Supernova thermonucléaire

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la supernova thermonucléaire SN 1994D (en bas à gauche) dans la galaxie NGC 4526

La supernova thermonucléaire, ou supernova de type Ia, 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].

Mécanisme d'amorce[modifier | modifier le code]

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 qui est 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, 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 | modifier le code]

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 | modifier le code]

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 | modifier le code]

  1. (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 (DOI 10.1051/0004-6361:20035822, Bibcode 2004A&A...419..623Y, arXiv astro-ph/0402287, lire en ligne)
  2. (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 (PMID 17289993, DOI 10.1126/science.1136259, Bibcode 2007Sci...315..825M, arXiv astro-ph/0702351)
  3. (en) « Introduction to Supernova Remnants », NASA Goddard/SAO,‎ 7 septembre 2006

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]