Supernova


Observer

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Supernova SN 1994 D (de type I), observée dans la galaxie NGC 4526. Sa magnitude apparente (en visible) de 11.8 donne, en tenant compte du module de distance de 30.4, une magnitude absolue de -18.6.
Crédit : NASA

Une débauche d'énergie

De temps à autre, un point extrêmement brillant apparaît dans une galaxie lointaine. Un noyau stellaire s'effondre.

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La boucle du Cygne, résidu de supernova, observée par le satellite X ROSAT.
Crédit : NASA

Un essaimage

Chaque supernova sème dans le milieu interstellaire l'essentiel de son enveloppe stellaire.


Apprendre

objectifsObjectifs

Le passage d'une naine blanche à une étoile à neutrons s'accompagne d'une débauche d'énergie : une supernova de type II.

Neutronisation

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,

t _{\mathrm{dyn}} \simeq {1\over \sqrt{ {\cal G} \rho}}

de l'ordre de quelques secondes.

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Effondrement d'une naine blanche vers une étoile à neutrons : le rayon stellaire diminue brutalement d'un facteur de l'ordre de 500.
Crédit : ASM

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 :

\Delta E \simeq -{ {\cal G} M^2\over {R_\star} _{\mathrm{neutron}}}

Soit une débauche de l'ordre de 10^{47} {\,\mathrm{J}} :

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.

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Abondance des éléments, en parties par millions (ppm). Le pic du fer signe le fait que la fusion jusqu'au fer est exothermique, puis endothermique.
Crédit : ASM

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.

Supernovae type I ou II
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
Précurseurnaine blanche dans un système binaire étoile très massive
Déclenchementtransfert de masse du compagnoneffondrement du cœur stellaire
Mécanisme explosion thermonucléaire du cœur carbone/oxygène qui fusionne pour former du feronde 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