présentation
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Supernovae de type Ia: Allumage P. Lesaffre, C.A. Tout, Ph. Podsiadlowski, Z.Han Communauté Européenne des supernovae Ia ● Motivation ● Histoire d'une supernova Ia ● Conditions à l'allumage ● Le processus Urca ● Conclusions Motivation: Diversité des supernovae Ia ● ● ● Plage de luminosité étendue Mais corrélation luminosité-déclin (Pskovskii-Phillips) Cependant: légère dispersion de 0.2 mag Motivation: Cosmologie ● ● La mesure de la constante cosmologique repose sur une déviation de 0.2 mag Il faut donc maîtriser l'évolution des effets systématiques Histoire d'une SNIa I. La rencontre ● t=0 M1 ● a ● ● M2 Masse de l'étoile primaire: M1 Masse de la secondaire: M2 Séparation: a Métallicité: Z (éléments C,N,O) Histoire d'une SNIa II. Formation naine blanche ● t=âge(M1) MWD ● a' M2 ● L'évolution de l'étoile primaire laisse un coeur de 12C, 16O, 22Ne de masse MWD : la naine blanche Le 22Ne vient des éléments C,N,O lors du brûlage de H puis He La naine blanche va refroidir pendant le temps âge(M2), qui détermine sa température T Histoire d'une SNIa III. Accrétion t=âge(M2) ● ● MWD ● M2 ● A son tour, l'étoile secondaire remplit son lobe de Roche L'ajout de matière à la surface de la naine blanche n'est stable que pour une gamme restreinte de taux d'accrétion (10-7 à 10-6 Msun/an) Un vent évacue l'excès de masse: le taux de croissance de la naine blanche dépend uniquement de sa masse. La naine blanche chauffe et se densifie sous l'effet de l'accrétion: l'histoire thermodynamique dépend uniquement de T et de MWD Histoire d'une SNIa IV. Flash du Carbone ● Naine blanche dégénérée ● ● Convection Fusion ● La fusion du Carbone commence Lorsque les pertes de neutrinos sont insuffisantes un coeur convectif s'installe Dans la matière dégénérée, l'expansion qui contrôle le brûlage n'a pas lieu En revanche, le coeur convectif croît rapidement pour contrôler la forte dépendence du brûlage en température : il se produit un flash thermonucléaire Histoire d'une SNIa V. Allumage ● Höflich & Stein (2002) ● ● ● Temps fusion < temps convectif Quelques bulles ne parviennent pas à évacuer l'énergie de fusion et les réactions thermonucléaires s'emballent Compétition entre – le brûlage – les pertes conductives – la déformation des bulles L'histoire thermodynamique fixe les conditions à l'allumage Histoire d'une SNIa VI. Déflagration ● Röpke & Hillebrandt (2005) ● ● ● ● Temps fusion < temps dynamique d'une bulle : un front de flamme se forme Propagation laminaire très subsonique (diffusion) Puis des déformations du front de flamme accroissent la vitesse effective de brûlage – Instabilité Landau-Darrieu – Instabilité Rayleigh-Taylor – Turbulence Détonation ? La levée de la dégénérescence amorce l'expansion Histoire d'une SNIa VII. Nucléosynthèse explosive L'excès de neutrons fixe le rapport M(56Ni)/M(Pic du Fe) La physique de la flamme détermine M(Pic du Fe) Histoire d'une SNIa VIII. Expansion ● ● ● ● A mesure que le cocon s'étend, on sonde des couches de plus en plus profondes => tomographie spectrale L'élargissement des raies renseigne sur l'énergie cinétique d'expansion La luminosité vient de la désintégration du 56Ni L'opacité est causée par les éléments lourds proches du Fe Histoire d'une SNIa Conclusions ● ● ● Beaucoup d'incertitudes: – évolution des étoiles binaires – accrétion – physique de flamme La chaîne de calcul vient tout juste d'être bouclée Les principaux ingrédients physiques sont probablement tous connus Conditions à l'allumage Effet de masse initiale Lesaffre et al (2006), code FLASH ● ● 0.7 1.2 MWD= 0.7 à 1.2 MJ pour un âge de 0.4 Man. ● Les masses plus élevées ont une plus forte densité centrale et explosent plus dense. Petites masses: temps de diffusion thermique < temps d'accrétion. La température centrale reflète l'équilibre thermique global accrétion/pertes de neutrinos => tous ont la même évolution centrale A haute densité, la courbe d'ignition est presque verticale et tout le monde finit sur la même courbe. Conditions à l'allumage Effet de l'âge ● ● 0.1 Gyr 0.8 Gyr Les plus « jeunes » ont une plus haute température et finissent moins denses Aux âges élevés et forte masse initiale, la courbe d'ignition est presque verticale (effet dû à l'écrantage électronique des barrières Coulombiennes) et tout le monde finit sur la même courbe. MWD= 1 MJ pour des âges de 0.1, 0.2, 0.4 et 0.8 Man. Conditions à l'allumage Densité centrale ● 0.8 Gyr ● 0.1 Gyr ● Losanges, triangles, carrés