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

Types de Supernovas 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.

Type Ia

Types de Supernovas 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.

Évolution vers Type II Étoile de 25 masses solaire To = 60 millions oC vs To soleil = 15 millions oC Densité = 50,000 kg/m3 Cycle H – » He Tsn – 7.5 millions d’années vs 10 milliard d’années pour Soleil

Évolution vers Type II Étoile de 25 masses solaire To = 60 millions oC vs To soleil = 15 millions oC Densité = 50,000 kg/m3 Cycle H – » He Tsn – 7.5 millions d’années vs 10 milliard d’années pour Soleil Coeur (~20% du rayon) Couches supérieures

Évolution vers Type II Étoile de 25 masses solaire To = 60 millions oC vs To soleil = 15 millions oC Densité = 50,000 kg/m3 Cycle H – » He Tsn – 7.5 millions d’années vs 10 milliard d’années pour Soleil

Cycle de l’hydrogène Chaîne PP (proton – proton) 1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0.42 MeV e+ + e- → 2γ + 1.02 MeV Chaîne PP I : 86% énergie du soleil To =10 à 14 Millions oC 2H + 1H → 3He + γ + 5.49 MeV 3He + 3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV

Cycle de l’hydrogène + + Chaîne PP (proton – proton) 1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0.42 MeV e+ + e- → 2γ + 1.02 MeV Chaîne PP I : 86% énergie du soleil To =10 à 14 Millions oC 2H + 1H → 3He + γ + 5.49 MeV 3He + 3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV +

Cycle de l’hydrogène + + Chaîne PP (proton – proton) 1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0.42 MeV e+ + e- → 2γ + 1.02 MeV Chaîne PP I : 86% énergie du soleil To =10 à 14 Millions oC 2H + 1H → 3He + γ + 5.49 MeV 3He + 3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV + + + + +

Cycle de l’hydrogène + + Chaîne PP (proton – proton) 1H + 1H → 2H + e+ + νe + 0.42 MeV e+ + e- → 2γ + 1.02 MeV Chaîne PP I : 86% énergie du soleil To =10 à 14 Millions oC 2H + 1H → 3He + γ + 5.49 MeV 3He + 3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV + + + + + + + + + + + + +

Cycle de l’hydrogène Chaîne PP II : 14% énergie du soleil To = 14 à 23 Millions oC 3He + 4He → 7Be + γ 7Be + e-→7Li + νe 7Li + 1H → 4He + 4He

Cycle de l’hydrogène Chaîne PP III – (0.11% énergie du soleil) To >23 Millions oC 3He + 4He →7Be + γ 7Be + 1H →8B + γ 8B → 8Be + e+ + νe       8Be↔4He + 4He

Expérience à tenter à la maison + = 100g H + 100g H = Masse manquante = 1.43 g E=mc2 E = 1.3x1016 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… 198.57g He

Hydrogène du cœur est consumé Les réaction H → He dans le cœur diminuent, les couches extérieures se contractent et entraînent le réchauffement du cœur To grimpe à 230 millions oC 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

Évolution vers Super Géante rouge Bételgeuse vue par Hubble

Évolution vers Super Géante rouge Soleil Super géante VV Cephei B - 1600-1900 diamètre soleil

Super Géante Rouge: Bételgeuse Images de la surface de Bételgeuse prises par Hubble M = 15 Mo (masses solaires) 500-800 diamètres solaire Tsn – 1000 à 10,000 ans 700 nm 905 nm 1250 nm (Rouge) (infrarouge très proche) (infra rouge proche)

Cycle du carbone & oxygène To = 230 Million oC Densité = 700,000 kg/m3 Tsn – 500,000 ans Fusion Hélium - Carbone 4He + 4He ↔ 8Be + photon 8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7.367 MeV Fusion Carbone - Oxygène 12C + 4He → 16O + γ

Fusion du carbone To = 930 Million oC Densité = 200,000,000 kg/m3 Tsn – 600 ans Fusion Carbone 12C + 12C → p + 23Na 12C + 12C → 4α + 20Ne 12C + 12C → n + 23Mg

Fusion du Néon To = 1.7 Milliard oC Densité = 4,000,000,000 kg/m3 Tsn – 1 an Fusion Néon 20Ne + γ → 4α + 16O 20Ne + 4α → γ + 24Mg

Fusion de l’oxygène To = 2.3 Milliard oC Densité = 10,000,000,000 kg/m3 Tsn – 6 mois Fusion Oxygène 16O + 16O → p + 31P 16O + 16O → α + 28Si 16O + 16O → n + 31Si Apparition chlore, argon, potassium, calcium, titane, etc.

Fusion du silicium To = 4.1 Milliard oC Densité = 30,000,000,000 kg/m3 Tsn – 1 jour Fusion Silicium 28Si + p + α + n → 34Fe

Fusion du silicium To = 4.1 Milliard oC Densité = 30,000,000,000 kg/m3 Tsn – 1 jour Fusion Silicium 28Si + p + α + n → 34Fe Fusion du fer en éléments plus lourd (ex: Au, Pb, etc) est endothermique = le fer absorbe de l’énergie pour fusionner Arrêt fusion dans le coeur

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

Arrêt des réactions dans le coeur Écrasement du cœur par couches externes To : 4.1 → 7.1 Milliard oC en 1 journée Cœur de fer dégénéré empêche l’écrasement du cœur Fer dégénéré?

