Supernova thermonucléaire

la supernova SN 1994D de type Ia (en bas à gauche) dans la galaxie NGC 4526.

Une supernova de type Ia (lire « type 1-a »), ou supernova thermonucléaire, est un type de supernova survenant dans les systèmes binaires contenant au moins une naine blanche, l'autre étoile pouvant être de n'importe quel type, d'une géante à une naine blanche plus petite.

La masse des naines blanches constituées de carbone et d'oxygène ayant une faible vitesse de rotation est physiquement limitée à 1,44 masses solaires. Au-delà de cette masse critique, généralement confondue avec la masse de Chandrasekhar, des réactions de fusion nucléaire se déclenchent et s'emballent au point de conduire à une supernova. Cela survient typiquement lorsqu'une naine blanche accrète progressivement de la matière à partir d'un compagnon ou fusionne avec une autre naine blanche au point d'atteindre la masse critique, raison pour laquelle ce type de supernova ne s'observe que dans les systèmes binaires. L'hypothèse généralement retenue est que le cœur de la naine blanche atteint les conditions de fusion du carbone et, en quelques secondes, une fraction significative de la masse de la naine blanche subit une fusion nucléaire qui libère suffisamment d'énergie (1–2 × 10⁴⁴ J) pour complètement désintégrer la naine blanche en une explosion thermonucléaire.

Du fait de la valeur constante de la masse critique déclenchant ces explosions, les supernovae de type Ia présentent une courbe de luminosité relativement constante qui permet de les utiliser comme chandelles standard pour mesurer la distance de leur galaxie hôte à partir de leur magnitude apparente mesurée depuis la Terre. L'observation de telles supernovae au tout début de leur explosion est particulièrement rare mais permet d'ajuster les modèles et calibrer les chandelles standard afin notamment de mieux évaluer l'expansion de l'univers et les effets de l'énergie noire.

Modèle consensus

Rémanent G299 d'une supernova de type Ia.

Une supernova de type Ia est une sous-catégorie dans la classification de Minkowski-Zwicky, due aux astronomes Rudolph Minkowski et Fritz Zwicky. De telles supernovae peuvent se former de différentes manières mais partagent un mécanisme commun. Le fait qu'elles dérivent de naines blanches a été confirmé par l'observation de l'une d'elles en 2014 dans la galaxie Messier 82. Une naine blanche à faible vitesse de rotation peut accréter de la matière à partir d'un compagnion et dépasser la limite de Chandrasekhar d'environ 1,44 M_☉, de sorte qu'elle ne peut plus soutenir son poids par la pression de dégénérescence électronique (en). En l'absence de processus susceptible d'équilibrer l'effondement gravitationnel, la naine blanche formerait une étoile à neutrons, comme dans le cas de naines blanches composées essentiellement d'oxygène, néon et magnésium.

L'opinion partagée par les astronomes qui modélisent les explosions des supernovae de type Ia est cependant que cette limite n'est jamais véritablement atteinte et que l'effondrement n'est jamais déclenché. On assisterait plutôt à l'augmentation de la température du cœur stellaire sous l'effet de l'augmentation de la pression et de la masse volumique de la matière qui s'y trouve, déclenchant un processus convectif lorsqu'on approche la masse de Chandrasekhar à environ 99 %, processus qui durent de l'ordre du millier d'années. La fusion du carbone se déclenche lors de cette phase selon des détails qui ne sont pas encore connus avec précision. La fusion de l'oxygène est déclenchée peu après, mais l'oxygène n'est pas consommé aussi complètement que le carbone.

Une fois que la fusion commence, la température de la naine blanche augmente. Une étoile de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell peut se dilater et donc se refroidir pour équilibrer sa température, cependant, dans les naines blanches, la pression de dégénérescence est indépendante de la température, qui augmente très rapidement en provoquant un emballement thermonuclaire. Le flash accélère ainsi considérablement, en raison notamment de l'instabilité de Rayleigh-Taylor et d'interactions avec la turbulence. Savoir si ce flash se transforme en détonation supersonique à partir d'une déflagration subsonique fait l'objet d'intenses débats.

