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Supernovas de Type II, Physique Nucléaire et mécanique quantique Pierre-Yves Blais, Jan 07.

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1 Supernovas de Type II, Physique Nucléaire et mécanique quantique Pierre-Yves Blais, Jan 07

2 Types de Supernovas Type I Type I Les supernovas de type Ia n'ont pas d’hydrogène présent dans leur spectres. On pense généralement qu'elles sont causées par l'explosion d'une naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar (~1.4Mo) par accrétion de matière provenant d’une étoile voisine. Les supernovas de type Ia n'ont pas d’hydrogène présent dans leur spectres. On pense généralement qu'elles sont causées par l'explosion d'une naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar (~1.4Mo) par accrétion de matière provenant d’une étoile voisine.

3 Type Ia

4 Types de Supernovas Type II Type II Les supernovas de type II ont de l’hydrogène présent dans leur spectres. Elles sont causées lorsque les réactions nucléaires cessent dans le cœur d’étoiles massives (>8Mo) et entraînent l’implosion du coeur de l’étoile. Les supernovas de type II ont de l’hydrogène présent dans leur spectres. Elles sont causées lorsque les réactions nucléaires cessent dans le cœur d’étoiles massives (>8Mo) et entraînent l’implosion du coeur de l’étoile.

5 Évolution vers Type II Étoile de 25 masses solaire Étoile de 25 masses solaire T o = 60 millions o C vs T o = 60 millions o C vs T o soleil = 15 millions o C T o soleil = 15 millions o C Densité = 50,000 kg/m 3 Densité = 50,000 kg/m 3 Cycle H – » He Cycle H – » He Tsn – 7.5 millions d’années vs 10 milliard d’années pour Soleil Tsn – 7.5 millions d’années vs 10 milliard d’années pour Soleil

6 Évolution vers Type II Étoile de 25 masses solaire Étoile de 25 masses solaire T o = 60 millions o C vs T o = 60 millions o C vs T o soleil = 15 millions o C T o soleil = 15 millions o C Densité = 50,000 kg/m 3 Densité = 50,000 kg/m 3 Cycle H – » He Cycle H – » He Tsn – 7.5 millions d’années vs 10 milliard d’années pour Soleil Tsn – 7.5 millions d’années vs 10 milliard d’années pour Soleil Coeur (~20% du rayon) Couches supérieures

7 Évolution vers Type II Étoile de 25 masses solaire Étoile de 25 masses solaire T o = 60 millions o C vs T o = 60 millions o C vs T o soleil = 15 millions o C T o soleil = 15 millions o C Densité = 50,000 kg/m 3 Densité = 50,000 kg/m 3 Cycle H – » He Cycle H – » He Tsn – 7.5 millions d’années vs 10 milliard d’années pour Soleil Tsn – 7.5 millions d’années vs 10 milliard d’années pour Soleil

8 Cycle de l’hydrogène Chaîne PP (proton – proton) 1 H + 1 H → 2 H + e + + νe MeV e + + e - → 2γ MeV Chaîne PP I : 86% énergie du soleil T o =10 à 14 Millions o C 2 H + 1 H → 3 He + γ MeV 3 He + 3 He → 4 He + 1 H + 1 H MeV

9 Cycle de l’hydrogène Chaîne PP (proton – proton) 1 H + 1 H → 2 H + e + + νe MeV e + + e - → 2γ MeV Chaîne PP I : 86% énergie du soleil T o =10 à 14 Millions o C 2 H + 1 H → 3 He + γ MeV 3 He + 3 He → 4 He + 1 H + 1 H MeV + + +

10 Cycle de l’hydrogène Chaîne PP (proton – proton) 1 H + 1 H → 2 H + e + + νe MeV e + + e - → 2γ MeV Chaîne PP I : 86% énergie du soleil T o =10 à 14 Millions o C 2 H + 1 H → 3 He + γ MeV γ 3 He + 3 He → 4 He + 1 H + 1 H MeV

11 Cycle de l’hydrogène Chaîne PP (proton – proton) 1 H + 1 H → 2 H + e + + νe MeV e + + e - → 2γ MeV Chaîne PP I : 86% énergie du soleil T o =10 à 14 Millions o C 2 H + 1 H → 3 He + γ MeV 3 He + 3 He → 4 He + 1 H + 1 H MeV

