Supernova de type II - Type II supernova

Le reste en expansion de SN 1987A , une supernova particulière de type II dans le Grand Nuage de Magellan . image de la Nasa .

Une supernova de type II (pluriel : supernovae ou supernovas ) résulte de l'effondrement rapide et de l'explosion violente d'une étoile massive . Une étoile doit avoir au moins 8 fois, mais pas plus de 40 à 50 fois, la masse du Soleil ( M ) pour subir ce type d'explosion. Les supernovae de type II se distinguent des autres types de supernovae par la présence d'hydrogène dans leur spectre . Ils sont généralement observés dans les bras spiraux des galaxies et dans les régions H II , mais pas dans les galaxies elliptiques; celles-ci sont généralement composées d'étoiles plus anciennes de faible masse, avec quelques-unes des jeunes étoiles très massives nécessaires pour provoquer une supernova.

Les étoiles produisent de l'énergie par la fusion nucléaire d'éléments. Contrairement au Soleil, les étoiles massives possèdent la masse nécessaire pour fusionner des éléments qui ont une masse atomique supérieure à l'hydrogène et à l'hélium, bien qu'à des températures et des pressions de plus en plus élevées , ce qui entraîne une durée de vie stellaire plus courte. La pression de dégénérescence des électrons et l'énergie générée par ces réactions de fusion sont suffisantes pour contrer la force de gravité et empêcher l'étoile de s'effondrer, maintenant l'équilibre stellaire. L'étoile fusionne des éléments de masse de plus en plus élevée, en commençant par l' hydrogène puis l' hélium , en progressant dans le tableau périodique jusqu'à ce qu'un noyau de fer et de nickel soit produit. La fusion du fer ou du nickel ne produit aucune production nette d'énergie, de sorte qu'aucune autre fusion ne peut avoir lieu, laissant le noyau nickel-fer inerte. En raison du manque de production d'énergie créant une pression thermique vers l'extérieur, le noyau se contracte en raison de la gravité jusqu'à ce que le poids sus-jacent de l'étoile puisse être supporté en grande partie par la pression de dégénérescence des électrons.

Lorsque la masse compactée du noyau inerte dépasse la limite de Chandrasekhar d'environ 1,4  M , la dégénérescence électronique n'est plus suffisante pour contrer la compression gravitationnelle. Une implosion cataclysmique du noyau se produit en quelques secondes. Sans le soutien du noyau interne maintenant implosé, le noyau externe s'effondre vers l'intérieur sous l'effet de la gravité et atteint une vitesse allant jusqu'à 23% de la vitesse de la lumière et la compression soudaine augmente la température du noyau interne jusqu'à 100 milliards de kelvins . Les neutrons et les neutrinos se forment par désintégration bêta inversée , libérant environ 10 46  joules (100  ennemis ) en une rafale de dix secondes. De plus, l'effondrement du noyau interne est stoppé par la dégénérescence des neutrons , provoquant le rebond et le rebond de l'implosion vers l'extérieur. L'énergie de cette onde de choc en expansion est suffisante pour perturber le matériau stellaire sus-jacent et l'accélérer pour échapper à la vitesse, formant une explosion de supernova. L'onde de choc et la température et la pression extrêmement élevées se dissipent rapidement mais sont présentes suffisamment longtemps pour permettre une brève période au cours de laquelle se produit la production d'éléments plus lourds que le fer. Selon la masse initiale de l'étoile, les restes du noyau forment une étoile à neutrons ou un trou noir . En raison du mécanisme sous-jacent, la supernova résultante est également décrite comme une supernova à effondrement du cœur.

Il existe plusieurs catégories d'explosions de supernova de type II, qui sont classées en fonction de la courbe de lumière résultante - un graphique de la luminosité en fonction du temps - suivant l'explosion. Les supernovae de type II-L présentent un déclin constant ( linéaire ) de la courbe de lumière après l'explosion, tandis que le type II-P affiche une période de déclin plus lent (un plateau) de leur courbe de lumière suivie d'une décroissance normale. Les supernovae de type Ib et Ic sont un type de supernova à effondrement de cœur pour une étoile massive qui a perdu son enveloppe externe d'hydrogène et (pour le type Ic) d'hélium. En conséquence, ils semblent manquer de ces éléments.

