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1 Supernova de Type Ia CLUB DES ASTRONOMES AMATEURS DE LAVAL Pierre-Yves Blais 21 Novembre 2007.

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1 1 Supernova de Type Ia CLUB DES ASTRONOMES AMATEURS DE LAVAL Pierre-Yves Blais 21 Novembre 2007

2 2 Types de Supernovae Plusieurs types de supernova existent; Comment distingue ton un type de supernovae dun autre? Par leur spectre! Type I Absence dhydrogène dans leurs lignes spectrales; Type II Présence dhydrogène dans leurs lignes spectrales;

3 3 Type I : Absence dhydrogène Type Ia Spectre dominé par présence des lignes du Fer; Type Ib Absence de la ligne dabsorption Silicone à 635.5nm; Présence plus marquée de lhélium lors du vieillissement de la supernova; Présence déléments comme lOxygène, Calcium et Magnésium; Type Ic Spectre identique au type Ib mais sans les lignes dHélium; Ces supernovae sont donc dépourvues dhydrogène lors de leur explosion;

4 4 Type II : Présence dhydrogène Type II Explosion due à lécrasement du cœur dans une étoile massive ; Étoile massive standard qui a conservé ses couches extérieures composée majoritairement dhydrogène avant lexplosion;

5 5 Écrasement du coeur Type Ib, Ic et II Explosion due à lécrasement du cœur dans une étoile massive; Type Ib, Ic Étoiles à lorigine très massive (25+ Mo) dont les enveloppes dhydrogène extérieures ont été expulsées par les vents stellaires causés par lactivité intense de ces étoiles (de type Wolf-Rayet) ou par linteraction dun compagnon; Type II Étoile massive standard qui a conservé ses couches extérieures avant lexplosion;

6 6 Étoiles de type Wolf-Rayet:Type Ib, Ic Entre 8 et masses solaires; Image du téléscope Hubble de la nébuleuse M1-67 autour de l'étoile Wolf-Rayet WR124.

7 7 Types de Supernovae Spectres Présence de fer Présence de hélium, calcium, oxygène, magnésium Présence de calcium, oxygène, magnésium Présence de métaux lourds Présence dhydrogène Type II Absence dhydrogène Type I Type IaType IbType Ic Écrasement cœur détoiles massives Naine blanche atteignant limite Chandrasekhar

8 8 Type Ia On pense généralement quelles sont causées par lexplosion dune naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar par accrétion de matière;

9 9 Quest-ce quun spectre? La lumière provenant dune étoile est décomposée par un prisme ou un réseau de diffraction en ses différentes composantes;

10 10 Quest-ce quun spectre? Des raies plus brillantes (émission) sont dues à lémission de photons par des atomes excités à des longueurs dondes très précises;

11 11 Quest-ce quun spectre? Des raies sombres (absorption) caractéristiques des atomes présents entre la lumière et nous apparaissent alors. Ces atomes absorbent la lumière à une ou plusieurs longueur donde très précises;

12 12 Exemples de spectre démission Chaque élément à une signature spectrale caractéristique dont un reconnaît facilement le spectre. Ces éléments sont excités (chauffés) et émettent des photons. Ces même éléments non excités (froid) absorberaient les mêmes longueurs dondes et produiraient des lignes noires aux mêmes endroits; Hydrogène Helium Fer

13 13 Exemple de Spectrographe

14 14 Spectre du soleil Exemple simplifié de spectre du soleil montrant quelques lignes dabsorption; Les lignes dabsorption nous renseignent sur les éléments composant létoile;

15 15 Pourquoi des raies sombres dans le spectre solaire alors que ce dernier est chaud? 1)Le soleil émet dans toutes les longueurs dondes par vibration thermique des atomes, cela constitue le spectre de fond; 2)Un atome (ex Sodium) situé dans les couches supérieures du soleil absorbe la longueur donde jaune et laisse passer les autres; 3)Cet atome étant chaud, il re-émet le photon jaune immédiatement mais pas nécessairement dans la direction de la Terre; 4)La quantité de photons jaune arrivant à la terre est donc moindre que les autres couleurs. Une ligne plus sombre apparaît dans le spectre; Soleil

