Supernova

Vidéo éducative sur les explosions de supernovae de la NASA

SN et SN 2007ck 2007co dans la même galaxie

Multiwavelength Rayon X, infrarouge et optique image compilation de Kepler vestige de supernova, SN 1604.

Une supernova (SN abrégé, pluriel SNe après supernovae) est un stellaire explosion qui est plus énergique qu'un nova. Il est prononcé pron .: / ˌ s U p ər n oʊ v ə / Avec le supernovae pluriel / ˌ s U p ər n oʊ v Je / Ou supernovas. Les supernovae sont très lumineux et provoquer une explosion de rayonnement qui surpasse souvent brièvement toute une galaxie , avant de disparaître de la vue sur plusieurs semaines ou mois. Pendant ce court intervalle une supernova peut émettre autant d'énergie que le Soleil se attend à émettre sur toute sa durée de vie. L'explosion expulse beaucoup ou la totalité de la matière d'une étoile à une vitesse allant jusqu'à 30000 km / s (10% de la vitesse de la lumière ), entraînant une onde de choc dans les environs milieu interstellaire. Cette onde de choc balaie une coquille en expansion de gaz et de poussière appelé vestige de supernova.

Nouvelle signifie «nouveau» dans latine , se référant à ce qui semble être une nouvelle étoile très brillante qui brille dans le sphère céleste; le préfixe «super» distingue supernovae de novae ordinaire, qui sont beaucoup moins lumineuse. Le mot a été inventé par supernova Walter Baade et Fritz Zwicky en 1931. Supernovae peut être déclenchée dans l'une des deux façons: par le rallumage soudaine de la fusion nucléaire dans un étoiles dégénérée; ou par l'effondrement du noyau d'une étoile massive. Le noyau d'un vieillissement étoile massive peut subir soudaine effondrement gravitationnel, libérant énergie potentielle gravitationnelle qui peut créer une explosion de supernova. Alternativement, une naine blanche étoiles peut se accumuler suffisamment de matière à partir d'un compagnon stellaire (soit par accrétion ou via une fusion) d'amasser suffisamment sa température à cœur enflammer fusion de carbone, après quoi il subit fusion nucléaire emballement, complètement perturber.

Bien qu'aucune supernova a été observée dans la Voie Lactée depuis SN 1604, les restes de supernovae indiquent qu'en moyenne, l'événement se produit environ trois fois chaque siècle dans la Voie Lactée. Ils jouent un rôle important dans l'enrichissement du milieu interstellaire avec supérieur masse éléments . En outre, les ondes de choc des explosions de supernovae expansion peuvent déclencher la formation de nouvelles étoiles.

Observation d'histoire

La nébuleuse du Crabe est une pulsar nébuleuse de vent associé à la 1054 supernova

L'intérêt d'Hipparque dans les étoiles fixes peut avoir été inspiré par l'observation d'une supernova (selon Pline). La supernova enregistrée la plus tôt, SN 185, a été vu par les Astronomes chinois en 185 AD. La supernova enregistrée était la plus brillante SN 1006, qui a été décrite en détail par les Chinois et Astronomes islamiques. La supernova largement observée SN 1054 a produit la nébuleuse du Crabe . Supernovae SN 1572 et SN 1604, la dernière à observer à l'œil nu dans la galaxie de la Voie Lactée, eu des effets notables sur le développement de l'astronomie en Europe parce qu'ils ont été utilisés pour argumenter contre l' aristotélicienne idée que l'univers au-delà de la Lune et des planètes était immuable. Johannes Kepler a commencé à observer SN 1604 le 17 Octobre, 1604. Ce était la deuxième supernova à observer dans une génération (après 1572 vu par SN Tycho Brahe dans Cassiopée).

Depuis le développement du télescope , le domaine de la découverte supernova se est étendue à d'autres galaxies, en commençant par l'observation de la supernova 1885 S Andromedae dans la galaxie d'Andromède . Supernovae fournissent des informations importantes sur des distances cosmologiques. Au cours du XXe siècle, des modèles de réussite pour chaque type de supernova ont été développés, et la compréhension du rôle de supernovae dans le processus de formation d'étoiles de scientifiques est en croissance. Astronomes américains Rudolph Minkowski et Fritz Zwicky a développé le système de classification de supernova moderne à partir de 1941.

Dans les années 1960, les astronomes ont constaté que les intensités maximales des explosions de supernovae pourraient être utilisés comme bougies standard, donc des indicateurs de distances astronomiques. Certains des supernovae les plus lointaines observé récemment est apparu plus faible que prévu. Cela corrobore l'idée que l'expansion de la univers se accélère. Des techniques ont été développées pour reconstruire les explosions de supernovae qui ne ont pas de documents écrits d'être observé. La date de la Cassiopée Un événement supernova a été déterminée à partir de la lumière se fait l'écho off nébuleuses, alors que l'âge des restes de supernova RX J0852.0-4622 a été estimé à partir des mesures de température et la des émissions de rayons gamma de la désintégration de le titane-44. En 2009, les nitrates ont été découverts dans les dépôts glaciaires de l'Antarctique qui correspondent aux heures des événements de supernovae dernières.

Découverte

Les premiers travaux sur ce qui était initialement censé être tout simplement une nouvelle catégorie de novae a été réalisée au cours des années 1930 par Walter Baade et Fritz Zwicky à l'Observatoire du Mont Wilson. Le nom super-novae a été utilisé en premier lors de conférences tenues à 1931 Caltech par Baade et Zwicky, puis utilisée publiquement en 1933 lors d'une réunion de la American Physical Society. En 1938, le trait d'union avait été perdu et le nom moderne est en cours d'utilisation. Parce que les supernovae sont des événements relativement rares, dans une galaxie, se produisant environ une fois tous les 50 ans dans la Voie Lactée, l'obtention d'un bon échantillon de supernovae à étudier nécessite une surveillance régulière de nombreuses galaxies.