Formation

Les couches en forme d'oignon d'une étoile massive et évoluée juste avant l'effondrement du noyau. (Pas à l'échelle.)

Les étoiles beaucoup plus massives que le soleil évoluent de manière complexe. Dans le noyau de l'étoile, l' hydrogène est fusionné en hélium , libérant de l'énergie thermique qui chauffe le noyau de l'étoile et fournit une pression extérieure qui soutient les couches de l'étoile contre l'effondrement - une situation connue sous le nom d' équilibre stellaire ou hydrostatique . L'hélium produit dans le noyau s'y accumule. Les températures dans le cœur ne sont pas encore assez élevées pour provoquer sa fusion. Finalement, à mesure que l'hydrogène au cœur est épuisé, la fusion commence à ralentir et la gravité provoque la contraction du cœur. Cette contraction élève la température suffisamment pour permettre une phase plus courte de fusion de l'hélium, qui produit du carbone et de l' oxygène , et représente moins de 10 % de la durée de vie totale de l'étoile.

Dans les étoiles de moins de huit masses solaires, le carbone produit par fusion à l'hélium ne fusionne pas et l'étoile se refroidit progressivement pour devenir une naine blanche . S'ils accumulent plus de masse à partir d'une autre étoile ou d'une autre source, ils peuvent devenir des supernovae de type Ia . Mais une étoile beaucoup plus grosse est suffisamment massive pour poursuivre la fusion au-delà de ce point.

Les noyaux de ces étoiles massives créent directement les températures et les pressions nécessaires pour que le carbone dans le noyau commence à fusionner lorsque l'étoile se contracte à la fin de la phase de combustion de l'hélium. Le noyau devient progressivement stratifié comme un oignon, à mesure que des noyaux atomiques de plus en plus lourds s'accumulent au centre, avec une couche extérieure d'hydrogène gazeux, entourant une couche d'hydrogène fusionnant en hélium, entourant une couche d'hélium fusionnant en carbone via le triple-alpha processus , couches environnantes qui fusionnent en éléments de plus en plus lourds. Au fur et à mesure qu'une étoile de ce massif évolue, elle subit des étapes répétées où la fusion dans le noyau s'arrête et le noyau s'effondre jusqu'à ce que la pression et la température soient suffisantes pour commencer la prochaine étape de fusion, se rallumant pour arrêter l'effondrement.

Étages de fusion nucléaire à combustion de cœur pour une étoile de 25 masses solaires
Traiter Carburant principal Principaux produits 25  M étoile
Température
( K )
Densité
(g/cm 3 )
Durée
combustion d'hydrogène hydrogène hélium 7 × 10 7 dix 10 7  ans
processus triple-alpha hélium carbone , oxygène 2 × 10 8 2000 10 6  ans
processus de combustion du carbone carbone Ne , Na , Mg , Al 8 × 10 8 10 6 1000 ans
processus de gravure au néon néon O , mg 1,6 × 10 9 10 7 3 années
processus de combustion de l'oxygène oxygène Si , S , Ar , Ca 1,8 × 10 9 10 7 0,3 ans
processus de combustion du silicium silicium nickel (se désintègre en fer ) 2,5 × 10 9 10 8 5 jours

Effondrement du noyau

Le facteur limitant ce processus est la quantité d'énergie libérée par la fusion, qui dépend de l' énergie de liaison qui maintient ensemble ces noyaux atomiques. Chaque étape supplémentaire produit des noyaux de plus en plus lourds, qui libèrent progressivement moins d'énergie lors de la fusion. De plus, à partir de la combustion du carbone , la perte d'énergie via la production de neutrinos devient importante, entraînant une vitesse de réaction plus élevée que ce qui aurait lieu autrement. Cela continue jusqu'à ce que le nickel-56 soit produit, qui se désintègre radioactivement en cobalt-56 puis en fer-56 en quelques mois. Comme le fer et le nickel ont l' énergie de liaison par nucléon la plus élevée de tous les éléments, l'énergie ne peut pas être produite au cœur par fusion et un cœur nickel-fer se développe. Ce noyau est soumis à une énorme pression gravitationnelle. Comme il n'y a pas de fusion pour élever davantage la température de l'étoile pour la soutenir contre l'effondrement, elle n'est soutenue que par la pression de dégénérescence des électrons . Dans cet état, la matière est si dense qu'un compactage supplémentaire nécessiterait que les électrons occupent les mêmes états d'énergie . Cependant, cela est interdit pour les particules de fermions identiques , telles que l'électron - un phénomène appelé principe d'exclusion de Pauli .