12 Cycle de l’hydrogène Chaîne PP II : 14% énergie du soleil T o = 14 à 23 Millions o C 3 He + 4 He → 7 Be + γ 7 Be + e - → 7 Li + νe 7 Li + 1 H → 4 He + 4 He

13 Cycle de l’hydrogène Chaîne PP III – (0.11% énergie du soleil) T o >23 Millions o C 3 He + 4 He → 7 Be + γ 7 Be + 1 H → 8 B + γ 8 B → 8 Be + e + + νe 8 B → 8 Be + e + + νe 8 Be↔ 4 He + 4 He

14 Expérience à tenter à la maison 100g H + 100g H = Masse manquante = 1.43 g E=mc 2 E = 1.3x10 16 Joules E = ~30 kilo-tonnes de TNT Hiroshima = ~12-15 kilo-tonnes Soleil "désintègre" 4 millions de tonnes d’hydrogène par seconde !! Ou 6,000,000,000,000 Hiroshima chaque seconde… + = g He

15 Hydrogène du cœur est consumé Les réaction H → He dans le cœur diminuent, les couches extérieures se contractent et entraînent le réchauffement du cœur Les réaction H → He dans le cœur diminuent, les couches extérieures se contractent et entraînent le réchauffement du cœur T o grimpe à 230 millions o C T o grimpe à 230 millions o C Fusion Hélium – Carbone débute Fusion Hélium – Carbone débute Fusion de l’hydrogène dans les couches entourant le coeur entraîne le réchauffement et la dilation des couches d’hydrogène supérieures Fusion de l’hydrogène dans les couches entourant le coeur entraîne le réchauffement et la dilation des couches d’hydrogène supérieures

16 Évolution vers Super Géante rouge Bételgeuse vue par Hubble

17 Évolution vers Super Géante rouge Soleil Super géante VV Cephei B diamètre soleil

18 Images de la surface de Bételgeuse prises par Hubble Images de la surface de Bételgeuse prises par Hubble M = 15 Mo (masses solaires) M = 15 Mo (masses solaires) diamètres solaire diamètres solaire Tsn – 1000 à 10,000 ans Tsn – 1000 à 10,000 ans 700 nm 905 nm 1250 nm 700 nm 905 nm 1250 nm (Rouge) (infrarouge très proche) (infra rouge proche) (Rouge) (infrarouge très proche) (infra rouge proche) Super Géante Rouge: Bételgeuse

19 Cycle du carbone & oxygène T o = 230 Million o C T o = 230 Million o C Densité = 700,000 kg/m 3 Densité = 700,000 kg/m 3 Tsn – 500,000 ans Tsn – 500,000 ans Fusion Hélium - Carbone Fusion Hélium - Carbone 4 He + 4 He ↔ 8 Be + photon 8 Be + 4 He ↔ 12 C + γ MeV Fusion Carbone - Oxygène Fusion Carbone - Oxygène 12 C + 4 He → 16 O + γ

20 Fusion du carbone T o = 930 Million o C T o = 930 Million o C Densité = 200,000,000 kg/m 3 Densité = 200,000,000 kg/m 3 Tsn – 600 ans Tsn – 600 ans Fusion Carbone Fusion Carbone 12 C + 12 C → p + 23 Na 12 C + 12 C → 4 α + 20 Ne 12 C + 12 C → n + 23 Mg

21 Fusion du Néon T o = 1.7 Milliard o C T o = 1.7 Milliard o C Densité = 4,000,000,000 kg/m 3 Densité = 4,000,000,000 kg/m 3 Tsn – 1 an Tsn – 1 an Fusion Néon Fusion Néon 20 Ne + γ → 4 α + 16 O 20 Ne + 4 α → γ + 24 Mg

22 Fusion de l’oxygène T o = 2.3 Milliard o C T o = 2.3 Milliard o C Densité = 10,000,000,000 kg/m 3 Densité = 10,000,000,000 kg/m 3 Tsn – 6 mois Tsn – 6 mois Fusion Oxygène Fusion Oxygène 16 O + 16 O → p + 31 P 16 O + 16 O → α + 28 Si 16 O + 16 O → n + 31 Si Apparition chlore, argon, Apparition chlore, argon, potassium, calcium, titane, potassium, calcium, titane, etc. etc.