Supernovae dans d'autres galaxies ne peut être prédit avec précision significative. Normalement, quand ils sont découverts, ils sont déjà en cours. Plus d'intérêt scientifique dans supernovae-que bougies standard pour la mesure de distance, par exemple, ont besoin d'une observation de leur pic de luminosité. Il est donc important de bien les découvrir avant qu'ils ne atteignent leur maximum. Les astronomes amateurs, qui sont beaucoup plus nombreux astronomes professionnels, ont joué un rôle important dans la recherche de supernovae, généralement en regardant certaines des galaxies plus proches à travers un télescope optique et en les comparant à des photographies antérieures.

Vers la fin du 20e siècle les astronomes de plus en plus tournés vers télescopes contrôlés par l'ordinateur et CCD pour la chasse supernovae. Bien que ces systèmes sont populaires auprès des amateurs, il ya aussi des installations professionnelles comme la Imaging Telescope automatique Katzman. Récemment, le Supernova système d'alerte précoce projet (SNEWS) a commencé à utiliser un réseau de détecteurs de neutrinos pour donner l'alerte précoce d'une supernova dans la galaxie de la Voie Lactée. Les neutrinos sont des particules qui sont produites en grandes quantités par l'explosion d'une supernova, et ils ne sont pas significativement absorbés par le gaz interstellaire et la poussière du disque galactique.

Recherches Supernova se répartissent en deux catégories: ceux qui sont axés sur les événements relativement proches et ceux qui recherchent des explosions plus loin. À cause de la expansion de l'univers, la distance à un objet à distance avec un spectre d'émission connu peut être estimée par la mesure de son Doppler (ou redshift ); en moyenne, des objets plus éloignés reculer avec une plus grande vitesse que ceux à proximité, et ainsi avoir un redshift supérieur. Ainsi, la recherche est réparti entre haute et basse redshift redshift, avec la limite de tomber autour d'une gamme de redshift z = 0,1 à 0,3, où z est une mesure sans dimension de la fréquence de changement du spectre.

Recherches grand redshift pour supernovae impliquent généralement l'observation des courbes de lumière de supernovae. Elles sont utiles pour bougies standards ou calibrés pour générer des diagrammes de Hubble et faire des prédictions cosmologiques. spectroscopie de Supernova, utilisé pour étudier la physique et environnements de supernovae, est plus pratique à basse qu'à haute redshift. Observations bas redshift ancrent aussi la fin faible distance de la courbe de Hubble, qui est une parcelle de la distance par rapport redshift pour les galaxies visibles. (Voir aussi la loi de Hubble ).

Convention de dénomination

SN 1994D, un supernova de type Ia dans le NGC 4526 galaxie (point lumineux en bas à gauche)

découvertes de Supernova sont signalés à la Union Astronomique Internationale de Bureau central des télégrammes astronomiques, qui envoie une circulaire avec le nom qu'elle attribue à cette supernova. Le nom est le SN marqueur suivi de l'année de la découverte, avec le suffixe d'une désignation d'une ou deux lettres. Les 26 premières supernovae de l'année sont désignés par une lettre majuscule de A à Z. Ensuite paires de lettres minuscules sont utilisées: AA, AB, et ainsi de suite. Ainsi, par exemple, SN 2003C désigne la troisième supernova déclarée dans l'année 2003. La dernière supernova SN 2005 était 2005nc, indiquant que ce était la supernova 367e trouvé en 2005. Depuis 2000, les astronomes professionnels et amateurs trouvent plusieurs centaines de supernovae chacun année (572 en 2007, 261 en 2008, 390 en 2009).

Supernovae historiques sont connus simplement en l'année où ils se sont produits: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (appelé Nova de Tycho) et SN 1604 (l'étoile de Kepler). Depuis 1885 la notation supplémentaire lettre a été utilisé, même se il y avait une seule supernova découvert cette année (par exemple SN 1885A, SN 1907a, etc.) - ce dernier est arrivé avec SN 1947A SN, pour SuperNova, est un préfixe standard.. Jusqu'en 1987, les désignations à deux lettres ont été rarement nécessaires; depuis 1988, cependant, ils ont été nécessaires chaque année.

Classification

Dans le cadre de la tentative de comprendre les supernovae, les astronomes les ont classés en fonction de leur courbes légères et le raies d'absorption des différents éléments chimiques qui apparaissent dans leur Les spectres. Le premier élément de division est la présence ou l'absence d'une ligne provoqué par un atome d'hydrogène . Si le spectre d'une supernova contient des lignes de l'hydrogène (appelé Série de Balmer dans la partie visible du spectre) il est classé de type II; sinon il est de type I. Dans chacun de ces deux types il ya subdivisions fonction de la présence de lignes à partir d'autres éléments de la forme ou de la courbe de lumière (un graphique de la supernova de magnitude apparente en fonction du temps).

Type I

Le supernovae de type I sont subdivisés sur la base de leurs spectres, de type Ia montrant une raie d'absorption de silicium ionisé forte. Type I supernova sans cette ligne forte sont classés comme types Ib et Ic, de type Ib montrant de fortes raies de l'hélium neutre et tapez Ic qui en sont dépourvues. Les courbes de lumière sont tous similaires, bien que de type Ia sont généralement plus lumineuses au pic de luminosité, mais la courbe de lumière ne est pas important pour la classification des supernovae de type I.

Un petit nombre de supernovae de type Ia exposition caractéristiques inhabituelles comme la luminosité non-standard ou courbes de lumière élargies, et ceux-ci sont généralement classés en se référant au premier exemple montrant des caractéristiques similaires. Par exemple, le sous-lumineux SN 2008ha est souvent appelée SN 2002cx-like ou de classe Ia-2002cx.

Type II

Courbes de lumière sont utilisés pour classer les types II-P et de type II-L supernovae

Le supernovae de type II peut également être subdivisé en fonction de leurs spectres. Alors que la plupart de type II spectacle de supernova très large raies d'émission qui indiquent les vitesses d'expansion de plusieurs milliers de kilomètres par seconde, certains, comme SN 2005gl ont des caractéristiques relativement étroites dans leur spectre. Elles sont appelées type IIn, où le 'n' signifie «étroite».

