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Contribution: Maylis Lavayssière, Sylvain Rondi
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| Présentation |
| Caractéristiques physiques |
| Caractéristiques spectrales |
| Exemple de Spectre |
Le terme de supernova qualifie
l'explosion cataclysmique de certains types d'étoiles massives en fin
de vie.
Ce sont des évènements
spectaculaires mais très rares, de l'ordre de trois par siècle
dans les galaxies semblables à la notre.
Une Sn de type I résulte de l'évolution d'un système binaire
composé d'une géante rouge et d'une naine blanche. Cette dernière
capture progressivement, par accrétion la matière de sa compagne,
et lorsqu'elle dépasse la masse critique de Chandrasekhar (1,4 M
),
elle finit par exploser.
Les Sn de type II sont des étoiles massives qui explosent après
épuisement de leur combustible nucléaire. En effet, lorsque des
étoiles dont la masse est supérieure à 10 M
arrivent en fin de vie, elles entrent dans des phases de pulsations et d'instabilités
qui traduisent des changements successifs de "carburant nucléaire" jusqu'à
ce que leur masse ne leur permette plus de continuer la fusion nécessaire.
Plus les atomes utilisés comme carburant sont lourds, plus la fusion
nucléaire est difficile. Mais contrairement aux novae la masse des supernovae
leur permet d'aller plus loin dans le tableau périodique et d'arriver
jusqu'au fer (très rarement dépassé car c'est le noyau
le plus stable qui existe).
Le noyau ferreux s'effondre
alors d'un seul coup à la vitesse de 70 000 km.s -1 lorsque
les réactions nucléaires s'y arrêtent, alors qu'elles se
poursuivent entre les couches périphériques de l'étoile,
dont la structure est alors en "pelures d'oignons". Cette contraction du noyau
dégage alors plusieurs milliards de milliards de fois l'énergie
dégagée par la bombe d'Hiroshima et expulse les couches externes
de l'étoile à des vitesse avoisinant les 4000km.s-1.
C'est l'explosion qui comprime
le milieu environnant et peut créer une onde choc à la frontière
de laquelle les noyaux de fer (ou d'autres noyaux) peuvent être transformés
en noyau plus lourd comme l'uranium. Le noyau devient en règle générale
un pulsar, ou bien, si la masse de l'étoile le permet, un trou noir.
Selon leur caractéristiques
spectrales les supernovae sont classées en deux catégories principales:
Type I (SNI): ce sont les étoiles les
plus volumineuses. On estime que leur magnitude absolue est 
-19,9. En une cinquantaine de jours l'étoiles perd 3 magnitudes puis
le déclin devient plus long: 3 autres magnitudes en 200 jours.
Cette classe est elle même subdivisée trois classes:
SNIa, caractérisées par une forte raie de Silicium.
SNIb, caractérisées par une absences de Si,et d'une intense raie
d'Hélium.
SNIc, caractérisées par des raies de Ca, de Fe et d'autres éléments
intermédiaires.
Type II (SNII): en photométrie, leur
magnitude absolue moyenne est -17,8. Le déclin
est d'abord assez rapide (2 magnitudes en 20 ou 25 jours) puis il se produit
souvent un "palier" qui dure environ 2 mois. Ensuite l'étoile perd de
nouveau 2 à 3 magnitudes en 20 à 30 jours, puis le déclin
se poursuit plus lentement. Toutefois, le tiers des supernovae de type II ne
présente pas de "palier".
Leur spectre présente les raies d'absorption caractéristiques
de l'hydrogène.
Type II normal: les raies de l'hydrogène
dominent, mais celles de l'hélium sont aussi présentes.
Ce type est subdivisé en IIL (linéaire) et IIP (plateau) selon
l'allure des courbes de lumière, mais cela ne semble pas avoir de conséquences
spectroscopiques
Ces caractéristiques
spectrales sont présentes les premières semaines suivant l'explosion.
Le profil spectral de ces raies permet de déterminer les vitesses d'expansion:
5000 à 10000 km.s-1 pour les SNII, et
15000 à 20000 km.s-1 pour les SNIa.
Spectre de la supernova SN2000P (découverte par Robin Chassagne en Mars 2000 dans NGC4965). Le spectre calibré présenté ci-dessous a été obtenu par Christian Buil et François Colas au T1M du Pic du Midi. Il s'agit d'un spectre de supernova type-II dans lequel les raies H-alpha sont très bien visibles. La position de la raie H-alpha, mesurée à 6622A a permis de déterminer la vitesse de recession de la galaxie-hote à 2700 km/s (+/-1000km/s).
La magnitude relativement faible des supernovae ainsi que leur habituelle proximité aux noyaux de leurs galaxies-hotes en font des objets assez délicats en spectroscopie. Néanmoins, une simple observation avec un spectroscope moyennement résolvant peut permettre de déterminer leur type.
