10⁸ soleils (M_B = -18.5 +/- 1)
Spectre	Pas de raies d'hydrogène, raies de nombreux métaux	raies d'hydrogène + spectre continu
Emplacements	systèmes stellaires vieux (amas globulaires, bulbe galactique, galaxies elliptiques)	systèmes stellaires jeunes (amas ouverts jeunes, régions de formation d'étoiles, galaxies spirales)
Étoile précurseur	Naine blanche dans un système binaire	Étoile massive
Mécanisme déclencheur	Transfert de masse du compagnon	Effondrement du cœur de fer
Mécanisme de l'explosion	explosion thermonucléaire du cœur carbone/oxygène qui fusionne pour former du fer	Onde de choc de rebond de la surface de l'étoile à neutrons : neutrinos
Résidu	rien !	étoile à neutrons ou trou noir
Débris expulsés	éléments du pic du fer (principalement du fer)	Tous types d'éléments lourds (principalement de l'oxygène)