Physique Quantique Lois de la physique qui gouvernent le comportement des particules élémentaires (électron, proton, neutron, photons, quarks, etc…) Louis de Broglie 1892-1987 Nobel de physique 1929 – ‘Recherches sur la Théorie des Quanta’ Théorie sur la nature ondulatoire des particules Une particule (ex: électron) est a la fois une particule et une onde

Électron est onde et particule λ = hc/E λ : Longueur d’onde c : vitesse de la lumière h : constante de Planck E : énergie de la particule E = mc2 + Ek λ = h/mc λ Électron: 2.4 x 10e-12 m λ Proton: 1.3 x 10e-15m Rayon électron: 10e-18 m Rayon proton: 0.8 x 10e-15m λ Électron: onde et particule

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

Principe d’exclusion Waulfgang Pauli, 1900-1958 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

Pression électronique de dégénérescence Électrons Pression de dégénérescence

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

Matière dégénérée

Matière dégénérée

Matière dégénérée

Matière dégénérée 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/m3 Densité cœur étoile 25 Mo avant écrasement cœur (fer dégénéré) : 3,600,000,000,000,000 kg/m3 ~10 Masses solaire dans un rayon de 200 km

Écrasement coeur To = 7.1 milliard oC Fusion électron + proton : e - + p+ ↔ no + νe

Écrasement coeur To = 7.1 milliard oC Fusion électron + proton : e - + p+ ↔ no + νe

Écrasement coeur Fusion électron + proton : e - + p+ ↔ no + νe Neutrino – 99% énergie de la supernova Neutrons Neutrons

Étoile à neutrons Neutrons dégénérés Écrasement coeur Étoile à neutrons Neutrons dégénérés

Écrasement coeur To = 7.1 Milliard oC Fusion Proton - Électron e - + p+ ↔ no + νe Diamètre coeur passe de 6400km (1/2 rayon diamètre terre ) à 100 km en 1/10sec et à 20 km en 1 sec Densité passe de 3,600,000,000,000,000 kg/m3 à 2,000,000,000,000,000,000 kg/m3 Ou simplement 2000 Milliards de tonnes/cm3

Supernova To = 7.1 Milliard oC Fusion Proton - Électron e - + p+ ↔ no + νe Diamètre coeur passe de 6400km (1/2 rayon diamètre terre ) à 100 km en 1/10sec et à 20 km en 1 sec Densité passe de 3,600,000,000,000,000 kg/m3 à 2,000,000,000,000,000,000 kg/m3 Ou simplement 2000 Milliards de tonnes/cm3

Mécanisme de l’explosion

Supernova SN1987A

Mécanismes de l’explosion A) Couches de l’étoile B) Écrasement du cœur (flèches blanches) et des couches supérieures (flèches noires) 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 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).

Supernova Énergie dégagée : 10e28 ou 10,000,000,000,000,000,000,000,000,000 mégatonnes Équivalent de 0.15 Mo (E=mc2) convertie en énergie 99% énergie dégagée sous forme de neutrinos: νe 1% sous forme d’énergie cinétique dans gaz (onde de choc) 1/1000 sous forme lumière 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.

Tableau périodique des éléments Mendeleev 1834 - 1907 Russie

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 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.

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

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

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

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

SN1604 – Supernova Kepler

SN1994D Type 1a : SN1994D dans NGC4526

SN1572 – Supernova Tycho Type 1a

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

Cassiopée A Cassiopée 10,000 AL Explosion en 1600

Nébuleuse Guitar Étoile à neutron B2224+65 filant à 1600 km/s résultant d’une explosion asymétrique du coeur

Évolution au cours du temps d'une étoile massive de 25 MS Évolution Stellaire Évolution au cours du temps d'une étoile massive de 25 MS Combustible Résidus Durée Température Densité en kg/m3 Hydrogène Hélium 7 x 106 années 60 x 106 K 50 x 103 Carbone ; Oxygène 500 000 années 230 x 106 K 700 x 103 Carbone Oxygène ; Néon ; Sodium ; Magnésium 600 ans 930 x 106 K 200 x 106 Néon Oxygène ; Magnésium 1 an 1,7 x 109 K 4 x 109 Oxygène du Magnésium au Soufre 6 mois 2,3 x 109 K 10 x 109 Silicium Fer et éléments proches 1 jour 4,1 x 109 K 3 x 1010 Fer Étoile Neutron/Trou Noir 1 sec >7.1 x 109 K >3.6 x 1015

Masse de l'étoile (en masses solaires, Mo) Évolution Stellaire Masse de l'étoile (en masses solaires, Mo) 30 Mo 10 Mo 3 Mo 1 Mo 0,3 Mo Luminosité pendant la séquence principale (Soleil=1) 10 000 1 000 100 1 0,004 Vie sur séquence principale (en milliards d'années) 0,06 0,10 0,30 10 800 Les réactions nucléaires s'arrêtent aux noyaux de fer silicium oxygène carbone hélium Phénomène terminal supernova nébuleuse planétaire vent stellaire Masse éjectée 24 Mo 8,5 Mo 2,2 Mo 0,01 Mo Nature du noyau résiduel trou noir étoile à neutrons naine blanche Masse du cadavre stellaire 6 Mo 1,5 Mo 0,8 Mo 0,7 Mo densité (eau=1) 5×1014 3×1015 2×107 107 106 Rayon (en m) 17861,44 m 6192,21 m 2,67×106 m 3,22×106 m 5,22×106 Gravité (en m.s-2 ) 2,5×1012 5,19×1012 1,49×107 8,99×106 1,46×106

Merci! Bonsoir et merci à notre ancêtre! 