23 Fusion du silicium T o = 4.1 Milliard o C T o = 4.1 Milliard o C Densité = 30,000,000,000 kg/m 3 Densité = 30,000,000,000 kg/m 3 Tsn – 1 jour Tsn – 1 jour Fusion Silicium Fusion Silicium 28 Si + p + α + n → 34 Fe

24 Fusion du silicium T o = 4.1 Milliard o C T o = 4.1 Milliard o C Densité = 30,000,000,000 kg/m 3 Densité = 30,000,000,000 kg/m 3 Tsn – 1 jour Tsn – 1 jour Fusion Silicium Fusion Silicium 28 Si + p + α + n → 34 Fe Fusion du fer en éléments plus Fusion du fer en éléments plus lourd (ex: Au, Pb, etc) lourd (ex: Au, Pb, etc) est endothermique = le fer est endothermique = le fer absorbe de l’énergie pour fusionner absorbe de l’énergie pour fusionner Arrêt fusion dans le coeur Arrêt fusion dans le coeur

25 État final de l’étoile 50% de la masse de l’étoile est concentrée dans le coeur

26 Arrêt des réactions dans le coeur Écrasement du cœur par Écrasement du cœur par couches externes couches externes T o : 4.1 → 7.1 Milliard o C T o : 4.1 → 7.1 Milliard o C en 1 journée en 1 journée Cœur de fer dégénéré empêche Cœur de fer dégénéré empêche l’écrasement du cœur l’écrasement du cœur Fer dégénéré? Fer dégénéré?

27 Physique Quantique Lois de la physique qui gouvernent le comportement des particules élémentaires (électron, proton, neutron, photons, quarks, etc…) Lois de la physique qui gouvernent le comportement des particules élémentaires (électron, proton, neutron, photons, quarks, etc…) Louis de Broglie Louis de Broglie Nobel de physique 1929 – ‘Recherches sur la Théorie des Quanta’ Nobel de physique 1929 – ‘Recherches sur la Théorie des Quanta’ Théorie sur la nature ondulatoire des particules Théorie sur la nature ondulatoire des particules Une particule (ex: électron) est a la fois une particule et une onde Une particule (ex: électron) est a la fois une particule et une onde

28 λ = hc/E λ : Longueur d’onde λ = hc/E λ : Longueur d’onde c : vitesse de la lumière c : vitesse de la lumière h : constante de Planck h : constante de Planck E : énergie de la particule E : énergie de la particule E = mc 2 + E k E = mc 2 + E k λ = h/mc λ = h/mc Électron est onde et particule λ λ Électron: 2.4 x 10 e-12 m λ λ Proton: 1.3 x 10 e-15 m Rayon électron: 10 e-18 m Rayon proton: 0.8 x 10 e-15 mλ Électron: onde et particule

29 Dimension relative des électrons vs protons Électron: Rayon électron: ~10 e-18 m Proton: Rayon proton: 0.8 x 10 e-15 m ~1000 : 1 λ λ = 2.4 x 10 e-12 m λ λ = 1.3 x 10 e-15 m ~1 : 1000

30 Principe d’exclusion Waulfgang Pauli, Waulfgang Pauli, Nobel de physique 1945 – ‘Principe d’exclusion’ : Deux particules ne peuvent pas se trouver au même endroit dans le même état quantique… Nobel de physique 1945 – ‘Principe d’exclusion’ : Deux particules ne peuvent pas se trouver au même endroit dans le même état quantique… Deux particules identiques ne peuvent occuper le même espace de dimension égal à leur longueur d’onde Deux particules identiques ne peuvent occuper le même espace de dimension égal à leur longueur d’onde

31 Pression électronique de dégénérescence Électrons Pression de dégénérescence

32 Matière dégénérée Atomes Fer : Pour chaque atome de fer, il existe 26 électrons Électron

33 Matière dégénérée

34

35

36 Matière dégénérée (Constituant des naines blanches) – » Pression de dégénérescence stoppe l’écrasement du coeur Matière dégénérée (Constituant des naines blanches) – » Pression de dégénérescence stoppe l’écrasement du coeur Densité naine blanche 1 Mo (carbone & oxygène dégénéré): 1,000,000,000,000 kg/m 3 Densité naine blanche 1 Mo (carbone & oxygène dégénéré): 1,000,000,000,000 kg/m 3 Densité cœur étoile 25 Mo avant écrasement cœur (fer dégénéré) : 3,600,000,000,000,000 kg/m 3 Densité cœur étoile 25 Mo avant écrasement cœur (fer dégénéré) : 3,600,000,000,000,000 kg/m 3 ~10 Masses solaire dans un rayon de 200 km ~10 Masses solaire dans un rayon de 200 km

