Supernova thermonucléaire

Vue d'artiste d'un système à progéniteur dégénéré simple pouvant donner lieu à une supernova de type Ia.

Un premier mécanisme de formation de ce type de supernova a lieu dans les systèmes binaires compacts. Le système est formé de deux étoiles de la séquence principale dont l'une est plus massive que l'autre. L'étoile la plus massive des deux évolue plus rapidement vers la branche asymptotique des géantes, phase au cours de laquelle son enveloppe se dilate considérablement. Si les deux étoiles partagent une enveloppe commune, le système peut perdre beaucoup de masse et réduire significativement son moment cinétique, son rayon orbital et sa période de révolution. Après que la première étoile a atteint le stade de naine blanche, la seconde, initialement moins massive, évolue à son tour pour atteindre le stade de géante rouge. L'expansion de ses couches externes les amène à franchir le lobe de Roche du couple. La naine blanche peut alors accréter une partie de la masse de la géante tandis que les deux étoiles spiralent l'une autour de l'autre en se rapprochant au point d'atteindre des orbites dont la période de révolution peut n'être que de quelques heures[19] - [20]. Si l'accrétion se poursuit suffisamment longtemps, la naine blanche peut finir par approcher de la masse de Chandrasekhar.

Une naine blanche peut également accréter de la matière à partir d'autres types de compagnons, comme une sous-géante ou même une étoile de la séquence principale. Le processus évolutif exact pendant cette phase d'accrétion demeure incertain car il dépend à la fois de la vitesse d'accrétion et du transfert de moment cinétique vers la naine blanche[21]. On estime que plus de 20 % des supernovae de type Ia sont issues de progéniteurs dégénérés simples[22].

Un autre mécanisme de déclenchement d'une supernova de type Ia est la fusion de deux naines blanches dont la masse résultante est supérieure à celle de Chandrasekhar[23] - [24].

Les collisions d'étoiles solitaires dans la Voie lactée se produisent tous les 10⁷ à 10¹³ ans, bien moins fréquemment que les novae[25]. Elles sont plus fréquentes au cœur des amas globulaires[26] (voir Blue straggler). Un scénario susceptible de se produire est la rencontre avec un système binaire ou entre deux systèmes binaires contenant des naines blanches. De telles rencontres peuvent former un système binaire compact de deux naines blanches partageant une enveloppe commune et susceptibles d'aboutir à la fusion des deux astres[27]. Une revue de 4 000 naines blanches par le Sloan Digital Sky Survey en a identifié 15 systèmes doubles, ce qui correspond statistiquement à une fusion de naines blanches tous les cent ans dans la Voie lactée, une fréquence comparable à celle des supernovae de type Ia identifiées dans le voisinage du Système solaire[28].

Le scénario à progéniteur double est l'une des explications proposées pour rendre compte de la masse de 2 M_☉ du progéniteur de la supernova SN 2003fg (en)[29] - [30]. C'est également la seule explication plausible pour le rémanent SNR 0509-67.5, les scénarios à progéniteur simple ayant tous été invalidés[31]. C'est, enfin, un scénario très probable pour la supernova SN 1006 dans la mesure où aucun reste d'un éventuel compagnon n'a été retrouvé dans son rémanent[22].

L'étape finale est l'explosion de l'étoile. Le cadavre dégénéré devient une gigantesque bombe thermonucléaire « amorcée » par l'effondrement gravitationnel. Les réactions nucléaires démarrent et s'emballent en quelques instants car l'énergie thermique dégagée se rajoute à celle issue de l'effondrement et ne modifie pas sensiblement la pression dans les zones dégénérées. Les réactions se poursuivent très rapidement, jusqu'à la transformation d'environ la moitié de la masse de l'étoile en nickel 56.

Sous la pression thermique produite par la zone dégénérée, les couches supérieures sont soufflées, ce qui enlève l'état de dégénérescence des couches inférieures qui sont progressivement « épluchées ». Le cœur lui-même atteint aussi probablement très rapidement un point où l'état de dégénérescence disparaît. La pression redevient une fonction directe de la température et l'effondrement est inversé.