et croix codent les âges de 0.1, 0.2, 0.4 et 0.8 Man. La densité minimale correspond à l'équilibre thermique global La densité maximale correspond à l'effet d'écrantage électronique sur la courbe d'ignition NB: ces fortes densités requièrent un traitement des captures électroniques (non encore incluses) Conditions à l'allumage Corrélations ● fdfg ● ● ● Rouge: t(fusion)=t(convection)*22 Vert: t(fusion)=t(convection)*4 Bleu: t(fusion)=t(convection) Histoire thermique oubliée (hormis la densité centrale) Température, vitesses convectives, masse du coeur convectif, quantité de C brûlée sont corrélées avec la densité centrale C/O corrèle avec MWD, mais peu de variation => les modèles initiaux pour l'explosion forment une famille à un paramètre Conditions à l'allumage Distributions ● [0.4,0.8] Gyr ● ● <0.4 Gyr >0.8 Gyr Trait plein: âge > 0.8 Man Pointillé: 0.4 Man < âge < 0.8 Man Tirets: âge < 0.4 Man Synthèse de populations stellaires par Z.Han Distribution bimodale Les âges jeunes sont plus denses en moyenne Conditions à l'allumage Distributions Observées ● ● Suggère que la densité accroît la luminosité ? Mais quantitativement incorrect: – âges incorrects – rapport numérique inversé – la distribution bimodale subsiste pour les âges intermédiaires Enrico Cappellaro Conditions à l'allumage Résumé ● ● ● ● Deux paramètres indépendants: – la densité centrale ρ à l'allumage (1er ?) – la métallicité Z de l'étoile progénitrice (2ème ?) Âge et masse de la naine blanche déterminent ρ Tous les paramètres à l'allumage (sauf Z, C/O) sont corrélés à ρ Distribution de ρ <=> fonction de luminosité des SNIa ? Le processus Urca convectif ● ● ● Le brûlage du carbone produit des paires Urca Par émission et capture d'électrons, celles-ci émettent des neutrinos et changent le rapport neutrons/protons dans la matière stellaire ⇒ Le processus Urca est une clef déterminante pour la relation luminosité-déclin Le processus Urca à travers les âges Convection Modèle à deux flots (Lesaffre, Podsiadlowski, Tout, 2005) Inputs: - équations RHD sphérique - pas de viscosité - un modèle pour les échanges horizontaux. Outputs: ● Conservation de l'énergie ● Réactivité différentielle ● ● ● ● Critère de Ledoux et vitesses convectives dépendant de la chimie Modèle dépendant du temps Décrit l'asymétrie des vitesses convectives, donc overshooting potentiel Interaction avec le flot moyen Processus Urca Feedback chimique ● ● ● La poussée d'Archimède est dominée par les effets électroniques car la matière est très dégénérée Une fraction de masse de 10-8 de matière Urca suffit pour baisser les vitesses convectives Confirmation 2D tout récemment (Stein & Wheeler 2006) Processus Urca Captures électroniques ● ● ● ● Bilan des captures électroniques au cours de l'histoire d'une SNIa: – brûlage H: le cycle CNO convertit C,N et O en 14N via (β+) – brûlage He: 14N(α,γ)18F(β+)18O(α,γ)22Ne – brûlage C: 22Ne(p,γ)23Na(p,γ)24Mg(p,γ)25Al(β+)25Mg(p,γ)26Al(β+)26Mg – au total: entre 3 et 4 captures suivant l'efficacité convective Urca On en déduit l'excès de neutrons à l'allumage=f(Z) En supposant une combustion rapide, on déduit de la nucléosynthèse explosive X(56Ni)=f(Z) Enfin, avec un modèle simple de courbe de lumières (Mazzali & Podsiadlowski 2006 submitted), on déduit la dérive des relations luminosité-déclin en fonction de Z. Relation luminosité-déclin: Résidus=f(Z) Observations: Gallagher et al (2005) ● ● ● La corrélation observée semble à l'encontre de la théorie... (Mais: échantillon de spirales, forte dispersion de Z dans chaque galaxie, manque de statistiques) La dispersion des résidus donne un indice sur la métallicité moyenne Impact cosmologique: la mesure de Λ, Ω dépend de l'évolution chimique des galaxies Processus Urca Résumé ● ● ● Interaction complexe chimie-convection Un modèle simple prédit la dérive en Z de la relation luminosité-déclin Il illustre la sensibilité des paramètres cosmologiques ● Le processus Urca doit être modélisé ● Futur: implémenter le modèle complet... Conclusions ● ● ● La théorie des SNIa peut enfin aller des progéniteurs jusqu'aux observations Le flash du C donne deux paramètres principaux pour les conditions d'allumage: ρ et Z Les captures électroniques sont essentielles pour comprendre la dérive de la relation luminosité-déclin Futur ● ● Modèles FLASH avec captures électroniques et processus Urca convectif Explosions 2D-3D à partir des modèles d'allumage (L. Iapichino, F. Röpke) ● Nucléosynthèse (C. Travaglio) ● Courbes de lumières (S. Blinnikov)