Indépendamment des considérations sur l'amorçage de l'explosion de la supernova, il est généralement accepté qu'une fraction substantielle du carbone et de l'oxygène de la naine blanche fusionne en des éléments chimiques plus lourds en seulement quelques secondes, ce qui conduit à une élévation de la température interne jusqu'à atteindre plusieurs milliards de degrés. L'énergie libérée (1–2 × 10⁴⁴ J) est plus que suffisante pour désintégrer l'étoile, c'est-à-dire pour céder aux particules constitutives de l'étoile une énergie cinétique suffisante pour qu'elles se dispersent dans l'espace. La supernova expulse sa matière en générant une onde de choc à des vitesses typiques de l'ordre de 5 000 à 20 000 km/s, soit près de 6 % de la vitesse de la lumière. L'énergie libérée au cours de l'explosion est à l'origine de l'extrême luminosité de l'étoile. Une supernova de type Ia atteint typiquement une magnitude absolue de –19,3 — environ 5 milliards de fois celle du Soleil — avec peu de variations.

Les supernovae de type Ia diffèrent fondamentalement des supernovae de type II, dans lesquelles les couches superficielles de l'étoile subissent une explosion cataclysmique alimentée par l'énergie potentielle gravitationnelle libérée par l'effondrement du cœur de l'étoile à travers l'émission massive de neutrinos.

Mécanisme d'amorce

Ce type de supernova n'a cours que dans un système multiple, il ne peut se déclencher pour un astre précurseur seul. Il implique essentiellement un couple d'étoiles dont l'une est un cadavre dégénéré, une naine blanche, et l'autre une étoile suffisamment proche pour déverser du gaz sur son compagnon dégénéré par débordement de son lobe de Roche.

L'étoile qui fournit le gaz est souvent une géante ayant quitté la séquence principale et dont l'expansion des couches externes a fait dépasser le lobe de Roche du couple. La naine blanche est elle-même le résidu de l'ancienne étoile principale du couple, qui a pu d'ailleurs déverser du gaz sur son compagnon accroissant sa masse et tendant à accélérer les étapes de sa séquence.

Le cadavre dégénéré devient une gigantesque bombe thermonucléaire « amorcée » par l'effondrement gravitationnel. Les réactions nucléaires démarrent et s'emballent en quelques instants car l'énergie thermique dégagée se rajoute à celle issue de l'effondrement et ne modifie pas sensiblement la pression dans les zones dégénérées. Les réactions se poursuivent très rapidement, jusqu'à la transformation d'environ la moitié de la masse de l'étoile en nickel 56.

L'explosion « totale »

Sous la pression thermique produite par la zone dégénérée, les couches supérieures sont soufflées, ce qui enlève l'état de dégénérescence des couches inférieures qui sont progressivement « épluchées ». Le cœur lui-même doit aussi atteindre très rapidement un point où l'état de dégénérescence disparaît, la pression redevient une fonction directe de la température et l'effondrement est inversé.

L'étoile est complètement désintégrée dans l'explosion. Il n'en reste aucun résidu, contrairement aux supernovas à effondrement de cœur.

« Chandelles standards »

Comme le processus d'amorce est assez précis, survenant dans des conditions bien particulières, la magnitude atteinte et la courbe de décroissance de sa luminosité (dominée par la décroissance radioactive du nickel 56) sont caractéristiques de ce type de supernova. C'est pourquoi ces supernovas sont utilisées comme « chandelles standards » pour déterminer les distances extragalactiques.

Voir aussi

Articles connexes

• Supernova
• Naine blanche
• Rémanent de supernova

Liens externes

• 1.3 Les supernovae thermonucléaires sur http://supernovae.in2p3.fr