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Novae et
Super Novae
Définition préalable
Nova, Novae, Novas
Nova : explosion de l’enveloppe de
l’étoile. Phénomène non définitif
(récurrent)
Supernova : explosion de
l’ensemble de l’étoile. Phénomène
définitif, non récurrent
De Stella Nova in Pede Serpentarii
1605/1606 Kepler
Une nouvelle étoile Stella Nova dans Ophiuchus
d'octobre 1604 à octobre 1605
La Nova de Kepler
Mars
Saturne
Jupiter
La Nova de Kepler
Wilhelm Baade 1943
17h 30m 42s −21° 29′
V843 SN 1604
H2 12 / PNG 4.5 +6.8
SN Ia
m = 19.1 / -2.5
5.4 ’’
B 268
Petit rappel
Une étoile de faible masse (< 8ms) achève sa vie en :
Nébuleuse planétaire et
Naine blanche
Au-delà : super nova et étoile à neutron ou trou noir
(f de la masse résultante)
Les Novae
Les novae se répartissent en cinq catégories :
Les novae rapides (NA) : quelques jours
Les novae lentes (NB) : régulier, sur 15 jours environ
Les novae récurrentes (NR) : plusieurs éruptions
Les novae naines : variables cataclysmiques irrégulières
Les novae-X
NB
C
O
H
Système binaire
C
O
700 fois plus importante que les SN
Une trentaine par an dans la Voie Lactée.
4 à 5 détectées
Les échelles ne sont pas respectées
Accrétion classique
et
accrétion polaire
P et T augmentent
dans l’enveloppe
créée par le
transfère
Les échelles ne sont pas respectées
Nova classique (CN)
C1
C2
1000 ans
20 000 à 30 Mns °
1 semaine
30 à 100 Mns °
Quelques heures
100 à 160 Mns ° => explosion de C1
1/1000 à
1/100000
masse
solaire
Décompression de la couche 2
160 à 50 Mns °
L = 10 000 s
T3
C2
C1
T3 : temps mis pour perdre 3 magnitudes
Nova Cyg 1992
Repérée le 18/19 fév. 1992 à m=6
Ascension droite : 20h 30m 31.58s
Déclinaison : +52° 37' 53.4
V 1974 : 19.5 à 4.4
Nova rapide
Les novae récentes
accessibles aux amateurs
1991
1992
1999
1999
2006
2007
V838 Her
V1974 Cyg
V 1494 Aqui
V 392 Vel
RS Ophi
V 1290 Sco
mag 5
mag 4.2
mag 5.03
mag 2.6
mag 4.5
mag 3.9
Les SN
Les novae récurrentes
Nova classique qui présente des sursauts rapprochés
T3
7,5
7,0
-
long
7,2
7,3
12
6,6
7,9
18
7,1
7,4
24
7,0
7,5
23
9,0
10,0
-
8,8
10,2
43
8,8
10,2
30
8,9
10,1
43
4,5
7,8
-
4,6
7,7
35
4,8
7,5
25
5,3
7,0
9
2,0
8,6
-
1,8
8,8
80
nom
T Pyx
U Sco
Loi
Kukarkin-Parenago
Plus l’intervalle est
long plus l’intensité
est forte
Δm
interv
alle
ans
mag
max
RS Oph
T CrB
7.5 / 18
-
9j
6j
10.1 / 38.6
Les novae naines
Création d’un point
chaud 3000 à 20000°
10 - 8 mt
U Gem
Z Cam
SS Cygn
Les échelles ne sont pas respectées
Point chaud polaire et point chaud sur le disque
Les novae naines
U Gem
6 mag
P: 100 jours
SS Cyg
4 magnitudes
P: 40 jours et parfois 100
VN Ori : 17 j
Les super novae
Un petit rappel
Masse, durée de fin et mode final d’une
étoile seule
Si la masse est inférieure à 8 ms =>
nébuleuse planétaire
Si la masse est supérieure => supernova
puis étoile à neutron.