A quelques supernovae, tels que SN 1987K et SN 1993J, semble changer types: ils montrent raies de l'hydrogène à des temps précoces, mais, sur une période de plusieurs semaines à plusieurs mois, été dominée par des lignes de l'hélium. Le terme "Type IIb" est utilisé pour décrire la combinaison des caractéristiques normalement associées aux types II et Ib.

supernovae de type II avec des spectres normales dominés par des lignes d'hydrogène larges qui restent pour la vie de la baisse sont classés sur la base de leurs courbes de lumière. Le type le plus commun montre un «plateau» distinctif dans la courbe de lumière peu après le pic de luminosité lorsque la luminosité visuelle reste relativement constante pendant plusieurs mois avant la baisse reprend. Elles sont appelées de type II-P se référant au plateau. Moins courantes sont de type II-L supernovae qui manquent un plateau distincte. Le "L" signifie "linéaire" bien que la courbe de lumière ne est pas réellement une ligne droite.

Supernovae qui ne rentre pas dans les classifications normales sont désignés particulière, ou «pec '.

Les modèles actuels

Les codes de type décrits ci-dessus que les astronomes donnent à supernovas sont taxonomique dans la nature: le numéro du type décrit la lumière de la supernova observée, pas nécessairement sa cause. Par exemple, supernovae de type Ia sont produites à partir dégénérés naines blanches progéniteurs par accrétion de la matière tandis que le type spectral similaire Ib / c sont produits à partir des progéniteurs massifs de Wolf-Rayet selon le noyau effondrement. Le tableau suivant résume ce que les astronomes croient actuellement sont les explications les plus plausibles pour supernovae.

Runaway thermique

Formation d'une supernova de type Ia

Une naine blanche peut se accumuler suffisamment de matière à partir d'un compagnon stellaire (soit par accrétion ou via une fusion) d'amasser suffisamment sa température à cœur enflammer fusion de carbone, après quoi il subit fusion nucléaire emballement, complètement perturber. La grande majorité sont pensés pour être produite par la progressive accrétion d'hydrogène et d'un peu d'hélium. Parce que ce type d'inflammation supernova se produit toujours dans les étoiles avec une masse presque identique et la composition chimique très similaire, supernovae de type Ia ont des propriétés très uniformes et sont utiles comme chandelles standard sur des distances intergalactiques. Certains calibrages sont nécessaires pour compenser le changement graduel dans les propriétés ou des fréquences différentes de supernovae de luminosité anormale à haute décalage vers le rouge, et pour de petites variations de luminosité identifiés par la forme de la courbe de lumière ou du spectre.

Standard Type Ia

Il ya plusieurs moyens par lesquels une supernova de ce type peut se former, mais ils partagent un mécanisme sous-jacent commun. Si un carbone - oxygène naine blanche désactualisé suffisamment de matière pour atteindre le Limite de Chandrasekhar d'environ 1,38 masses solaires (pour une étoile non rotatif), il ne serait plus en mesure de soutenir l'essentiel de son plasma à travers électrons pression dégénérescence et commencerait à se effondrer. Cependant, la vue actuelle est que cette limite ne est normalement pas atteint; la température et la densité croissante à l'intérieur du noyau enflammer fusion de carbone comme l'étoile se approche de la limite (jusqu'à environ 1%), avant l'effondrement est initiée. En quelques secondes, une fraction substantielle de la question à la naine blanche subit la fusion nucléaire, libérant suffisamment d'énergie (1-2 × 10 ⁴⁴ joules) pour délier l'étoile dans une explosion de supernova. Une expansion vers l'extérieur onde de choc est générée, avec des vitesses atteignant la matière de l'ordre de 5,000-20,000 km / s, soit environ 3% de la vitesse de la lumière. Il existe également une augmentation significative de la luminosité, pour atteindre un magnitude absolue de -19,3 (ou 5 milliards de fois plus brillante que le Soleil), avec peu de variation.

Le modèle pour la formation de cette catégorie de supernova est un fermé étoile binaire système. La plus grande des deux étoiles est le premier à évoluer au large de la séquence principale, et il élargit pour former une géante rouge . Les deux stars partagent maintenant une enveloppe commune, provoquant leur orbite mutuelle à se rétrécir. L'étoile géante met alors la plupart de son enveloppe, perte de masse jusqu'à ce qu'il ne peut plus continuer la fusion nucléaire. À ce stade, il devient une étoile naine blanche, composée principalement de carbone et d'oxygène. Finalement, l'étoile secondaire évolue également au large de la séquence principale pour former une géante rouge. Matière du géant se accroît par la naine blanche, provoquant ce dernier d'augmenter la masse. Malgré l'acceptation généralisée du modèle de base, les détails exacts de l'initiation et des éléments lourds produits dans l'explosion sont encore mal connues.

Supernovae de type Ia suivent une caractéristique lumière courbe du graphique de luminosité en fonction du temps après l'explosion. Cette luminosité est généré par le désintégration radioactive du nickel -56 travers cobalt -56 à fer -56. Le pic de luminosité de la courbe de lumière est extrêmement uniforme dans les supernovae de type Ia normale, ayant un maximum magnitude absolue d'environ -19,3. Cela leur permet d'être utilisés comme un secondaire bougie standard pour mesurer la distance à leurs hôtes galaxies .

Non-standard Type Ia

Un autre modèle pour la formation d'une explosion de type Ia implique la fusion de deux étoiles naines blanches, avec la masse totale dépassant momentanément la limite de Chandrasekhar. Il ya beaucoup de variations dans ce type d'explosion, et dans de nombreux cas il peut y avoir aucune supernova du tout, mais il est prévu qu'ils auront une courbe de lumière plus large et moins lumineuse que le type Ia plus normal des explosions.

Anormalement Type Ia supernovae sont lumineux prévu lorsque la naine blanche a déjà une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar, éventuellement renforcée encore par l'asymétrie, mais la matière éjectée aura moins de l'énergie cinétique normale.

Il n'y a pas de sous-classification formelle pour la non-standard supernovae de type Ia.