16 16 Spectre complet du soleil

17 17 Autre représentation du spectre Représentation graphique du spectre est utilisée en astronomie; Les lignes sombres sont représentées par des creux, les endroits plus brillants par des pics;

18 18 Exemples de Spectres de Supernovae Source: I nternational Supernova Network – Section Astronomie de lAcadémie des Sciences de Rochester.

19 19 Type II SN 2007il IC 1704 R.A. 01h27m09s.75, R.A. 01h27m09s.75, Decl. +14°46'46".5 Decl. +14°46'46".5 SN 2006jd UGC 4179 R.A. 08h02m07s.43 R.A. 08h02m07s.43 Decl. +00°4831".5, Decl. +00°4831".5, Série Balmer H : 656 nm H : 486 nm Fortes raies démission H Décalage vers le rouge

20 20 Type Ia SN 2007 fc ESO 538-G8 R.A. 23h57m33s.89 R.A. 23h57m33s.89 Decl. - 21°59'53".0 Decl. - 21°59'53".0 SN 2007fs ESO 601-G5 R.A. 22h01m40s.44 R.A. 22h01m40s.44 Decl. - 21°30'29".6 Decl. - 21°30'29".6 SiII FeIII CoI I SiII FeIII FeII FeIII SiI FeII Fortes raies dabsorption déléments lourds Absence de raies démission H

21 21 Type Ia: Quelle utilité? Mesure des distances par mesure de parallaxe ou par mesure de Céphéides (type détoiles variables) dont on connaît la luminosité ne fonctionne pas à grandes distances;

22 22 Type Ia: Quelle utilité? Mesure des distances par mesure de parallaxe ou par mesure de Céphéides (type détoiles variables) dont on connaît la luminosité ne fonctionne pas à grandes distances; La variation de la luminosité de l'étoile durant une supernova de type Ia étant extrêmement régulière et connue, ces supernovae peuvent être utilisées comme chandelles cosmiques; =

23 23 Type Ia: Quelle utilité? Chandelle cosmique: Objet astronomique qui a une luminosité connue; Ex: On connait la luminosité dune ampoule de 100w. Placez cette ampoule à x km et on pourra facilement déterminer sa distance en mesurant sa luminosité; En 1998, c'est par l'observation de supernovae de type Ia dans des galaxies éloignées, que les physiciens ont découvert que lexpansion de lunivers saccélérait; =

24 24 Type Ia: Courbe de luminosité La courbe de luminosité dun type Ia (en rouge) est caractérisée par une augmentation rapide suivie dune chute abrupte et une diminution linéaire de magnitude par jour après 50 jours;

25 25 Type Ia: Calcul de distance En comparant la luminosité connue (la magnitude absolue M) et la luminosité observée (ou sa magnitude apparente m) d'une chandelle standard, il est possible de calculer sa distance (D) à l'aide de la formule: Magnitude absolue (M) = magnitude de létoile si elle était située à une distance de 10 pc (environ AL) M soleil = 4.83 M Vega = 0.65 M Type Ia = -19.3

26 26 Type Ia: Mesure de lexpansion de lUnivers On connaît la vitesse de récession des supernovae de type Ia en mesurant leur décalage vers le rouge; On connaît la distance des supernovae en mesurant leur magnitude; On peut donc mesurer lexpansion de lUnivers grâce à loi de Hubble; V = Ho x d V: Vitesse de récession D: Distance Ho: Constante de Hubble

27 27 Type Ia: Mesure de laccélération de lexpansion de lUnivers Les type Ia ont également démontré que lUnivers était en expansion accélérée;

28 28 Évolution vers Type Ia Système binaire; Étoile plus massive évolue en premier vers le stade de géante rouge; +

