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Le passage d'une naine blanche à une étoile à neutrons s'accompagne d'une débauche d'énergie : une supernova de type II.
La réaction de neutronisation s'accompagne d'un effondrement de l'étoile :
La chute libre de l'objet qui se retrouve hors équilibre se déroule en une durée très brève,
de l'ordre de quelques secondes.
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 :
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.
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.
Supernova | Type I | Type II |
Cause | accrétion | effondrement du cœur |
Magnitude absolue | -19.5 | -18.5 |
Spectre | métaux | hydrogène et continu |
Régions | systèmes stellaires âgés | régions de formation d'étoiles |
Précurseur | naine blanche dans un système binaire | étoile très massive |
Déclenchement | transfert de masse du compagnon | effondrement du cœur stellaire |
Mécanisme | 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 |
Résidu | rien | étoile à neutrons ou trou noir |
Débris expulsés | principalement du fer | tous les éléments lourds et beaucoup d'hydrogène |
Distinction entre supernova de type I ou II