Lorsque la masse du noyau dépasse la limite de Chandrasekhar d'environ 1,4  M , la pression de dégénérescence ne peut plus la supporter et un effondrement catastrophique s'ensuit. La partie extérieure du noyau atteint des vitesses allant jusqu'à70 000  km/s (23 % de la vitesse de la lumière ) lorsqu'elle s'effondre vers le centre de l'étoile. Le noyau qui rétrécit rapidement se réchauffe, produisant des rayons gamma à haute énergie qui décomposent les noyaux de fer en noyaux d' hélium et en neutrons libres par photodésintégration . À mesure que la densité du noyau augmente, il devient énergétiquement favorable pour que les électrons et les protons fusionnent via la désintégration bêta inverse , produisant des neutrons et des particules élémentaires appelées neutrinos . Parce que les neutrinos interagissent rarement avec la matière normale, ils peuvent s'échapper du noyau, emportant de l'énergie et accélérant davantage l'effondrement, qui se déroule sur une échelle de temps de quelques millisecondes. Au fur et à mesure que le noyau se détache des couches externes de l'étoile, certains de ces neutrinos sont absorbés par les couches externes de l'étoile, ce qui déclenche l'explosion de la supernova.

Pour les supernovae de type II, l'effondrement est finalement stoppé par des interactions répulsives neutron-neutron à courte portée, médiées par la force forte , ainsi que par la pression de dégénérescence des neutrons, à une densité comparable à celle d'un noyau atomique. Lorsque l'effondrement s'arrête, la matière tombante rebondit, produisant une onde de choc qui se propage vers l'extérieur. L'énergie de ce choc dissocie les éléments lourds au sein du noyau. Cela réduit l'énergie du choc, ce qui peut bloquer l'explosion à l'intérieur du noyau externe.

La phase d'effondrement du cœur est si dense et énergétique que seuls les neutrinos peuvent s'échapper. Lorsque les protons et les électrons se combinent pour former des neutrons par capture d'électrons , un neutrino électronique est produit. Dans une supernova typique de type II, le noyau de neutrons nouvellement formé a une température initiale d'environ 100 milliards de kelvins , 10 4 fois la température du noyau du Soleil. Une grande partie de cette énergie thermique doit être perdue pour qu'une étoile à neutrons stable se forme, sinon les neutrons « s'évaporeraient ». Ceci est accompli par une nouvelle libération de neutrinos. Ces neutrinos « thermiques » forment des paires neutrino-antineutrino de toutes les saveurs et totalisent plusieurs fois le nombre de neutrinos de capture d'électrons. Les deux mécanismes de production de neutrinos convertissent l'énergie potentielle gravitationnelle de l'effondrement en un sursaut de neutrinos de dix secondes, libérant environ 10 46 joules (100  foe ).

Par un processus qui n'est pas clairement compris, environ 1%, ou 10 44  joules (1 ennemi), de l'énergie libérée (sous forme de neutrinos ) est réabsorbée par le choc bloqué, produisant l'explosion de la supernova. Des neutrinos générés par une supernova ont été observés dans le cas de Supernova 1987A , ce qui a conduit les astrophysiciens à conclure que l'image de l'effondrement du noyau est fondamentalement correcte. Les instruments à base d'eau Kamiokande II et IMB ont détecté des antineutrinos d'origine thermique, tandis que l' instrument Baksan à base de gallium -71 a détecté des neutrinos ( nombre de leptons = 1) d'origine thermique ou de capture d'électrons.

Au sein d'une étoile massive et évoluée (a), les coquilles d'éléments en couches d'oignon subissent une fusion, formant un noyau de nickel-fer (b) qui atteint la masse de Chandrasekhar et commence à s'effondrer. La partie interne du noyau est comprimée en neutrons (c), provoquant le rebond du matériau entrant (d) et la formation d'un front de choc se propageant vers l'extérieur (rouge). Le choc commence à caler (e), mais il est revigoré par l'interaction des neutrinos. Le matériau environnant est soufflé (f), ne laissant qu'un résidu dégénéré.