29 29 Évolution vers Type Ia …et vers le stade de Naine Blanche; Les naines blanches sont à la base des supernovae de type 1a; +

30 30 Naines Blanches Particularités: Dernier stade évolutif de la majorité des étoiles (ex: Soleil), les fusions nucléaires dans le cœur sont terminées; Émission ou luminosité vient de la chaleur latente emmagasinée (faible luminosité); Les naines blanches représentent environ 6% des étoiles proches du soleil; Leur densité égale environ 1,000,000x la densité du soleil ou environ 1000 kg/cm³; Plus une naine blanche est lourde, plus elle est petite! Naine blanche de la masse du soleil a un diamètre équivalent à celui de la terre; Sirius A Sirius B

31 31 Naines Blanches Particularités: Étoiles de matière dégénérées (généralement Carbone) dont la masse est sous la limite de Chandrasekhar qui est denviron 1.38 Msol; 1.38 est la masse maximale que peut supporter la pression de dégénérescence des électrons; Pression de dégénérescence des électrons est une force causée par le principe dexclusion de Pauli qui stipule que deux particules (électrons) ne peuvent occuper le même état quantique en même temps; Passé 1.38 Msol, le cœur de létoile seffondre et se transforme en étoile à neutron; Sirius A Sirius B

32 32 Pression de dégénérescence λ λ Espace quantique de longueur donde = λ Mécanique quantique: Électron est à la fois une onde et une particule; λ = h/mc Énergie proportionnelle à 1/ λ λ Lélectron occupe un espace minimum vital λ qui est fonction de son énergie; Il ne permettra à aucun autre électron de pénétrer dans son espace quantique; Plus lénergie de lélectron est grande, plus petit est son espace ou longueur de donde Lélectron approche de la vitesse de la lumière, il ne peut aller plus vite. La pression de dégénérescence approche de son maximum;

33 33 Pression de dégénérescenceλ Mécanique quantique: Électron est à la fois une onde et une particule; λ = h/mc Énergie proportionnelle à 1/ λ λ Lélectron occupe un espace minimum vital λ qui est fonction de son énergie; Il ne permettra à aucun autre électron de pénétrer dans son espace quantique; λ Plus lénergie (température) de lélectron est grande, plus petite est sa longueur donde λ, plus petit est son espace quantique; Lélectron approche de la vitesse de la lumière, il ne peut aller plus vite. La pression de dégénérescence approche de son maximum; λ Espace quantique ou longueur donde = λ

34 34 Pression de dégénérescence Électrons Pression de dégénérescence Principe dExclusion de Pauli Pression de gravité

35 35 Matière dégénérée Noyaux Carbone: Aucune réaction nucléaire Pression de Gravité Pression de Dégénérescence

36 36 Naines Blanches Notre connaissance des étoiles nous vient de linterprétation des messages qui nous sont transmis par leur lumière. Dans le cas du compagnon de Sirius, le message décodé se lit ainsi: Je suis composé de matière 3000 fois plus dense que tout ce que nous connaissons, une tonne de mon matériel serait une petite noix que nous pourrions mettre dans une boite dallumette… Quelle réponse pouvions nous donner à ce message? La réplique que la plupart dentre nous ont donnée en 1914 était: -- La ferme!, Cessez de dire des stupidités! Sir Arthur Stanley Eddington, 1927 Sirius A Sirius B

37 37 Diagramme Hertzsprung - Russell 22,000 étoiles du catalogue Hipparcos 1000 étoiles du catalogue Gliese (étoiles proches)

38 38 Évolution vers Type Ia Système binaire Naine Blanche – étoile; Deuxième étoile évolue à son tours vers le stade de géante rouge; En augmentant de volume, la surface de cette dernière se rapproche dangereusement de la naine blanche lors de leurs passages rapprochés; +