Si la masse du cœur résultant > 3.3 ms =>
supernova puis trou noir
Un phénomène cataclysmique
La magnitude de l’étoile mère (ou astre géniteur)
est x 20
L’éclat x 10 8 à 10 9 soit 100 Mns à 1 Md de fois
Energie libérée en quelques semaines = énergie
libérée par le Soleil en 9 Mds d’années
Walter Baade et Fritz Zwicky
1930
Ils ne connaissent
pas la différence entre N et SN
mais savent quelles sont très loin
donc très brillantes d’où Super Novae
Zwicky
2 types de SN
Type I (SN I)
Absence des raies de l'hydrogène
ou pas visible.
En 1980
SN Ia silicium, magnésium, calcium;
SN Ib hélium
SN Ic peu d’hélium
Type II (SN II).
Dominantes des raies de l'hydrogène
SN II, SN Ib et Ic dans les galaxies spirales au voisinage des bras
spiraux et dans les galaxies irrégulières,
associées aux régions de formation d'étoiles
CONCLUSION : les SN II, Ib et Ic sont produites par
- des étoiles jeunes (présentes uniquement dans les régions de
formation)
-massives car seules ces étoiles explosent peu de temps après
s'être formées
- Les SN Ib et Ic ont perdu tout ou partie de leur enveloppe
d’hydrogène (Ib), voire d’hélium (Ic)
SN Ia
Présentes dans toutes les galaxies y compris les elliptiques
(uniquement formées d’étoiles âgées)
Pas de localisation préférentielle
CONCLUSION :
- formées à partir d’étoiles pouvant être anciennes,
- ne dépendent pas de la masse des étoiles
Supernova de type I
ou SN thermonucléaire
La masse de Chandrasekhar
Si une naine blanche atteint 1.44 ms ->
Combustion du carbone -> supernova
A
Subrahmanyan Chandrasekhar
1910-1995
Supernova de type Ia
NP
N Bl (< 1 ms)
si M > 1.44 ms => Fusion du carbone et
explosion de l’étoile en SN Ia
Conséquence : l’énergie libérée par 1.44 ms est une constante.
La luminosité est constante. Marqueur de distance.
Supernova de type II
ou SN à effondrement de cœur
Origine : une étoile géante seule
Si la masse de départ est supérieure à 8 ms :
super nova puis étoile à neutron.
Si la masse du cœur résultant > 3.3 ms = trou noir
Masse de départ 30 ms
GR
Neutrino
SN II
c
c
Energie
He
PR > G l’étoile grossie
C
H => He => B => C => Na
=>Ne => O
=> P , Cl, Ar, K, Ca, Ti…
=>Mg
=>Si
O
=> Fe => Ni
G > PR le cœur
s’effondrent
SN II
Suivi de l’effondrement
des couches externes
puis de leur
rebondissement
Fe
Ni
Cu…Pb, Au, …Ur
Evacuation de l’énergie
en SN. Onde de choc
Ejection de l’enveloppe
Rémanent
Etoile à neutron pulsar
Trou noir stellaire
Type I ou type II ?
Type I ou type II ?
La courbe de lumière
SN II P
SN II L
SN Ia
Dans les 80 premiers jours Ib/c = II-P donc
pas suffisant
Type I ou type II ?
Le spectre
Peu d’hydrogène et d’hélium.
C’est le cœur d’une des 2
binaires qui explose (Ia)
Ou c’est une étoile de Wolf
Rayet
Dominante d’hydrogène et
d’hélium. C’est l’étoile qui
explose (Ib, Ic, II)
SN type Ia : les « céphéides » de
l’univers lointain
Comme ces SN explosent lorsque l’étoile
atteint 1.44 ms, elles ont toutes la même
luminosité.
On compare la magnitude absolue et la magnitude réelle pour avoir la
distance
Pour les galaxie relativement proches ont compare les résultats des
céphéides avec celles de SN Ia pour affiner les modèles.
Tout va bien sauf que….