L'effondrement de base

Les couches d'oignon comme d'un massif, évolué étoile juste avant l'effondrement de base (Pas à l'échelle)

Étoiles très massives peuvent subir noyau effondrement lorsque la fusion nucléaire devient soudainement incapable de maintenir le noyau contre sa propre gravité; ce est la cause de tous les types de supernova de type Ia exception. L'effondrement peut provoquer l'expulsion violente des couches externes de l'étoile résultant en une supernova, ou la libération d'énergie potentielle gravitationnelle peut être insuffisante et l'étoile peut se effondrer dans un trou noir ou étoile à neutrons avec peu d'énergie rayonnée.

Effondrement Core peut être causée par plusieurs mécanismes différents: capture d'électrons; dépassant la Limite de Chandrasekhar; paire instabilité; ou photodésintégration. Quand une étoile massive se développe un noyau de fer supérieure à la masse de Chandrasekhar, il ne sera plus capable de se soutenir par électrons pression dégénérescence et va se effondrer suite à une étoile à neutrons ou un trou noir. capture d'électrons par le magnésium dans un dégénéré O / Ne / Mg causes fondamentales effondrement gravitationnel suivie par fusion explosive de l'oxygène, avec des résultats très similaires. Électron-positron production dans un grand noyau post-combustion de l'hélium paire supprime soutien thermodynamique et provoque l'effondrement initiale suivie par fusion emballement, résultant en une supernova paire instabilité. Un assez grand et chaud noyau stellaire peut générer des rayons gamma assez énergiques pour initier photodésintégration directement, ce qui entraînera un effondrement complet du noyau.

Le tableau ci-dessous énumère les raisons connues pour l'effondrement de base dans les étoiles massives, les types d'étoiles qu'ils se produisent dans, leur type de supernova associé, et le reste produites. Le métallicité est la proportion des éléments autres que l'hydrogène ou l'hélium, par rapport au Soleil La masse initiale est la masse de l'étoile avant l'événement de supernova, compte tenu des multiples de la masse du Soleil, bien que la masse au moment de la supernova peut être beaucoup plus faible. Type IIn supernovae ne sont pas répertoriés dans le tableau. Ils peuvent potentiellement être produits par divers types d'effondrement de base dans différentes étoiles progénitrices, peut-être même par type IA allumages naines blanches, bien qu'il semble que la plupart seront en fer effondrement de base dans lumineuse supergéantes ou (y compris hypergiants LBV). Les raies spectrales étroites pour lesquelles ils sont nommés se produisent parce que la supernova est en pleine expansion dans un petit nuage dense de matière circumstellaire.

Dans un massif, évolué astérisque (a) les coquilles d'oignons couches d'éléments subissent la fusion, formant un noyau de fer (b) qui atteint Chandrasekhar masse et commence à se effondrer. La partie interne du noyau est comprimé en neutrons (c), provoquant matériau infalling à rebondir (d) et former un front de choc se propageant vers l'extérieur (rouge). Le choc commence à caler (e), mais il est revigoré par un processus qui peut comprendre l'interaction des neutrinos. Le matériau environnant est dynamité distance (f), laissant seulement un vestige dégénérée.

Quand un noyau stellaire ne est plus supporté contre la gravité, il se effondre sur elle-même avec des vitesses atteignant 70000 km / s (0,23 c ), résultant en une augmentation rapide de la température et de la densité. Ce qui suit dépend de la masse et de la structure du noyau se effondrer, avec de faibles noyaux dégénérés masse formant les étoiles à neutrons, les noyaux de masse dégénérés supérieurs la plupart se effondrent complètement aux trous noirs, et des noyaux non-dégénérés subissant la fusion emballement.

L'effondrement initial de noyaux dégénérés est accélérée par désintégration bêta, photodésintégration et capture d'électrons, ce qui provoque une explosion de neutrinos électrons. Comme la densité augmente, émission de neutrino est coupée car ils sont pris au piège dans le noyau. Le noyau interne atteint finalement généralement 30 km de diamètre et une densité comparable à celle d'un noyau atomique , et neutrons pression de dégénérescence tente de stopper l'effondrement. Si la masse de base est plus que d'environ 15 masses solaires puis neutrons dégénérescence est insuffisante pour arrêter l'effondrement et un noir trou forme directement sans explosion de supernova.

Dans noyaux plus faible masse l'effondrement est arrêté et le noyau de neutrons nouvellement formé a une température initiale d'environ 100 milliards de kelvin , 6000 fois la température du noyau du soleil. Forme neutrinos «thermique» comme paires de neutrinos-antineutrino de tous des arômes, et un total de plusieurs fois le nombre de neutrinos à capture d'électrons. Environ 10 ⁴⁶ joules, environ 10% de la masse reste de l'étoile, est converti en un dix-seconde salve de neutrinos qui est la sortie principale de l'événement. L'effondrement soudain stoppé base rebondit et produit un onde de choc qui cale sein millisecondes dans le noyau externe que l'énergie est perdue par la dissociation des éléments lourds. Un procédé qui ne est pas clairement compris est nécessaire pour permettre les couches externes de l'âme de réabsorber environ 10 ⁴⁴ joules (1 ennemi) de l'impulsion de neutrino, produire l'explosion visible, mais il ya aussi d'autres théories sur la façon d'alimenter l'explosion.

Certains matériaux de l'enveloppe extérieure retombe sur l'étoile à neutrons, et pour les noyaux au-delà d'environ huit masses solaires il ya repli suffisante pour former un trou noir. Ce repli permettra de réduire l'énergie cinétique de l'explosion et la masse de matières radioactives expulsé, mais dans certaines situations, il peut également générer des jets relativistes qui résultent en un sursaut gamma ou un supernova extrêmement lumineuse.

Effondrement de massives noyaux non-dégénérés se enflamme encore fusion. Lorsque l'effondrement de base est initiée par paire instabilité, la fusion de l'oxygène commence et l'effondrement peut être interrompu. Pour les masses de base de 40 à 60 masses solaires, l'effondrement se arrête et l'étoile reste intacte, mais la partie centrale effondrement se produira à nouveau quand un plus grand noyau est formé. Pour noyaux d'environ 60 à 130 masses solaires, la fusion de l'oxygène et des éléments plus lourds est si énergique que l'étoile entière est perturbée, provoquant une supernova. À l'extrémité supérieure de la gamme de masse, la supernova est exceptionnellement lumineux et extrêmement longue durée en raison de nombreuses masses solaires de Ni éjecté _56. Pour encore plus fondamentales des masses, la température du noyau devient suffisamment élevée pour permettre photodésintégration et le noyau se effondre complètement dans un trou noir.

