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

Types de Supernovae Plusieurs types de supernova existent; Comment distingue t’on un type de supernovae d’un autre? Par leur spectre! Type I Absence d’hydrogène dans leurs lignes spectrales; Type II Présence d’hydrogène

Type I : Absence d’hydrogène Spectre dominé par présence des lignes du Fer; Type Ib Absence de la ligne d’absorption Silicone à 635.5nm; Présence plus marquée de l’hélium lors du vieillissement de la supernova; Présence d’éléments comme l’Oxygène, Calcium et Magnésium; Type Ic Spectre identique au type Ib mais sans les lignes d’Hélium; Ces supernovae sont donc dépourvues d’hydrogène lors de leur explosion;

Type II : Présence d’hydrogène Explosion due à l’écrasement du cœur dans une étoile massive ; Étoile massive standard qui a conservé ses couches extérieures composée majoritairement d’hydrogène avant l’explosion;

Écrasement du coeur Type Ib, Ic et II Explosion due à l’écrasement du cœur dans une étoile massive; Type Ib, Ic Étoiles à l’origine très massive (25+ Mo) dont les enveloppes d’hydrogène extérieures ont été expulsées par les vents stellaires causés par l’activité intense de ces étoiles (de type Wolf-Rayet) ou par l’interaction d’un compagnon; Type II Étoile massive standard qui a conservé ses couches extérieures avant l’explosion;

Étoiles de type Wolf-Rayet:Type Ib, Ic Entre 8 et 80-150 masses solaires; Image du téléscope Hubble de la nébuleuse M1-67 autour de l'étoile Wolf-Rayet WR124.

Types de Supernovae Spectres Type Ia Type Ib Type Ic Présence de fer Présence de hélium, calcium, oxygène, magnésium Présence de calcium, oxygène, magnésium Présence de métaux lourds Présence d’hydrogène Type II Absence d’hydrogène Type I Type Ia Type Ib Type Ic Écrasement cœur d’étoiles massives Naine blanche atteignant limite Chandrasekhar

Type Ia Type Ia On pense généralement qu’elles sont causées par l’explosion d’une naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar par accrétion de matière;

Qu’est-ce qu’un spectre? La lumière provenant d’une étoile est décomposée par un prisme ou un réseau de diffraction en ses différentes composantes;

Qu’est-ce qu’un spectre? Des raies plus brillantes (émission) sont dues à l’émission de photons par des atomes excités à des longueurs d’ondes très précises;

Qu’est-ce qu’un 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 d’onde très précises;

Exemples de spectre d’émission Hydrogène Helium Fer 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 d’ondes et produiraient des lignes noires aux mêmes endroits;

Exemple de Spectrographe

Spectre du soleil Exemple simplifié de spectre du soleil montrant quelques lignes d’absorption; Les lignes d’absorption nous renseignent sur les éléments composant l’étoile;

Pourquoi des raies sombres dans le spectre solaire alors que ce dernier est chaud? Le soleil émet dans toutes les longueurs d’ondes par vibration thermique des atomes, cela constitue le spectre de fond; Un atome (ex Sodium) situé dans les couches supérieures du soleil absorbe la longueur d’onde ‘’jaune’’ et laisse passer les autres; Cet atome étant chaud, il re-émet le photon ‘’jaune’’ immédiatement mais pas nécessairement dans la direction de la Terre; 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

Spectre complet du soleil

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;

Exemples de Spectres de Supernovae Source: International Supernova Network – Section Astronomie de l’Académie des Sciences de Rochester. http://www.rochesterastronomy.org/supernova.html#2007hv

Type II Décalage vers le rouge Fortes raies d’émission H SN 2007il Série Balmer H : 656 nm H : 486 nm SN 2007il IC 1704 R.A. 01h27m09s.75, Decl. +14°46'46".5 Décalage vers le rouge Fortes raies d’émission H SN 2006jd UGC 4179 R.A. 08h02m07s.43 Decl. +00°48‘31".5,

Type Ia Fortes raies d’absorption d’éléments lourds SN 2007 fc ESO 538-G8 R.A. 23h57m33s.89 Decl. -21°59'53".0 CoII FeIII FeII FeIII SiII FeIII SiI FeII SiII Fortes raies d’absorption d’éléments lourds Absence de raies d’émission H SN 2007fs ESO 601-G5 R.A. 22h01m40s.44 Decl. -21°30'29".6

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

Type Ia: Quelle utilité? Mesure des distances par mesure de parallaxe ou par mesure de Céphéides (type d’étoiles 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; =