37 Fusion électron + proton : e - + p + ↔ n o + νe νe Écrasement coeur T o = 7.1 milliard o C

38 Écrasement coeur Fusion électron + proton : e - + p + ↔ n o + νe νe

39 Écrasement coeur νe NeutronsNeutrons Neutrino – 99% énergie de la supernova Fusion électron + proton : e - + p + ↔ n o + νe νe

40 Écrasement coeur Étoile à neutrons Neutrons dégénérés

41 Écrasement coeur T o = 7.1 Milliard o C T o = 7.1 Milliard o C Fusion Proton - Électron Fusion Proton - Électron e - + p + ↔ n o + νe νe Diamètre coeur passe de Diamètre coeur passe de 6400km (1/2 rayon diamètre terre ) à 100 km en 1/10sec et à 20 km en 1 sec 6400km (1/2 rayon diamètre terre ) à 100 km en 1/10sec et à 20 km en 1 sec Densité passe de Densité passe de 3,600,000,000,000,000 kg/m 3 3,600,000,000,000,000 kg/m 3à 2,000,000,000,000,000,000 kg/m 3 Ou simplement Ou simplement 2000 Milliards de tonnes/cm Milliards de tonnes/cm 3

42 Supernova T o = 7.1 Milliard o C T o = 7.1 Milliard o C Fusion Proton - Électron Fusion Proton - Électron e - + p + ↔ n o + νe νe Diamètre coeur passe de Diamètre coeur passe de 6400km (1/2 rayon diamètre terre ) à 100 km en 1/10sec et à 20 km en 1 sec 6400km (1/2 rayon diamètre terre ) à 100 km en 1/10sec et à 20 km en 1 sec Densité passe de Densité passe de 3,600,000,000,000,000 kg/m 3 3,600,000,000,000,000 kg/m 3à 2,000,000,000,000,000,000 kg/m 3 Ou simplement Ou simplement 2000 Milliards de tonnes/cm Milliards de tonnes/cm 3

43 Mécanisme de l’explosion

44 Supernova SN1987A

45 Mécanismes de l’explosion A) Couches de l’étoile A) Couches de l’étoile B) Écrasement du cœur (flèches blanches) et des couches supérieures (flèches noires) B) Écrasement du cœur (flèches blanches) et des couches supérieures (flèches noires) C) Formation étoile à neutrons C) Formation étoile à neutrons D) Couches supérieures de l’étoile rebondissent sur l’étoile à neutron et engendrent une onde de choc (rouge) qui se propage vers l’extérieur à environ 15,000 km/s D) Couches supérieures de l’étoile rebondissent sur l’étoile à neutron et engendrent une onde de choc (rouge) qui se propage vers l’extérieur à environ 15,000 km/s E) Onde de choc perds de l’énergie dans les couches supérieures (Éléments plus lourds et isotopes sont crées par absorption de neutron) mais est re-énergisée par le flux massif de neutrinos provenant du cœur. E) Onde de choc perds de l’énergie dans les couches supérieures (Éléments plus lourds et isotopes sont crées par absorption de neutron) mais est re-énergisée par le flux massif de neutrinos provenant du cœur. F) Onde choc atteint les couches supérieures en quelques heures qui sont éjectées laissant derrière le cœur (étoile à neutrons). F) Onde choc atteint les couches supérieures en quelques heures qui sont éjectées laissant derrière le cœur (étoile à neutrons).

46 Supernova Énergie dégagée : 10 e 28 ou Énergie dégagée : 10 e 28 ou 10,000,000,000,000,000,000,000,000,000 mégatonnes 10,000,000,000,000,000,000,000,000,000 mégatonnes Équivalent de 0.15 Mo (E=mc 2 ) convertie en énergie Équivalent de 0.15 Mo (E=mc 2 ) convertie en énergie 99% énergie dégagée sous forme de neutrinos: νe 99% énergie dégagée sous forme de neutrinos: νe 1% sous forme d’énergie cinétique dans gaz (onde de choc) 1% sous forme d’énergie cinétique dans gaz (onde de choc) 1/1000 sous forme lumière 1/1000 sous forme lumière Éléments plus lourds (U, Pb, Au, etc.) sont crées par absorption de neutron au moment de l’explosion Éléments plus lourds (U, Pb, Au, etc.) sont crées par absorption de neutron au moment de l’explosion Luminosité résiduelle suivant l’explosion provient de la désintégration des isotopes (Cobalt, Nickel) crées lors de l’explosion par le flux de neutrons. Luminosité résiduelle suivant l’explosion provient de la désintégration des isotopes (Cobalt, Nickel) crées lors de l’explosion par le flux de neutrons.