Type II

Le atypique subluminous type II SN 1997d

Étoiles avec des masses initiales moins de huit fois le soleil, ne développent jamais un noyau assez grande pour se effondrer et ils finissent par perdre leurs atmosphères pour devenir des naines blanches. Étoiles avec au moins neuf masses solaires de matière évoluent de façon complexe, brûlant progressivement des éléments plus lourds à des températures plus chaudes dans leurs cœurs. L'étoile devient couches comme un oignon, avec l'incendie d'éléments plus facilement fusionnés survenant dans les grandes coquilles.

Lorsque le noyau effondrement se produit pendant une phase supergéante quand l'étoile a encore une enveloppe d'hydrogène, le résultat est un type II supernova. Le taux de perte de masse des étoiles lumineuses dépend de la métallicité et la luminosité. Extrêmement étoiles lumineuses à proximité de métallicité solaire perdront tout leur hydrogène avant qu'ils ne atteignent l'effondrement de base et ne sera donc pas former un type II supernova. A faible métallicité, toutes les étoiles atteindront effondrement de base avec une enveloppe d'hydrogène, mais suffisamment massif étoiles effondrement directement à un trou noir sans produire une supernova visible.

Étoiles avec une masse initiale jusqu'à environ 90 fois le soleil, ou un peu moins à haute métallicité, devraient se traduire dans un type II-P supernova qui est le type le plus couramment observé. Au modéré à élevé métallicité, étoiles Près de l'extrémité supérieure de cette fourchette de masse aura perdu la plupart de leur hydrogène lorsque le noyau effondrement se produit et le résultat sera un type II-L supernova. A très faible métallicité, étoiles d'environ 140 à 250 masses solaires atteindront effondrement coeur par paire instabilité pendant qu'ils ont encore une atmosphère d'hydrogène et un noyau d'oxygène et le résultat sera une supernova de type II avec des caractéristiques, mais une très grande masse de Ni éjecté ₅₆ et haute luminosité.

Tapez Ib et Ic

SN 2008D, un type Ib supernova, représenté en X-ray (à gauche) et la lumière visible (à droite) à l'extrémité supérieure de la galaxie

Ces supernovae, comme celles de type II, sont des étoiles massives qui subissent noyau effondrement. Toutefois, les étoiles qui deviennent Types Ib et le supernovae ont perdu la plupart de leurs (hydrogène) enveloppes extérieures raison de la forte vents stellaires ou encore de l'interaction avec un compagnon. Ces étoiles sont connus comme Étoiles Wolf-Rayet, et ils se produisent à modéré à élevé métallicité où continuum entraîné vents causent des taux de perte de masse suffisamment élevées. Observations de type IB / c supernova ne correspondent pas à la survenance observés ou attendus des étoiles de Wolf Rayet et d'autres explications pour ce type de noyau effondrement supernova impliquer étoiles dépouillé de leur hydrogène par des interactions binaires. Modèles binaires offrent un meilleur match pour le supernovae observées, à la condition qu'aucun étoiles d'hélium binaires appropriés ont déjà été observés. Depuis l'explosion d'une supernova peut se produire chaque fois que la masse de l'étoile au moment de l'effondrement de base est suffisamment faible pour ne pas provoquer de repli complète d'un trou noir, toute étoile massive peut entraîner une supernova se il perd assez de masse avant noyau effondrement se produit.

Supernovae de type Ib sont les plus fréquentes et résultent d'étoiles Wolf-Rayet de type de WC qui ont encore de l'hélium dans leurs atmosphères. Pour une gamme étroite de masses, étoiles encore évoluer avant d'atteindre noyau effondrement de devenir WO étoiles avec très peu d'hélium reste et ce sont les progéniteurs de supernovae de type Ic.

A quelques pour cent des supernovae de type Ic sont associés à sursauts gamma (GRB), mais on pense également que tout type Ib ou Ic supernova débarrassé de l'hydrogène pourrait produire un GRB, en fonction de la géométrie de l'explosion.

Courbes de lumière

Courbes de lumière de type supernova comparative

Les courbes de lumière visuelles de différents types de supernovae varient en forme et en amplitude, en fonction des mécanismes sous-jacents de l'explosion, la manière dont le rayonnement visible est produit, et la transparence de la matière éjectée. Les courbes de lumière peuvent être très différente à d'autres longueurs d'onde. Par exemple, à des longueurs d'onde plus courtes UV et il ya un pic très lumineuse qui ne dure que quelques heures, correspondant à l'évasion de choc de l'explosion initiale, qui est difficilement détectable à des longueurs d'onde.

Les courbes de lumière pour type Ia sont pour la plupart très uniforme, avec une magnitude absolue maximum compatible et une baisse relativement forte luminosité. La production d'énergie est entraîné par la désintégration radioactive du nickel-56 (demi-vie 6 jours), qui se désintègre au cobalt-56 radioactif (demi-vie 77 jours). Ces radio-isotopes à partir de matériaux éjectés dans l'explosion excitent matériau environnant à incandescence. Les phases initiales de la baisse de la courbe de lumière fortement que la taille effective de la photosphère diminue et rayonnement électromagnétique piégé est épuisée. La courbe de lumière continue de diminuer dans la bande de B se il peut montrer un petit épaulement dans le visuel à environ 40 jours, mais ce ne est que l'ombre d'un maximum secondaire qui se produit dans l'infra-rouge comme certains éléments lourds ionisés recombiner pour produire le rayonnement infra-rouge et la ejecta deviennent transparents à elle. La courbe de lumière visuelle continue de diminuer à un taux légèrement supérieur au taux de décroissance de la cobalt radioactif (qui a la demi-vie plus longue et contrôle la courbe plus tard), parce que la matière éjectée devient plus diffus et moins en mesure de convertir le rayonnement de haute énergie en un rayonnement visuel. Après plusieurs mois, la courbe de lumière change à nouveau son taux de déclin, la tomographie par émission devient dominante à partir du cobalt-56 restant, bien que cette partie de la courbe de lumière a été peu étudiée.