Type Ia: Quelle utilité? Chandelle cosmique: Objet astronomique qui a une luminosité connue; Ex: On connait la luminosité d’une 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 l‘expansion de l’univers s’accélérait; =

Type Ia: Courbe de luminosité La courbe de luminosité d’un type Ia (en rouge) est caractérisée par une augmentation rapide suivie d’une chute abrupte et une diminution linéaire de 0.015 magnitude par jour après 50 jours;

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 l’étoile si elle était située à une distance de 10 pc (environ 32.614 AL) M soleil = 4.83 M Vega = 0.65 M Type Ia = -19.3

Type Ia: Mesure de l’expansion de l’Univers 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 l’expansion de l’Univers grâce à loi de Hubble; V = Ho x d V: Vitesse de récession D: Distance Ho: Constante de Hubble

Type Ia: Mesure de l’accélération de l’expansion de l’Univers Les type Ia ont également démontré que l’Univers était en expansion accélérée;

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

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

Naines Blanches Particularités: Sirius A Sirius B 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

Naines Blanches Particularités: Sirius A Sirius B Étoiles de matière dégénérées (généralement Carbone) dont la masse est sous la limite de Chandrasekhar qui est d’environ 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 d’exclusion 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 l’étoile s’effondre et se transforme en étoile à neutron; Sirius A Sirius B

Pression de dégénérescence Mécanique quantique: Électron est à la fois une onde et une particule; λ = h/mc Énergie proportionnelle à 1/ λ L’électron 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 l’énergie de l’électron est grande, plus petit est son espace ou longueur de d’onde L’électron approche de la vitesse de la lumière, il ne peut aller plus vite. La pression de dégénérescence approche de son maximum; λ Espace quantique de longueur d’onde = λ

Pression de dégénérescence Mécanique quantique: Électron est à la fois une onde et une particule; λ = h/mc Énergie proportionnelle à 1/ λ L’électron 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 l’énergie (température) de l’électron est grande, plus petite est sa longueur d’onde λ, plus petit est son espace quantique; L’électron 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 d’onde = λ

Pression de dégénérescence Principe d’Exclusion de Pauli Électrons Pression de dégénérescence Pression de gravité

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

Naines Blanches Sirius A Sirius B Notre connaissance des étoiles nous vient de l’interprétation 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 d’allumette…’’ Quelle réponse pouvions nous donner à ce message? La réplique que la plupart d’entre nous ont donnée en 1914 était: -- La ferme!, Cessez de dire des stupidités! Sir Arthur Stanley Eddington, 1927 Sirius A Sirius B

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

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; +

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

Évolution vers Type Ia Matière est alors transférée de l’étoile secondaire à la naine blanche par accrétion; Grâce à l’apport d’hydrogène 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

Évolution vers Type Ia La masse de la naine blanche s’approche graduellement de la limite de Chandrasekhar de 1.38 MSol; 1.38 Msol est la masse maximum des naines blanches. Au delà, l’étoile se transformerait en étoile à neutron; ‘’Danger! Danger! ‘’ Robot de Perdus dans l’espace - 1968 Naine blanche et Géante rouge

Évolution vers Type Ia Théorie courante est que l’étoile n’atteint jamais la limite de Chandrasekhar; À environ 1% de la limite, l’augmentation 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 d’énergie;

Évolution vers Type Ia Une onde de choc atteignant une vitesse de 5,000-20,000 km/s se forme provoquant la dislocation de l’étoile; 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 l’explosion est due à la désintégration des isotopes du Nickel et du Cobalt créés lors de l’explosion;

Évolution vers Type Ia Une onde de choc atteignant une vitesse de 5,000-20,000 km/s se forme provoquant la dislocation de l’étoile; 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; L’étoile se disloquant, elle ne formera pas d’étoile à neutrons. Seul des résidus de métaux lourds seront présent dans la nébuleuse en expansion;

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

SN1994D NGC4526

SN 1572 Supernova Tycho

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

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

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

Hypernova – SN2006gy SN2006gy; NGC1260;

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

Luminosité de Eta Carinae lors de l’explosion Prédiction scientifique: capable de lire un livre en pleine nuit et visible en plein jour Magnitude Eta Carinae lors de l’explosion (m) M = 10x Type Ia M = -19.3 – 1/log(2.512) = -21.8 m = 5 log (7500/3.26/1000) + M – 5 m Eta Carinae = -25 (20% luminosité du soleil) m soleil = -26.74 m pleine lune = -12.9

Supernovae Merci! Sloan Digital Sky Survey (SDSS)