L'étoile est complètement désintégrée dans l'explosion. Il n'en reste aucun résidu, contrairement aux supernovae à effondrement de cœur.

Profil typique de la luminosité d'une supernova de type Ia par rapport à la luminosité solaire L₀ marqué par la désintégration rapide du 56Ni et la décroissance plus lente due au 56Co.

Les supernovae de type Ia ont une courbe de lumière caractéristique. Autour de leur pic de luminosité, leur spectre contient des raies d'éléments de masse intermédiaire entre l'oxygène et le calcium, qui sont les constituants principaux des couches externes de l'étoile. Après plusieurs mois d'expansion, lorsque les couches externes deviennent transparentes, le spectre est dominé par les émissions de la matière située près du cœur de l'étoile, constitué des éléments lourds issus de la nucléosynthèse accompagnant l'explosion, essentiellement des isotopes dont la masse est voisine de celle du fer, c'est-à-dire les éléments du pic du fer : chrome, manganèse, cobalt et nickel, en plus du fer lui-même. La désintégration radioactive du nickel 56 en cobalt 56 puis en fer 56 produit des photons énergétiques qui constituent l'essentiel du rayonnement à moyen et long termes après l'explosion[14] :

${\displaystyle \mathrm {^{56}_{28}Ni\ {\xrightarrow[{6,075\ jours}]{\beta ^{+}\ 2,136\ MeV}}\ {}_{27}^{56}Co\ {\xrightarrow[{77,26\ jours}]{\beta ^{+}\ 4,566\ MeV}}\ {}_{26}^{56}Fe} }$.

Comme leur processus d'amorce est assez précis, survenant dans des conditions bien particulières, la magnitude atteinte et la courbe de décroissance de leur luminosité (dominée par la décroissance radioactive du nickel 56) sont caractéristiques de ce type de supernova. C'est pourquoi elles sont utilisées comme « chandelles standards » pour déterminer les distances extragalactiques.

L'utilisation des supernovae de type Ia pour mesurer les distances a été expérimentée pour la première fois par une équipe d'astronomes chiliens et américains de l'université du Chili et de l'observatoire interaméricain du Cerro Tololo, le Calán/Tololo Supernova Survey[38]. Dans une série d'articles des années 1990, l'étude a montré que, bien que les supernovae de type Ia n'atteignent pas toutes la même luminosité maximum, la mesure d'un seul paramètre de la courbe de lumière peut être utilisée pour la corriger en obtenant les valeurs de chandelle standard. La correction originale est connue sous le nom de correction de Phillips[39], les travaux de cette équipe montrant qu'elle permet de calculer les distances à 7 % près[40]. Cette uniformité de la luminosité maximum est due à la quantité de nickel 56 produite dans les naines blanches explosant lorsqu'elles acquièrent la masse de Chandrasekhar[41] ; masse de nickel 56 qui est identique pour chaque supernova de ce type, car l'ensemble des phénomènes conduisant à sa production est chaque fois comparable.

La relative uniformité des profils de luminosité absolue de pratiquement toutes les supernovae de type Ia connues a conduit à leur utilisation comme chandelles standard secondaires en astronomie extragalactique[42]. L'amélioration de l'étalonnage de la relation période-luminosité des céphéides[43] et la mesure directe de la distance de M106 à l'aide de son émission maser[44] ont permis, en combinant la luminosité absolue des supernovae de type Ia avec la loi de Hubble-Lemaître, d'affiner la valeur de la constante de Hubble.

Certaines supernovae de type Ia présentent un profil atypique semblable à celui de SN 2002cx (en), qui sont caractérisés par des vitesses d'éjection comprises entre 2 000 et 8 000 km/s, plus faibles que celles des supernovae de type Ia typiques, des magnitudes absolues plus faibles de l'ordre de -14,2 à -18,9 et des photosphères chaudes. Résultant vraisemblablement de l'accrétion de matière d'une étoile à hélium sur une naine blanche, on les appelle supernovae de type Iax[45].

• Supernova
• Naine blanche
• Rémanent de supernova

• 1.3 Les supernovae thermonucléaires, supernovae.in2p3.fr, Institut national de physique nucléaire et de physique des particules