Supernova


La supernova est une étoile massive qui explose et dont la luminosité est très importante.

Continuité : Hors continuité


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  Une supernova est une étoile massive ayant atteint un stade avancé de son évolution, qui explose et se manifeste temporairement par un éclat beaucoup plus élevé. Il en existe deux grands types, selon leur origine : les supernovæ thermonucléaires et les supernovæ à effondrement de cœur.

Les supernovæ thermonucléaires (supernovæ de type Ia)

  Lorsqu'une naine blanche appartient à un système d'étoiles binaires, elle va exercer une attirance sur sa sœur et en absorber toute l'énergie par accrétion. La masse de la naine blanche va alors augmenter, tout comme sa densité. À partir d'une certaine masse (que l'on nomme masse de Chandrasekhar, il s'agit de 1.44 fois la masse du Soleil), la naine blanche va alors s'effondrer sur elle-même, à cause de son propre champ de gravité. Elle va dès lors soit devenir une étoile à neutrons, soit une supernova.

  La température du cœur interne va augmenter, si bien que le processus de fusion au cœur de l'étoile va reprendre, ce qui va entraîner la fusion du carbone de l'étoile. Mais l'augmentation de la température empêche l'augmentation de la pression de dégénérescence, la force qui lutte contre la gravité et fait que l'étoile ne s'effondre pas sur elle-même. La température continue alors d'augmenter, ce qui augmente les réactions de fusion et libère une énergie colossale. Une explosion thermonucléaire survient, 100 milliards de fois plus lumineuse que le Soleil. En à peine quelques secondes, il ne reste plus rien de la naine blanche, anéantie définitivement. Il ne subsiste que quelques débris riches en fer, nickel et cobalt.

Les supernovæ à effondrement de cœur (supernovæ de types Ib, Ic et II)

  Si la masse de l'étoile en fin de vie est supérieure à environ une dizaine de masses solaires, les éléments au cœur de l'étoile fusionnent. En effet, une fois l'hélium de l'étoile consommé, le cœur se contracte et atteint la température d'un milliard de degrés. Le carbone produit par la fusion de l'hélium peut alors lui aussi fusionner pour former de l'oxygène, du néon et du magnésium. La température atteint 1,5 milliard de degrés, et ces atomes fusionnent à leur tour. Plus les atomes sont lourds, et plus il est nécessaire d'avoir des températures élevées pour réaliser leur fusion. Les fusions sont d'ailleurs de plus en plus rapide. La dernière, celle du silicium, ne dure qu'une journée. Elle marque le début de la fin pour l'étoile.

  Avec 26 protons et 30 neutrons, le noyau de fer 56 produit par la fusion du silicium est le plus stable de tous les atomes, il ne peut donc pas fusionner. À ce moment-là, l'étoile a un aspect très différent : son rayon mesure des centaines de millions de kilomètres, et sa structure est comme celle d'un oignon, organisée en couches. Autour du noyau de fer se trouve ainsi une couche de silicium, la suivante est riche en oxygène, puis vient une couche de carbone et enfin une d'hélium. Ces enveloppes rassemblées forment une sphère de quelques dizaines de milliers de kilomètres de rayon entourée d'une enveloppe d'hydrogène.

  Dès que la fusion dans le noyau de fer s'arrête, il n'y a plus de force pour contrer les effets de la gravitation, et le noyau s'effondre sur lui-même. En un dixième de seconde, le diamètre du cœur de fer passe d'une taille de 3.000 kilomètres à seulement 200 ou 300 kilomètres. Cette partie centrale se contracte au point que la matière qui s'y trouve change de nature : on passe d'un plasma de fer à une boule de neutrons d'environ 10 kilomètres de long : l'étoile est en train de devenir une étoile à neutrons. Les neutrons continuent de s'accumuler, et un centième de seconde plus tard, la matière est tellement condensée qu'il n'est plus possible de la comprimer.

   Il n'est donc plus possible d'augmenter la densité du cœur de l'étoile. Sauf que la matière provenant des couches externes de l'étoile continue de s'effondrer sur le cœur et elle vient ainsi frapper le noyau de protons. Ce dernier étant impénétrable, la matière rebondit dessus, provoquant une onde de choc se déplaçant à environ 20% de la vitesse de la lumière (70 millions de kilomètres par seconde environ). L'onde de choc va ensuite se propager vers l'extérieur et tout expulser sur son passage, dans une explosion dont la luminosité est 10 milliards de fois celle du Soleil, soit la luminosité d'une galaxie entière.

  Une fois l'étoile explosée, il ne demeure qu'une étoile à neutrons (généralement pour les étoiles d'une masse inférieure à 20 masses solaires) ou bien un trou noir (pour les étoiles allant jusqu'à 40 masses solaires).
  On peut noter qu'une étoile faisant plus de 40 fois la masse du Soleil se transformera directement en trou noir, sans même produire d'explosion en supernova.
  
Supernova

La nébuleuse du Crabe, vestige d'une supernova à effondrement de cœur repérée par des astronomes chinois en 1504. Ce nuage de débris s'étendant sur 6 années-lumière entoure une étoile à neutrons. Les couleurs vivent indiquent la présence d'éléments différents : hydrogène (orange), oxygène (bleu et rouge) et souffre (vert).




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Informations encyclopédiques
Supernova
Nom
Supernova
Type
Etoile

Informations administratives
Auteur principal

Co-auteur(s)

Date de création
avant 2006

Date de modification
19/01/2021

Nombre de lectures
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Malgré tout le sérieux dont nous tentons de faire preuve en rédigeant ces fiches, ne perdez pas de vue que nous ne sommes pas des spécialistes de la question et que l'erreur est humaine, et ce même si toutes les sources utilisées sont supposées être "sérieuses". Pour information, voici la liste des diverses sources utilisées pour cette partie consacrée à l'astronomie :

    - Encyclopédie Quid
    - Encyclopédie Encarta
    - Site internet Futura Sciences
    - Site internet de la NASA
    - Site internet du téléscope spatial Hubble
    - Site internet de l'Agence Spatiale Européenne
    - Site internet du Centre National de la Recherche Scientifique
    - Site internet du Centre National d'Etudes Spatiales
    - Site internet 01univers
    - Site internet Astronomes

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