4 SN Ia posent problème
SN2003fg, SN2006gz, SN2007if, SN2009dc
SNIa dont l’éclat est x2 d’une SNIa
Pas d’hydrogène => naine blanche
1.3 ms de Ni 56 contre 0.6
 Naine blanche de 2.2 ms contre 1.44
M > lim Chandra
Hypothèse : fusion de 2 naines blanches
SN 2006gz M=17.7
Quelques SN galactiques
Extrêmement rares
SN 185
La plus ancienne répertoriée
3300 al; constellation Centaure
7 déc. 185
Vue pendant 8 mois en Chine
Type Ia (pas de pulsar)
SN 1006
Supernova la plus brillante observée sur Terre durant les temps
historiques dans la constellation du Loup.
Chine, Japon, Arabie, Suisse, White Tank regional montain park
SN 1006
SN 1006
Lune
Mars
Horizon
15 mai 1006 à 0h
Latitude Chateaugay
SN 1054
M1
4 juillet 1054
4 h 30
SN 1181 Cassiopée 2h 05m 37s +64° 49’
5400 al
Chine 6 août et Japon 7 aout 1181
au 6 février 1182
185 jours
Wenxian Tongkao
3 C 58 / PSR J0205+6449
SN 1572 Super Novae Tycho Brahé 7500 al
Cassiopée 2h 05m 37s +64° 49’
SN 1572 Super Novae Tycho Brahé
Cassiopée 2h 05m 37s +64° 49’
11 novembre 1572 vers 2h du matin
Mag : - 4
SN 1604 Super Nova de Kepler
9 octobre 1604 entre Mars et Saturne
Saturne
Mars
Jupiter
SN 1604 Super Nova de Kepler
9 octobre 1604 entre Mars et Saturne
La première SN extra galactique
S And SN 1885 A
aout 1885
0h 42 43 +41 16
Type Ia
Mag 5.8
La plus lointaine (ancienne) SN
11 mds a.l.
G1.9+0.3
« Nature » 9 juillet 2009
11 mds a.l.
SN 1987A
Grand Nuage de Magellan, 168000 al
Sanduleak -69 202 SGB 10mns d’années mag +3
1998
1.2al
1994
7 ans
3.5 ans / 0.7 al
2/10 al /an
60000 km/s
Mycn 18
Sanduleak -69°202
Eta Car
SN 1993J
M 81
12 Mns al
28 mars 1993
25 à 30 ms => type II
Pratiquement pas d’hydrogène => Type Ib
=> Création d’un nouveau type SN IIb
Et si Bételgeuse explosait
D = variable 300 à 1100 d s sur 5 ans
L = 63 000 s
M = 15 ms
T = 3600°
Age : 10 Mns d’années
Système solaire
1 - Kamiokande détecte un afflux de neutrinos
2 - Quelques minutes à un jour (temps mis par l’onde de choc
pour arriver à la surface de l’étoile) luminosité augmente en
quelques heures. Visible en plein jour (si été automne
Emission X et gamma > au Soleil
3 - Quelques jours à quelques mois : illumination des poussières
environnantes de Bételgeuse à 1 al
4 - Quelques années : collision avec les gaz émis par
Bételgeuse
5 - Quelques dizaines d’années : apparition du cœur (pulsar)
6 - Pendant quelques milliers d’années : rémanent de l ’étoile
7 - Quelques centaines de milliers d’années : rencontre de la
matière très diluée avec le système solaire
1 - Kamiokande détecte un afflux de neutrinos
2 - Quelques minutes à un jour (temps mis par l’onde de choc
pour arriver à la surface de l’étoile) luminosité augmente en
quelques heures. Visible en plein jour (si été automne)
3 - Quelques jours à quelques mois : illumination des poussières
environnantes de Bételgeuse à 1 al
4 - Quelques années : collision avec les gaz émis par
Bételgeuse
5 - Quelques dizaines d’années : apparition du cœur (pulsar)
6 - Pendant quelques milliers d’années : rémanent de l ’étoile
7 - Quelques centaines de milliers d’années : rencontre de la
matière très diluée avec le système solaire. Sans effet
On continue
à bronzer
tranquille