39 39 Évolution vers Type Ia Matière est alors transférée de létoile secondaire à la naine blanche par accrétion; Exemple de disque daccrétion: Mira A (Géante Rouge) et B (Séquence principale) telles que vues par Chandra;

40 40 Évolution vers Type Ia Matière est alors transférée de létoile secondaire à la naine blanche par accrétion; Grâce à lapport dhydrogène neuf, les réaction de fusion nucléaires reprennent à la surface de la naine blanche; La masse augmentant, la pression interne augmente provoquant une augmentation de la température du cœur de la naine blanche et une diminution de sa taille; Naine blanche et Géante rouge

41 41 Évolution vers Type Ia La masse de la naine blanche sapproche graduellement de la limite de Chandrasekhar de 1.38 MSol; 1.38 Msol est la masse maximum des naines blanches. Au delà, létoile se transformerait en étoile à neutron; Danger! Danger! Robot de Perdus dans lespace Naine blanche et Géante rouge

42 42 Évolution vers Type Ia Théorie courante est que létoile natteint jamais la limite de Chandrasekhar; À environ 1% de la limite, laugmentation de la température et de la pression entraîne la fusion du Carbone; En quelques secondes, une importante portion de la naine blanche entre en fusion; La fusion du carbone/oxygène en élément lourds (ex: Fer) libère alors 1-2x10e44 joules dénergie;

43 43 Évolution vers Type Ia Une onde de choc atteignant une vitesse de 5,000-20,000 km/s se forme provoquant la dislocation de létoile; La luminosité maximale atteint alors une magnitude de -19.3, ou 5,000,000,000x la luminosité du Soleil, éclipsant parfois la luminosité de la galaxie entière; La luminosité résiduelle observée après lexplosion est due à la désintégration des isotopes du Nickel et du Cobalt créés lors de lexplosion;

44 44 Évolution vers Type Ia Une onde de choc atteignant une vitesse de 5,000-20,000 km/s se forme provoquant la dislocation de létoile; La luminosité maximale atteint alors une magnitude de -19.3, ou 5,000,000,000x la luminosité du Soleil, éclipsant parfois la luminosité de la galaxie entière; Létoile se disloquant, elle ne formera pas détoile à neutrons. Seul des résidus de métaux lourds seront présent dans la nébuleuse en expansion;

45 45 Après lexplosion… La luminosité résiduelle observée après lexplosion est due à la désintégration des isotopes du Nickel et du Cobalt créés lors de lexplosion;

46 46 SN1994D NGC4526

47 47 SN 1572 Supernova Tycho

48 48 Type Ia non conforme Certaines Type Ia sont plus lumineuses que la moyenne, ce qui pourrait fausser certaines mesures de distances; Dans certaines circonstances, létoile peut exploser au delà de la limite de Chandrasekhar; Type Ia en rotation très rapide – la force centrifuge permet à la naine blanche davoir une masse plus grande que 1.38 Msol avant dexploser; Collision de deux naines blanches: SN 2006gz;

49 49 Exemple de collision de deux naines blanches; Quantité anormalement élevée de carbone et silicium; Luminosité plus élevée que Type Ia standard; SN2006gz

50 50 Hypernova – SN2006gy Explosion détoile super massives (150 Msol); Supernova de type II; 10x plus lumineuse que toute autre supernova; Située dans NGC1260;

51 51 Hypernova – SN2006gy NGC1260; SN2006gy;

52 52 Hypernova – bientôt près de chez vous! Eta Carinae (7,500 AL), vue par Hubble

53 53 Luminosité de Eta Carinae lors de lexplosion Prédiction scientifique: capable de lire un livre en pleine nuit et visible en plein jour Magnitude Eta Carinae lors de lexplosion (m) M = 10x Type Ia M = – 1/log(2.512) = m = 5 log (7500/3.26/1000) + M – 5 m Eta Carinae = -25 (20% luminosité du soleil) m soleil = m pleine lune = -12.9

54 54 Supernovae Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Merci!


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