A cura di Maylis Lavayssière e Sylvain Rondi
| Presentazione |
| Caratteristiche fisiche |
| Caratteristiche spettrali |
| Esempio di spettro |
Una Supernova è l'esplosione
cataclismica di una stella massiccia che avviene nelle fasi finali della sua
vita.
Sono, questi, eventi spettacolari
ma molto rari, che, in galassie simili alla nostra, si producono con una frequenza
di circa 3 ogni secolo.
Una SN di tipo I è il risultato
dell'evoluzione di un sistema binario composto da una gigante rossa e da una
nana bianca. Quest'ultima cattura progressivamente, per accrezione, la materia
della sua compagna e, quando supera la massa critica di Chandrasekhar (1,4 M), esplode.
Le SN di tipo II sono stelle
massicce che esplodono a seguito dell'esaurimento del combustibile nucleare.
Infatti, quando le stelle di massa superiore a 10 M giungono al termine della loro
vita, esse entrano nelle fasi di pulsazione e instabilità che coincidono con
i cambiamenti successivi di "carburante nucleare" finché la loro massa non consente
più di continuare ulteriormente la fusione. Più gli atomi utilizzati come carburante
sono pesanti, più la fusione nucleare è difficile. Tuttavia, contrariamente
a quanto accade per le Novae, la massa delle Supernovae consente loro di spingersi
più lontano nella tavola periodica degli elementi e di arrivare fino al Ferro
(soltanto molto raramente riescono ad andare oltre dato che questo è il nucleo
più stabile che esista).
Il nucleo di ferro collassa
quindi improvvisamente, alla velocità di 70 000 km.s -1, non appena
le reazioni nucleari si spengono nel nucleo, mentre continuano negli strati
più periferici della stella, la cui struttura si presenta quindi a "strati di
cipolla". La rapida contrazione del nucleo libera diversi miliardi di miliardi
di volte l'energia sprigionata dalla bomba di Hiroshima ed espelle gli strati
esterni della stella a velocità prossime a 4000 km.s-1.
L'esplosione comprime allora
il mezzo circostante e può creare un'onda di shock sul fronte della quale i
nuclei di ferro (o di altri elementi) possono essere trasformati in nuclei più
pesanti come l'uranio. Normalmente, il nucleo della stella diventa una pulsar,
oppure, se la massa lo consente, un buco nero.
Sulla base delle loro caratteristiche
spettrali le Supernovae sono classificate in due categorie principali:
Tipo I (SNI): sono le
stelle più voluminose. La loro magnitudine assoluta iniziale è stimata a -19,9. In una cinquantina di giorni
la stella perde 3 magnitudini, poi il declino diventa più lento: altre 3 magnitudini
in 200 giorni.
Questa classe è a sua volta suddivisa in tre ulteriori classi:
SNIa, caratterizzate da un'intensa
riga del Silicio.
SNIb, caratterizzate dall'assenza
del Si e da una intensa riga di Elio.
SNIc, caratterizzate dalle righe
del Ca, del Fe e di altri elementi intermedi.
Tipo II (SNII):
in fotometria la loro magnitudine assoluta media è
-17,8. Il declino è inizialmente abbastanza rapido (2 magnitudini in 20 o 25
giorni) poi si verifica spesso uno "scalino" che può durare circa 2 mesi. In
seguito la stella perde ancora dalle 2 alle 3 magnitudini in 20 o 30 giorni,
poi il declino continua più lentamente. Comunque, un terzo delle Supernovae
di tipo II non presenta lo "scalino".
Il loro spettro mostra le righe di assorbimento caratteristiche dell'Idrogeno.
Tipo II normale:
dominano le righe dell'Idrogeno ma anche quelle dell'Elio sono presenti.
Questo tipo è ulteriormente suddiviso in IIL (lineare) e IIP (a "plateau") secondo
l'andamento delle curve di luce che tuttavia non sembra avere conseguenze spettroscopiche.
Queste caratteristiche spettrali
sono presenti durante le prime settimane immediatamente successive all'esplosione.
Il profilo spettrale delle righe permette di determinare le velocità di espansione:
da 5000 a 10000 km.s-1
per le SNII e da 15000 a 20000 km.s-1
per le SNIa.
Spettro della Supernova SN2000P (scoperta da Robin Chassagne nel Marzo 2000 in NGC4965). Lo spettro calibrato presentato qui sotto è stato ottenuto da Christian Buil & François Colas al T1M del Pic du Midi. Si tratta di uno spettro di Supernova di tipo II nel quale le righe H-alpha sono molto ben visibili. La posizione della riga H-alpha, misurata in questo caso a 6622A, ha consentito di stimare la velocità di allontanamento della galassia ospite a 2700 km/s (+/-1000km/s).
La magnitudine relativamente debole delle Supernovae e la loro consueta prossimità ai nuclei delle galassie ospiti ne fanno degli oggetti difficili per la spettroscopia. Tuttavia, anche una semplice osservazione con uno spettroscopio a media risoluzione può permettere di determinarne il tipo.
Per la traduzione in italiano un ringraziamento speciale a Marco Angiolo Innocenti.