Type IB et IC courbes de lumière sont essentiellement similaire au type Ia bien avec un pic luminosité moyenne inférieure. La sortie de la lumière visible est à nouveau en raison de la désintégration radioactive étant convertie en rayonnement visuel, mais il ya une masse beaucoup plus faible de nickel 56 dans ces types d'explosion. Le pic de luminosité varie considérablement et il ya même Type occasionnels commandes Ib / c de supernovae de grandeur plus et moins lumineux que la norme. Le type le plus lumineux Ic supernovae sont appelés hypernovae et ont tendance à avoir élargi courbes de lumière en plus de la luminosité de crête augmente. La source de l'énergie supplémentaire est pensé pour être jets relativistes entraînés par la formation d'un trou noir en rotation, qui produisent aussi sursauts gamma.

Les courbes de lumière pour les supernovae de type II se caractérisent par une baisse beaucoup plus lent que de type I, de l'ordre de 0,05 grandeurs par jour, à l'exclusion de la phase de plateau. La sortie de la lumière visible est dominé par l'énergie cinétique plutôt que la désintégration radioactive pendant plusieurs mois, principalement en raison de l'existence de l'hydrogène dans les éjectas de l'atmosphère de l'étoile supergéante progénitrices. Dans l'explosion initiale cet hydrogène devient chauffé et ionisé. La majorité des supernovae de type II montrent un plateau prolongée dans leurs courbes de lumière que cet hydrogène se recombine, émettant de la lumière visible et de plus en plus transparent. Ce est alors suivie d'une courbe de lumière baisse entraînée par la désintégration radioactive bien plus lente que dans supernovae de type I, en raison de l'efficacité de la conversion en lumière par tout l'hydrogène.

Dans le type II-L le plateau est absent parce que le géniteur avait relativement peu d'hydrogène laissé dans son atmosphère, suffisant pour apparaître dans le spectre, mais insuffisante pour produire un plateau sensible de la production de lumière. Dans le type IIb supernovae l'atmosphère d'hydrogène de l'ancêtre est tellement épuisée (pensé pour être en raison de décapage de marée par une étoile compagnon) que la courbe de lumière est plus proche d'un I supernova de type et l'hydrogène disparaît même du spectre après plusieurs semaines.

Type IIn supernovae se caractérisent par des lignes spectrales étroites supplémentaires produites dans une coquille de matière circumstellaire dense. Leurs courbes de lumière sont généralement très large et étendu, parfois aussi extrêmement lumineux et désignés comme une hypernova. Ces courbes de lumière sont produits par la conversion hautement efficace de l'énergie cinétique du rayonnement électromagnétique dans éjections par interaction avec l'enveloppe dense de matériau. Cela se produit uniquement lorsque le matériau est suffisamment dense et compact, ce qui indique que est a été produit par l'étoile progénitrice elle-même que peu de temps avant la supernova se produit.

Un grand nombre de supernovae ont été catalogués et classés pour fournir des bougies à distance et modèles d'essai. Caractéristiques moyennes varient quelque peu avec la distance et le type de galaxie hôte, mais peuvent largement être spécifiés pour chaque type de supernova.

Notes:

Asymétrie

Le pulsar dans lanébuleuse du Crabese déplace à 375 km / s par rapport à la nébuleuse.

Un puzzle de longue date entourant supernovae de type II est la raison pour laquelle l'objet compact qui reste après l'explosion est donné une grande vitesse loin de la base. (Les étoiles à neutrons sont observés, comme les pulsars, d'avoir des vitesses élevées; trous noirs sans doute faire aussi bien, mais sont beaucoup plus difficiles à observer dans l'isolement.) L'élan initial peut être considérable, propulsant un objet de plus d'une masse solaire à une vitesse de 500 km / s ou plus. Ce déplacement indique une asymétrie dans l'explosion, mais le mécanisme par lequel cet élan est transféré à l'objet compact reste une énigme. Explications proposées pour ce coup de pied comprennent convection dans l'étoile et le jet effondrer la production lors de la formation d'étoile à neutrons.

Une explication possible de l'asymétrie dans l'explosion est grande échelle convection dessus du coeur. La convection peut créer des variations dans les abondances d'éléments locaux, ce qui entraîne la combustion nucléaire inégale lors de l'effondrement, de rebond et d'explosion résultant.

Une autre explication possible est que l'accrétion de gaz sur l'étoile à neutrons centrale peut créer un disque qui pousse jets très directionnels, propulsant la matière à une vitesse élevée sur l'étoile, et la conduite chocs transversaux qui perturbent complètement l'étoile. Ces jets pourraient jouer un rôle crucial dans l'explosion d'une supernova résultant. (Un modèle similaire est aujourd'hui privilégiée pour expliquer longues bouffées de rayons gamma.)

Asymétries initiales ont également été confirmés dans de Type Ia explosions de supernovae par l'observation. Ce résultat peut signifier que la luminosité initiale de ce type de supernova dépend de l'angle de vision. Toutefois, l'explosion devient plus symétrique avec le passage du temps. Les premiers asymétries sont détectables par mesure de la polarisation de la lumière émise.

La production d'énergie

Les désintégrations radioactives de nickel-cobalt-56 et 56 qui produisent une courbe de lumière visible supernova

Bien que nous sommes habitués à la pensée de supernovae principalement comme des événements visibles lumineux, le rayonnement électromagnétique qu'ils produisent est presque un effet secondaire mineur de l'explosion. Particulièrement dans le cas de l'âme supernovae, le rayonnement électromagnétique émis est une infime fraction de l'énergie totale de l'événement.

