Supernova à effondrement de cœur

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Représentation d'artiste de SN 1987A.

La supernova à effondrement de cœur est l'un des deux principaux mécanismes de formation de supernova, l'autre étant la supernova thermonucléaire (type Ia). Elle peut produire des supernovas de type II, de type Ib (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène) ou de type Ic (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène et son enveloppe d'hélium)[1],[2].

Ce type de supernova se produit par l'expulsion des couches externes des étoiles massives (à partir de 8 masses solaires[3]) en fin de vie. À ce moment, selon la masse résiduelle du cadavre stellaire, il y a formation d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir[4].

La masse maximale d'une étoile pouvant produire une supernova est estimée à environ 40 masses solaires[5]. Au-delà de cette masse, l'étoile devrait directement former un trou noir sans engendrer de supernova (cf. collapsar).

La formation d'une supernova à effondrement de cœur comporte trois phases : la fusion des divers éléments pour obtenir un noyau de fer, la transformation de ce dernier en matière neutronique et le rebond des couches externes de l'étoile sur cette dernière.

Phases[modifier | modifier le code]

Cycles de fusion[modifier | modifier le code]

Représentation de la structure en « oignon » d'une étoile juste avant la supernova. Le schéma n'est pas à l'échelle.

La plus grande partie de la vie d'une étoile se déroule dans la séquence principale jusqu'à ce qu'environ 10 % de son hydrogène ait fusionné en hélium[6]. À partir de ce point, la température est assez élevée pour permettre la fusion de l'hélium en carbone, ce qui enclenche une réaction en chaîne. La fusion de l'hélium est suivie par la fusion du carbone en néon, du néon en oxygène, de l'oxygène en silicium et finalement du silicium en fer[7].

Le fer étant un élément thermonucléairement inerte, c'est-à-dire qu'on ne peut en extraire d'énergie, ni par fusion, ni par fission nucléaire, le cœur de l'étoile formé par celui-ci se contracte sans qu'aucune libération d'énergie s'oppose au processus. Au fur et à mesure de cette contraction, la densité du cœur augmente jusqu'à ce que seule la pression de dégénérescence des électrons empêche son effondrement. Puisque les autres éléments continuent de fusionner (en particulier, le silicium continue à produire du fer), la masse du cœur de fer atteint la masse de Chandrasekhar, soit d'environ 1,4 masse solaire[8] : sa pression de dégénérescence n'est plus suffisante pour compenser la gravitation. C'est alors que se produit l'effondrement.

Rebond du cœur[modifier | modifier le code]

L'effondrement du cœur de fer sur lui-même entraîne une augmentation de sa densité et de sa température, ce qui favorise les captures électroniques : les électrons réagissent avec les protons pour former des neutrons et des neutrinos. Le cœur de fer est donc transformé en une matière essentiellement composée de neutrons, dont la masse volumique atteint quelques 1017kg/m3 [9].

L'effondrement du cœur s'arrête grâce à la force nucléaire. En effet, au delà de la densité du noyau atomique, la force nucléaire devient très répulsive. La partie la plus interne du cœur, celle ayant atteint la densité nucléaire, s'étend sur quelques kilomètres quand s'enclenche le rebond. La matière qui tombe sur cette partie interne ne peut plus la compresser, elle rebondit alors et crée le choc.

Le choc se propage à environ un quart de la vitesse de la lumière[10]. Il s'arrête ensuite à ~100km du centre, son énergie cinétique étant consommée par la dissociation des noyaux de fer, et dans une moindre mesure par les captures électroniques. Il est communément admis que c'est le chauffage par les neutrinos qui fait repartir le choc.

Le choc se propage au travers des différentes couches de l'étoile. La vitesse de l'onde de choc augmente à chaque interface entre deux éléments. Lorsque celle-ci atteint la surface de l'étoile, sa vitesse peut atteindre la moitié de la vitesse de la lumière. C'est alors que la matière est expulsée et que l'étoile devient une supernova.

Intérieur d'une étoile massive lors d'une supernova à effondrement de cœur :
(a) Les éléments fusionnent jusqu'à la création d'un noyau de fer.
(b) Le noyau de fer atteint la masse de Chandrasekhar et commence à s'effondrer. On observe la formation de masse neutronique.
(c) La matière neutronique continue de se condenser.
(d) Rebondissement des couches sur le cœur formant une onde de choc (en rouge) qui voyage dans l'étoile.
(e) L'onde de choc accélère en traversant les couches de l'étoiles de moins en moins denses. Toute la matière qu'elle rencontre sur son chemin est éjectée.
(f) Après l'explosion, il ne reste que de la matière dégénérée.

La luminosité lors de l'explosion peut atteindre 10 milliards de fois la luminosité solaire[9], ce qui équivaut à peu près à la luminosité d'une galaxie moyenne. Cependant, la luminosité générée par la supernova équivaut à seulement 0,01 % de l'énergie libérée lors de l'explosion, 99 % de celle-ci étant emportée sous forme de neutrinos et l'autre 1 % sous forme d'énergie cinétique dans la matière libérée par l'étoile.

Le mécanisme de formation précédent peut varier légèrement en fonction du type spectral impliqué.

« Cadavres » stellaires[modifier | modifier le code]

Selon la masse initiale de l'étoile, la résultante d'une supernova à effondrement de cœur peut varier. En se basant sur les modèles théoriques actuels, une étoile ayant une masse initiale située entre 8 et 20 masses solaires achèvera sa vie sous forme d'étoile à neutrons[5]. À partir de 25 masses solaires jusqu'à 40 masses solaires, l'enveloppe externe de l'étoile n'est pas complètement expulsée et une certaine partie (environ 2 masses solaires) continue d'interagir avec le cœur neutronique pour former un trou noir. Les étoiles entre 20 et 25 masses solaires peuvent former ces deux types de cadavre. Pour les étoiles de plus de 40 masses solaires, si elles ne perdent pas assez de masse grâce au vent solaire ou à une interaction dans un système binaire, ces dernières s'effondreraient directement en trou noir.

Types[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en) « Close binary progenitors of type Ib/Ic and IIb/II-L supernovae »,‎ 1997
  2. Jérôme Saby, « Les supernovae », Le mystère des trous noirs,‎ 19 novembre 2010
  3. (en) Hans-Thomas Janka, Florian Hanke, Lorenz H¨udepohl, Andreas Marek, Bernhard M¨uller et Martin Obergaulinger, « Core-Collapse Supernovae », arxiv.org,‎ 2012 (lire en ligne)
  4. (en) « Supernovas & Supernova Remnants »,‎ 2013
  5. a et b (en) « Gravitational Waves from Gravitational Collapse », Living review,‎ 2006 (lire en ligne)
  6. Séguin et Villeneuve 2002, p. 274.
  7. (en) Britt Griswold et David T. Chuss, « The Life and Death of Stars »,‎ 16 avril 2010
  8. (en) E. H. Lieb et H. T. Yau, « A rigorous examination of the Chandrasekhar theory of stellar collapse », Astrophysical Journal, vol. 323, no 1,‎ 1987, p. 140–144 (DOI 10.1086/165813, Bibcode 1987ApJ...323..140L, résumé, lire en ligne)
  9. a et b Séguin et Villeneuve 2002, p. 281.
  10. (en) C. L. Fryer et K. C. B. New, « Gravitational Waves from Gravitational Collapse », Max Planck Institute for Gravitational Physics,‎ 24 janvier 2006

Bibliographie[modifier | modifier le code]

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Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]