Supernova thermonucléaire
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La supernova thermonucléaire est un des deux types principaux du phénomène de supernova.
Il consiste en l'explosion intégrale d'un cadavre stellaire de type naine blanche, par dépassement de la limite de Chandrasekhar (dépassement de la pression de dégénérescence électronique) initié par la capture de matière déversée par un compagnon proche.
Physiquement, les naines blanches de type carbone-oxygène ayant un faible taux de rotation sont limitées à moins de 1,38 de masses solaires[1],[2]. Au-delà de cela, elles peuvent se rallumer et, dans certains cas, provoquer une explosion de type supernova[3].
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Mécanisme d'amorce [modifier]
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'étoile dont l'une est un cadavre dégénéré, une naine blanche, et l'autre une étoile qui est suffisamment proche pour déverser du gaz sur son compagnon dégénéré par débordement de son lobe de Roche.
L'étoile fournisseuse est souvent une géante ayant quitté la séquence principale, 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 surtout 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 » [modifier]
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 disparait, la pression redevient une fonction directe de la température et l'effondrement est inversé.
L'étoile est complètement désintégrée dans l'explosion, il ne reste aucun résidu, contrairement aux supernovas à effondrement de cœur.
« Chandelles standards » [modifier]
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 (dominé 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.
Notes et références [modifier]
- (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Type Ia supernova » (voir la liste des auteurs)
- (en) S.-C. Yoon et L. Langer, « Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation », Astronomy and Astrophysics, vol. 419, no 2, 2004, p. 623 [texte intégral, lien DOI]
- (en) P. A. Mazzali, F. K. Röpke, S. Benetti et W. Hillebrandt, « A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae », Science, vol. 315, no 5813, 2007, p. 825–828 [lien PMID, lien DOI]
- (en) Introduction to Supernova Remnants, NASA Goddard/SAO, 7 septembre 2006
Voir aussi [modifier]
Articles connexes [modifier]
Liens externes [modifier]