47 Tableau périodique des éléments Mendeleev Russie

48 Après l’explosion… L'évolution de l'étoile dépend alors de la masse restante du noyau de fer qui a implosé. Si cette masse est inférieure à MCh, appelée aussi limite de Chandrasekhar et qui vaut environ 1,44 fois la masse solaire, le reste de l'étoile finit en naine blanche. Si cette masse est inférieure à MCh, appelée aussi limite de Chandrasekhar et qui vaut environ 1,44 fois la masse solaire, le reste de l'étoile finit en naine blanche. Si cette masse est supérieure à 1.44 et inférieure à approximativement 3 masses solaires, le reste de l'étoile finit en étoile à neutrons Si cette masse est supérieure à 1.44 et inférieure à approximativement 3 masses solaires, le reste de l'étoile finit en étoile à neutrons Si, enfin, cette masse est supérieure à 3, la pression de dégénérescence des neutrons ne peut vaincre la gravité, le reste de l'étoile continue de s’effondrer et forme un trou noir. Si, enfin, cette masse est supérieure à 3, la pression de dégénérescence des neutrons ne peut vaincre la gravité, le reste de l'étoile continue de s’effondrer et forme un trou noir.

49 Après l’explosion… Étoile à neutron Trou noir Étoile à neutron Trou noir 3 M o > M > 1.44 M o M > 3 M o 3 M o > M > 1.44 M o M > 3 M o M : Masse résiduelle

50 Supernova SN1987A SN1987A: Nébuleuse Tarentule Nuage Magellan 23 Février 1987 Magnitude 3

51 Supernova SN1987A Onde de choc heurtant les couches éjectées lors de la phase de dilatation il y a 20,000 ans

52 M1 Image combinée lumière visible et rayon X Étoile à Neutrons Disque d’accrétion Jets

53 SN1604 – Supernova Kepler

54 SN1994D Type 1a : SN1994D dans NGC4526

55 SN1572 – Supernova Tycho Type 1a

56 N132D Grand nuage de Magellan 160,000 AL Explosion il y a 3000 ans

57 Cassiopée A Cassiopée 10,000 AL Explosion en 1600

58 Nébuleuse Guitar Étoile à neutron B filant à 1600 km/s résultant d’une explosion asymétrique du coeur

59 Évolution Stellaire Évolution au cours du temps d'une étoile massive de 25 M S CombustibleRésidusDuréeTempératureDensité en kg/m 3 HydrogèneHélium7 x 10 6 années60 x 10 6 K50 x 10 3 HéliumCarbone ; Oxygène années230 x 10 6 K700 x 10 3 Carbone Oxygène ; Néon ; Sodium ; Magnésium 600 ans930 x 10 6 K200 x 10 6 Néon Oxygène ; Magnésium 1 an1,7 x 10 9 K4 x 10 9 Oxygène du Magnésium au Soufre 6 mois2,3 x 10 9 K10 x 10 9 Silicium Fer et éléments proches 1 jour4,1 x 10 9 K3 x Fer Étoile Neutron/Trou Noir 1 sec>7.1 x 109 K>3.6 x 10 15

60 Évolution Stellaire Masse de l'étoile (en masses solaires, Mo) 30 Mo10 Mo3 Mo1 Mo0,3 Mo Luminosité pendant la séquence principale (Soleil=1) ,004 Vie sur séquence principale (en milliards d'années) 0,060,100, Les réactions nucléaires s'arrêtent aux noyaux de fersiliciumoxygènecarbonehélium Phénomène terminalsupernova nébuleuse planétaire vent stellaire Masse éjectée24 Mo8,5 Mo2,2 Mo0,3 Mo0,01 Mo Nature du noyau résidueltrou noir étoile à neutrons naine blanche Masse du cadavre stellaire6 Mo1,5 Mo0,8 Mo0,7 Mo0,3 Mo densité (eau=1)5× × × Rayon (en m)17861,44 m6192,21 m2,67×10 6 m3,22×10 6 m5,22×10 6 Gravité (en m.s -2 )2,5× ,19× ,49×10 7 8,99×10 6 1,46×10 6

61 Merci! Bonsoir et merci à notre ancêtre!


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