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Représentation d'un artiste de SN 1987A

Une supernova à effondrement de cœur est un des deux principaux mécanisme de supernova, l'autre étant la supernova thermonucléaire. Ce mécanisme produit des supernovae de tous types spectraux à l'exception du type Ia.

Il consiste dans le mécanisme d’expulsion des couches externes des étoiles massives possèdant de 8 masses solaire jusqu'à quelques dizaines de masses solaire. Lors de ce phénomène, un étoile à neutron ou un trou noir (si la masse est assez importante) se forme extrêmement rapidement . Le masse maximale d'une étoile pouvant produire une supernova est estimé à environ 40 masses solaires. Au-delà de cette masse, l'étoile devrait directement former un trou noir sans engendrer de supernova. Le mécanisme de supernova se décomposent en trois phases : la fusion des divers éléments pour obtenir un noyau de fer, la contraction et le rebondissement du noyau de fer.

Cycle de fusion

Représentation de la struction en « oignon » du noyau d'un étoile juste avant la supernova(n'est pas à l'échelle)

La majeur partie de la vie d'une étoile se déroule dans la séquence principale jusqu'à ce qu'environ 10% de la quantité de l'hydrogène soit fusionnée en hélium. À partir de ce point, la température est assez élevée pour permettre la fusion de l'hélium en carbone, ce qui enclenchera une réaction en chaîne. La fusion du carbone sera suivit par la fusion du carbone en néon, du néon en oxygène, de l'oxygène en silicium et finalement, du silicium en fer. Le fer étant un élément thermonucléairement inerte, c'est-à-dire qu'on ne peut en extraire d'énergie, ni par fusion, ni fission nucléaire, le coeur de l'étoile former par celui-ci se contracte sans qu'aucune libération d'énergie s'oppose au procéssus. Au fur et à mesure que le coeur ce contracte, sa densité augmente jusqu'à ce que seule la pression de dégénérescence des électrons empêche l'effondrement du coeur. Puisque les autres éléments continus de fusionner, la masse du coeur de fer atteint la masse de Chandrasekhar, soit d'environ 1,4 masse solaire, et sa pression de dégénérescence n'est plus suffisante pour compenser la force gravitationnelle. C'est alors l'effondrement.

Le rebondissement du coeur

Comme la température est extrêmement élevé (plus de 3 milliards de kelvins), la pression à l'intérieur du coeur de fer devient tellement grande que les électrons qui étaient en orbite autour des noyaux se combine à ceux-ci. Les électrons se fusionnes alors avec les protons pour former des neutrons ainsi que des neutrinos par le processus inverse du processus β-. Puisqu'il y a autant d'électrons que de protons dans l'étoile, qui était à l'origine neutre, il ne restera à la fin que des neutrons. Le coeur de fer sera donc entièrement transformé en matière neutronique. Comme la matière neutronique est seulement constituer de neutrons, il n'y a donc presque plus de vide dans la matière qui atteint une masse volumique de 10¹⁷kg/m³. La contraction du coeur de fer en matière neutronique se produit extrêmement rapidement, de l'ordre d'un dixième de seconde. Par la suite, le coeur reprend rapidement sa taille normale, ce qu'on appel le rebondissement du coeur, créant ainsi une onde de choc se propageant au travers des différents couche de l'étoile. Comme la densité des couches de l'étoile diminue lorsque qu'on s'éloigne du centre, la vitesse de l'onde choc augmente de plus en plus. Lorsque l'onde de choc atteint la surface de l'étoile, elle peut atteindre des vitesses de la moitié de la vitesse de la lumière. C'est alors que la matière est expulsé et que l'étoile devient une supernova. La luminosité lors de l'explosion peut atteindre 10 milliards de fois la luminosité solaire, ce qui équivaut environ à la luminosité d'une galaxie moyenne. Mais, la luminosité que génère la supernova équivaut seulement à 0,01% de l'énergie libéré lors de l'explosion, 99% de celle-ci étant emporté sous forme de neutrinos et l'autre 1% sous forme d'énergie cinétique dans la matière libéré par l'étoile.

À l'intérieur d'une étoile massive,(a) les éléments fusionne jusqu'a la création d'un noyau de fer(b) qui atteint la masse de Chandrasekhar et commence à s'éffondrer. Nous pouvons commencé à observer la formation de masse neutronique(c), la matière neutronique continue de se condenser (d) et finalement il y a le rebondissement du coeur qui forme une onde de choc qui voyage dans l'étoile(rouge).(e)L'onde de choc accélère en traversant les couches de l'étoiles de moins en moins dense. Tout la matière qu'elle rencontre sur son chemin est éjecter (f), laissant seulement de la matière dégénéré.

« Cadavres » stellaires

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, il est estimé qu'une étoile ayant une masse initiale entre 8 et 20 masses solaires achèvera sa vie sous forme d'étoile à neutron. 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, c'est dernière s'effondrent directement en trou noir.

Type spectral

Observationnellement, une supernova à effondrement de cœur peut correspondre une supernova de type II, à une supernova de type Ib (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène) ou à une supernova de type Ic (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène et son enveloppe d'hélium). La perte de masse se fait soit par vent stellaire (analogue au vent solaire) soit par transfert de masse au compagnon dans un système binaire.$B_{\odot }$