Lorsque l'étoile progénitrice est en dessous d'environ 20  M – en fonction de la force de l'explosion et de la quantité de matière qui retombe – le vestige dégénéré d'un effondrement du cœur est une étoile à neutrons . Au-dessus de cette masse, le reste s'effondre pour former un trou noir . La masse limite théorique pour ce type de scénario d'effondrement du cœur est d'environ 40 à 50  M . Au-dessus de cette masse, on pense qu'une étoile s'effondre directement dans un trou noir sans former d'explosion de supernova, bien que les incertitudes dans les modèles d'effondrement de supernova rendent le calcul de ces limites incertain.

Modèles théoriques

Le modèle standard de la physique des particules est une théorie qui décrit trois des quatre interactions fondamentales connues entre les particules élémentaires qui composent toute la matière . Cette théorie permet de faire des prédictions sur la façon dont les particules vont interagir dans de nombreuses conditions. L'énergie par particule dans une supernova est généralement de 1 à 150 picojoules (des dizaines à des centaines de MeV ). L'énergie par particule impliquée dans une supernova est suffisamment petite pour que les prédictions obtenues à partir du modèle standard de la physique des particules soient fondamentalement correctes. Mais les densités élevées peuvent nécessiter des corrections au modèle standard. En particulier, les accélérateurs de particules terrestres peuvent produire des interactions de particules d'une énergie beaucoup plus élevée que celles trouvées dans les supernovae, mais ces expériences impliquent des particules individuelles interagissant avec des particules individuelles, et il est probable que les densités élevées au sein de la supernova produiront de nouveaux effets . Les interactions entre les neutrinos et les autres particules de la supernova ont lieu avec la force nucléaire faible , que l'on croit bien comprise. Cependant, les interactions entre les protons et les neutrons font intervenir la force nucléaire forte , qui est beaucoup moins bien comprise.

Le problème majeur non résolu avec les supernovae de type II est qu'on ne comprend pas comment le sursaut de neutrinos transfère son énergie au reste de l'étoile produisant l'onde de choc qui fait exploser l'étoile. D'après la discussion ci-dessus, seul un pour cent de l'énergie doit être transféré pour produire une explosion, mais expliquer comment ce pour cent de transfert se produit s'est avéré extrêmement difficile, même si les interactions entre les particules impliquées sont censées être bien comprises. Dans les années 1990, un modèle pour ce faire impliquait un renversement de convection , ce qui suggère que la convection, soit à partir de neutrinos d'en bas, soit de matière en chute d'en haut, achève le processus de destruction de l'étoile progénitrice. Des éléments plus lourds que le fer se forment lors de cette explosion par capture de neutrons, et de la pression des neutrinos qui s'enfoncent dans la limite de la "neutrinosphère", ensemençant l'espace environnant d'un nuage de gaz et de poussières plus riche en éléments lourds que la matière. à partir de laquelle l'étoile s'est formée à l'origine.

La physique des neutrinos , qui est modélisée par le modèle standard , est cruciale pour la compréhension de ce processus. L'autre domaine d'investigation crucial est l' hydrodynamique du plasma qui constitue l'étoile mourante ; comment il se comporte pendant l'effondrement du noyau détermine quand et comment l' onde de choc se forme et quand et comment elle cale et est réénergisée.

En effet, certains modèles théoriques intègrent une instabilité hydrodynamique dans le choc décroché connue sous le nom de "Standing Accretion Shock Instability" (SASI). Cette instabilité est due à des perturbations non sphériques faisant osciller le choc bloqué, le déformant ainsi. Le SASI est souvent utilisé en tandem avec les théories des neutrinos dans les simulations informatiques pour redynamiser le choc bloqué.

Les modèles informatiques ont très bien réussi à calculer le comportement des supernovae de type II lorsque le choc s'est formé. En ignorant la première seconde de l'explosion et en supposant qu'une explosion est déclenchée, les astrophysiciens ont pu faire des prédictions détaillées sur les éléments produits par la supernova et sur la courbe de lumière attendue de la supernova.