Il ya une différence fondamentale entre le solde de la production d'énergie dans les différents types de supernova. Dans le type Ia détonations naines blanches, la plupart de l'énergie de l'explosion est dirigé dans la synthèse d'éléments lourds et de l'énergie cinétique de l'éjecta. Dans noyau supernovae, la grande majorité de l'énergie est dirigée dans émission de neutrino, et alors que certains de ces pouvoirs apparemment la principale explosion 99% + de l'évasion neutrinos dans les premières minutes suivant le début de l'effondrement.

Supernovae de type Ia tirent leur énergie de fusion nucléaire emballement d'une naine blanche carbone-oxygène. Détails de l'énergétique ne sont pas encore entièrement modélisés, mais le résultat final est l'éjection de la totalité de la masse de l'étoile d'origine avec une énergie cinétique élevée. Environ la moitié de cette masse solaire est Ni ₅₆ généré à partir de la combustion de silicium. Ni ₅₆ est radioactif et génère Co ₅₆ par désintégration bêta plus avec une demi-vie de six jours, plus de rayons gamma. Co ₅₆ se désintègre par la bêta plus chemin avec une demi-vie de 77 jours à stable Fe ₅₆ . Ces deux processus sont responsables pour le rayonnement électromagnétique provenant de supernovae de type Ia. En combinaison avec la transparence changeante de la matière éjectée, ils produisent la courbe de lumière en déclin rapide.

Noyau supernovae sont en moyenne plus faible que visuellement supernovae de type Ia, mais l'énergie totale libérée est beaucoup plus élevé. Ceci est entraînée par l'énergie potentielle gravitationnelle de l'effondrement du noyau, produisant initialement neutrinos électroniques de nucléons de désintégration, suivis par tous les saveurs de neutrinos thermiques du noyau étoile à neutrons surchauffée. Environ 1% de ces neutrinos sont pensés pour déposer suffisamment d'énergie dans les couches externes de l'étoile à conduire l'explosion qui en résulte, mais là encore les détails ne peut être reproduit à l'identique dans les modèles actuels. Énergies cinétiques et des rendements de nickel sont quelque peu inférieurs supernovae de type Ia, d'où la luminosité visuelle réduite, mais l'énergie de l' ionisation des nombreuses masses solaires de rester hydrogène peut contribuer à une baisse beaucoup moins marquée de la luminosité et de produire la phase de plateau vu dans la majorité du noyau supernovae.

Dans certains noyau supernovae, de repli sur un trou noir pousse jets relativistes qui peuvent produire un bref sursaut énergique et directionnel de rayons gamma et transfère également plus d'énergie substantielle dans la matière éjectée. Ceci est un scénario pour la production de haute luminosité des supernovae et est pensé pour être la cause de Type Ic hypernovae et de longue durée sursauts gamma. Si les jets relativistes sont trop brève et ne parviennent pas à pénétrer l'enveloppe stellaire puis une luminosité faible sursaut gamma peut être produite et la supernova peut être sous-lumineux.

Quand une supernova se produit dans un petit nuage dense de matière circumstellaire alors il va produire une onde de choc qui peut convertir efficacement une fraction élevée de l'énergie cinétique en rayonnement électromagnétique. Même si l'énergie initiale d'explosion était tout à fait normal de la supernova résultant aura une grande luminosité et la durée prolongée, car il ne repose pas sur la décroissance radioactive exponentielle. Ce type d'événement peut provoquer Type IIn hypernovae.

Bien paire instabilité supernovae sont supernovae noyau de l'effondrement avec Spectra et légères courbes similaires à taper II-P, la nature de l'explosion suivante noyau effondrement est plus comme un type géant Ia fusion avec emballement de carbone, l'oxygène et le silicium. L'énergie totale libérée par les manifestations de masse les plus élevés est comparable à d'autres supernovae noyau de l'effondrement, mais la production de neutrinos est pensé pour être très faible, donc l'énergie cinétique et électromagnétique est très élevé. Les noyaux de ces étoiles sont beaucoup plus grandes que tout naine blanche et la quantité de nickel radioactif et d'autres éléments lourds éjectés peut être des ordres de grandeur plus élevé, avec pour conséquence une grande luminosité visuelle.

Ancêtre

Le type de classification de supernova est étroitement liée au type d'étoile au moment de l'explosion. L'apparition de chaque type de supernova dépend considérablement de la métallicité et donc l'âge de la galaxie hôte.

Supernovae de type Ia sont produites à partir de naines blanches étoiles dans binaires systèmes et se produisent dans tous les types de galaxies. Noyau supernovae sont seulement trouvés dans les galaxies en formation d'étoiles de courant ou très récents, car ils résultent de courte durée de vie des étoiles massives. Ils sont le plus souvent trouvés dans SC Type spirales, mais aussi dans les bras d'autres galaxies spirales et les galaxies irrégulières, en particulier galaxies croisées.

De type Ib / c et II-L, et peut-être la plupart de type IIn, supernovae sont seulement pensé pour être produite à partir étoiles ayant des niveaux de métallicité quasi-solaires qui résultent en grande perte de masse des étoiles massives, par conséquent, ils sont moins fréquents dans les anciens galaxies plus lointaines . Le tableau montre l'ancêtre attendue pour les principaux types de supernova noyau effondrement, et les proportions approximatives de chacun dans le quartier local.

Il ya un certain nombre de difficultés à concilier modélisé et observé l'évolution stellaire menant à base supernovae. Supergéantes rouges sont les progéniteurs attendus pour la grande majorité des cœur supernovae, et ceux-ci ont été observées, mais seulement relativement faibles masses. Il est maintenant proposé que supergéantes rouges élevés de masse ne explosent en supernovae, mais évoluent retour à supergéantes bleues.

Jusqu'à il ya quelques décennies, les supergéantes chaudes ne sont pas considérés comme susceptibles d'exploser, mais les observations ont montré le contraire. Supergéantes bleues forment une forte proportion de progéniteurs de supernovae confirmés, en partie en raison de leur forte luminosité, tandis que pas un seul progéniteur Loup Rayet a encore été confirmé. Les progéniteurs attendus de supernovae de type Ib, étoiles lumineuses WC, ne sont pas respectées du tout. Au lieu de cela étoiles WC se trouvent à luminosités faibles, apparemment étoiles supergéantes post-rouges. WO étoiles sont extrêmement rares et visuellement relativement faible, il est donc difficile de dire si ces progéniteurs sont absentes ou tout simplement encore être observées.

