Supernova par production de paires
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En pratique : Quelles sources sont attendues ? Comment ajouter mes sources ?Une supernova par production de paires est un type de supernova qui se produit lorsque des rayons gamma au cœur d'une étoile excédant 140 masses solaires produisent des paires électron-positron, ce qui réduit la pression de rayonnement et laisse la gravitation faire imploser l'astre. Le processus s'achèverait par une explosion de type thermonucléaire qui disséminerait la totalité de sa matière.
La théorie concernant ce type de supernova est établie à la fin des années 1960 par Z. Barkat et ses collaborateurs, ainsi que Gary S. Fraley.
Processus
[modifier | modifier le code]Contrairement aux supernovas « classiques », qui résultent soit d'un effondrement gravitationnel du cœur de l'étoile, soit d'une réaction thermonucléaire liée à une trop grande « vampirisation » des couches externes d'une étoile par une naine blanche voisine, le déclencheur de la supernova par production de paires serait issu d'une réaction d'annihilation entre les électrons et leurs antiparticules.
En effet, les étoiles de plus de 140 masses solaires induisent des caractéristiques précises : si la couche externe est énorme, le cœur de l'étoile, lui, serait beaucoup moins dense et très riche en oxygène. En conséquence, les photons émis par l'étoile dans le cœur peuvent interagir avec les noyaux des atomes pour former des paires électrons-positrons, lesquels s'annihilent mutuellement.
Plus précisément, au niveau atomique, en interagissant avec la force de Coulomb au voisinage d'un noyau atomique, l'énergie du photon gamma incident peut spontanément être convertie en masse sous la forme d'une paire électron-positron. La production d'une telle paire nécessite 1,022 MeV, soit une énergie supérieure à la masse au repos des particules qui la composent : l'énergie excédentaire est transférée sous forme d'énergie cinétique à la paire formée ainsi qu'au noyau de l'atome. L'électron produit, qui est souvent appelé électron secondaire, est hautement ionisant. Quant au positron, très ionisant aussi, il possède une très courte durée de vie dans la matière : 10−8 seconde, car dès qu'il est à peu près arrêté, il se combine avec un autre électron ; la masse totale de ces deux particules est alors convertie en deux photons gamma de 0,511 MeV chacun.
Les électrons (positrons) produits par les processus précédemment exposés produisent beaucoup d'ionisations, qui les ralentissent jusqu'à la fin de leur parcours, où les positrons s'annihilent. Cela crée une instabilité au sein de l’étoile, qui aboutirait à une explosion de type thermonucléaire disloquant toute l’étoile et ne laissant pas de « vestige » derrière elle.
En effet, lorsque la création de matière et d’antimatière selon ce processus devient importante, la pression du flux de photons gamma sur les couches de l’étoile devient insuffisante pour s’opposer à sa contraction sous l’effet de sa propre gravité. Or, cette même contraction va augmenter le taux des réactions nucléaires en chauffant le cœur de l’étoile. La production de photons gamma créateurs d’antimatière va encore être accrue et le processus devient instable. Il s'emballe. De fait, la température ne va cesser de s'élever et, en très peu de temps, le cœur de l’étoile va exploser en convertissant sa matière en noyaux lourds. Il se produit alors une supernova baptisée pair instability supernovae (PISNe), « supernova à instabilité de paire »[1], ne laissant aucun astre compact derrière elle.
La puissance d'une telle supernova serait vraiment exceptionnelle. Elle doit surpasser celle d’une supernova normale et s’accompagner de la production d’une grande quantité de nickel radioactif en plus d’une grande quantité de matière éjectée.
Candidates possibles
[modifier | modifier le code]- La supernova SN 2006gy, observée en , fut d'emblée remarquable car au vu de l'énergie dégagée, elle constitue l'explosion stellaire de l'étoile la plus massive connue à ce jour. En conséquence, elle constitue un bon candidat qui permettrait d'établir, par l'observation, la validité de cette théorie.
- En , l'astronome Gal-Yams apporta des éléments étayant la possibilité pour que la supernova SN 2007bi serait la preuve de ce type de supernova par paires. En effet, elle fut particulièrement brillante et surtout son éclat a duré plusieurs mois – alors que les supernovas dites gravitationnelles se manifestent beaucoup plus brièvement.
- La supernova SN 2016iet est quant à elle très certainement une supernova à instabilité de paires[2].
Galerie
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Interprétation théorique des supernovas par production de paires. -
Détection télescopique de SN2006gy. -
Courbe de luminosité de SN2006gy.
Notes et références
[modifier | modifier le code]- ↑ Bruno Peres-Thèse-doctorat-Paris, 2013, page 49
- ↑ (en) Sebastian Gomez, Edo Berger, Matt Nicholl et al., « SN 2016iet: The Pulsational or Pair Instability Explosion of a Low-metallicity Massive CO Core Embedded in a Dense Hydrogen-poor Circumstellar Medium », The Astrophysical Journal, vol. 881, no 2, (DOI 10.3847/1538-4357/ab2f92).