Courbes de lumière pour les supernovae de type II-L et de type II-P

Ce graphique de la luminosité en fonction du temps montre les formes caractéristiques des courbes lumineuses pour une supernova de type II-L et II-P.

Lorsque le spectre d'une supernova de type II est examiné, il affiche normalement des raies d'absorption de Balmer - un flux réduit aux fréquences caractéristiques où les atomes d'hydrogène absorbent de l'énergie. La présence de ces lignes est utilisée pour distinguer cette catégorie de supernova d'une supernova de type I .

Lorsque la luminosité d'une supernova de type II est tracée sur une période de temps, elle montre une augmentation caractéristique jusqu'à un pic de luminosité suivie d'une baisse. Ces courbes lumineuses ont un taux de décroissance moyen de 0,008  magnitude par jour ; beaucoup plus faible que le taux de désintégration des supernovae de type Ia. Le type II est subdivisé en deux classes, selon la forme de la courbe lumineuse. La courbe de lumière d'une supernova de type II-L montre un déclin constant ( linéaire ) suivant le pic de luminosité. En revanche, la courbe de lumière d'une supernova de type II-P présente un tronçon plat distinctif (appelé plateau ) pendant le déclin; représentant une période où la luminosité décroît plus lentement. Le taux de décroissance nette de la luminosité est plus faible, à 0,0075 magnitude par jour pour le type II-P, par rapport à 0,012 magnitude par jour pour le type II-L.

On pense que la différence dans la forme des courbes de lumière est causée, dans le cas des supernovae de type II-L, par l'expulsion de la majeure partie de l'enveloppe d'hydrogène de l'étoile progénitrice. La phase de plateau dans les supernovae de type II-P est due à un changement dans l' opacité de la couche extérieure. L'onde de choc ionise l'hydrogène dans l'enveloppe externe - enlevant l'électron de l'atome d'hydrogène - ce qui entraîne une augmentation significative de l' opacité . Cela empêche les photons des parties internes de l'explosion de s'échapper. Lorsque l'hydrogène se refroidit suffisamment pour se recombiner, la couche externe devient transparente.

Supernovae de type II

Le "n" signifie étroit, ce qui indique la présence de raies d'émission d'hydrogène de largeur étroite ou intermédiaire dans les spectres. Dans le cas de largeur intermédiaire, les éjectas de l'explosion peuvent interagir fortement avec le gaz autour de l'étoile - le milieu circumstellaire. La densité circumstellaire estimée nécessaire pour expliquer les propriétés d'observation est beaucoup plus élevée que celle attendue de la théorie standard de l'évolution stellaire. On suppose généralement que la densité circumstellaire élevée est due aux taux élevés de perte de masse des progéniteurs de type IIn. Les taux de perte de masse estimés sont généralement plus élevés que10 -3  M par an. Il y a des indications qu'elles proviennent d'étoiles similaires à des variables bleues lumineuses avec de grandes pertes de masse avant d'exploser. SN 1998S et SN 2005gl sont des exemples de supernovae de type IIn ; SN 2006gy , une supernova extrêmement énergétique, peut être un autre exemple.

Supernovae de type IIb

Une supernova de type IIb a une faible raie d'hydrogène dans son spectre initial, c'est pourquoi elle est classée comme type II. Cependant, plus tard, l'émission H devient indétectable, et il y a aussi un deuxième pic dans la courbe de lumière qui a un spectre qui ressemble plus à une supernova de type Ib . L'ancêtre aurait pu être une étoile massive qui a expulsé la plupart de ses couches externes, ou une qui a perdu la majeure partie de son enveloppe d'hydrogène en raison d'interactions avec un compagnon dans un système binaire, laissant derrière elle le noyau composé presque entièrement d'hélium. Au fur et à mesure que l'éjecta d'un type IIb se dilate, la couche d'hydrogène devient rapidement plus transparente et révèle les couches plus profondes. L'exemple classique d'une supernova de type IIb est SN 1993J , tandis qu'un autre exemple est Cassiopeia A . La classe IIb a été introduite pour la première fois (en tant que concept théorique) par Woosley et al. en 1987, et la classe fut bientôt appliquée aux SN 1987K et SN 1993J .

Voir également

Les références

Liens externes