Des modèles ont eu de la difficulté en montrant comment les supergéantes bleues perdre assez de masse pour atteindre supernova sans progresser à un stade d'évolution différent. Une étude a montré une voie possible pour la post-rouges supergéantes bleues lumineuses des variables à faible luminosité de l'effondrement, probablement comme un type IIn supernova. Très récemment, un petit nombre de supergéantes jaune progéniteurs de supernovae ont été détectés. Encore une fois ceux-ci sont difficiles à expliquer, nécessitant des taux de perte de masse étonnamment élevés.

L'impact Interstellar

Rôle dans l'évolution stellaire

Les restes d'une explosion de supernova se compose d'un objet compact et une expansion rapide onde de choc de la matière. Ce nuage de matière balaie l'entourant milieu interstellaire pendant une phase d'expansion libre, qui peut durer jusqu'à deux siècles. La vague subit ensuite progressivement une période de détente adiabatique, et refroidir lentement et mélanger avec le milieu interstellaire environnant sur ​​une période d'environ 10.000 ans.

Reste de supernova N 63A se trouve dans une région clumpy de gaz et de poussière dans le Grand Nuage de Magellan.

Le Big Bang a produit de l'hydrogène , de l'hélium et des traces de lithium , tandis que tous les éléments plus lourds sont synthétisés dans les étoiles et les supernovae. Supernovae ont tendance à enrichir l'entourant milieu interstellaire avec des métaux -elements autre que l'hydrogène et l'hélium.

Ces éléments injectés enrichissent finalement les nuages ​​moléculaires qui sont les sites de formation d'étoiles. Ainsi, chaque génération stellaire a une composition légèrement différente, allant d'un mélange presque pur de l'hydrogène et de l'hélium à une composition plus riche en métal. Les supernovae sont le mécanisme dominant pour la distribution de ces éléments plus lourds, qui sont formés dans une étoile au cours de sa période de la fusion nucléaire. Les différentes abondances des éléments dans le matériau qui forme une étoile ont une influence importante sur la vie de l'étoile, et peuvent influencer de manière décisive la possibilité d'avoir des planètes en orbite autour de lui.

L' énergie cinétique d'un reste de supernova en expansion peut déclencher la formation d'étoiles due à la compression, les nuages ​​moléculaires denses à proximité dans l'espace. L'augmentation de pression turbulente peut également empêcher la formation d'étoiles si le nuage est incapable de perdre l'excès d'énergie.

Preuve de produits de filiation de courte durée de vie des isotopes radioactifs montre qu'une supernova à proximité a permis de déterminer la composition du système solaire il ya 4,5 milliards d'années, et peut même avoir déclenché la formation de ce système. la production de Supernova d'éléments lourds sur des périodes astronomiques de temps a finalement fait la chimie de la vie possible sur Terre.

Effet sur ​​la Terre

Une supernova proche de la Terre est une supernova assez proche de la Terre d'avoir des effets notables sur la biosphère . Selon le type et l'énergie de la supernova, il pourrait être aussi loin que 3000 années-lumière de distance. Les rayons gamma provenant d'une supernova seraient induire une réaction chimique dans la partie supérieure atmosphère conversion moléculaire de l'azote dans les oxydes d'azote, qui appauvrissent la couche assez pour exposer la couche d'ozone la surface de nuisibles solaire et le rayonnement cosmique. Cela a été proposé que la cause de l' extinction de l'Ordovicien-Silurien, qui a entraîné la mort de près de 60% ​​de la vie sur Terre océanique. En 1996, il a été théorisé que des traces de supernovae passé pourraient être détectable sur Terre sous la forme de signatures isotopiques de métal dans les strates rocheuses. Fer-60 a été rapporté plus tard enrichissement en haute mer rocher de l' Océan Pacifique . En 2009, des niveaux élevés d'ions nitrate ont été trouvés dans la glace de l'Antarctique, qui a coïncidé avec les supernovae 1006 et 1054. Les rayons gamma de ces supernovae auraient stimulé les niveaux d'oxydes d'azote, qui ont été emprisonnées dans la glace.

Supernovae de type Ia sont pensés pour être potentiellement les plus dangereuses si elles se produisent assez proche de la Terre. Parce que ces supernovae proviennent de Dim, étoiles naines blanches communs, il est probable qu'une supernova qui peut affecter la Terre va se produire de façon imprévisible et dans un système d'étoiles qui ne sont pas bien étudiée. Une théorie suggère qu'une supernova de type Ia devrait être plus près d'un millier de parsecs (3300 années-lumière) pour affecter la Terre. Le candidat le plus proche connu est IK Pegasi (voir ci-dessous). Selon des estimations récentes de prédire qu'une supernova de type II devrait être plus proche de huit (26 parsecs d'années-lumière) pour détruire la moitié de la couche d'ozone de la Terre.

Les candidats de la Voie Lactée

Le nébuleuse autour deWolf-Rayet WR124 étoiles, qui est situé à une distance d'environ 21 000années-lumière.

Plusieurs grandes étoiles au sein de laVoie Lactéeont été suggéré que possible dans les supernovae million prochaines années. Il se agit notamment Rho Cassiopeiae,Eta Carinae,RS Ophiuchi,U Scorpii,VY Canis Majoris, Bételgeuse, Antares, etSpica. Beaucoup étoiles de Wolf-Rayet, commeGamma Velorum,WR 104, et ceux dans leCluster Quintuplet, sont également considérés comme précurseurs étoiles possibles à l'explosion d'une supernova dans le futur «proche».

Le candidat de la supernova la plus proche est IK Pegasi (HR 8210), situé à une distance de 150 années-lumière. Cette étroite collaboration orbite système d'étoile binaire constitué d'une étoile de la séquence principale et un blanc nains 31.000.000 kilomètres de distance. Le nain a une masse estimée à 1,15 fois celle du Soleil On pense que plusieurs millions d'années passeront avant que la naine blanche peut accréter la masse critique nécessaire pour devenir une supernova de type Ia.