supernova.

Ci-dessous un extrait traitant le sujet : supernova.. Ce document contient 789 mots. Pour le télécharger en entier, envoyez-nous un de vos documents grâce à notre système d’échange gratuit de ressources numériques ou achetez-le pour la modique somme d’un euro symbolique. Cette aide totalement rédigée en format pdf sera utile aux lycéens ou étudiants ayant un devoir à réaliser ou une leçon à approfondir en : Encyclopédie

---

supernova. n.f., gigantesque explosion stellaire au cours de laquelle la luminosité
de l'étoile progénitrice atteint plusieurs milliards de fois celle du Soleil. Une partie de la
matière stellaire est expulsée à des vitesses élevées, ne laissant éventuellement
subsister qu'une étoile à neutrons ou un trou noir.
En 1987, l'apparition, dans le Grand Nuage de Magellan, de la supernova SN1987a a
marqué une nouvelle ère dans l'étude de ces objets, car on a pu suivre précisément
l'évolution de sa luminosité dans différentes longueurs d'onde et identifier l'étoile
progénitrice. L'observation des supernovae n'est pas nouvelle, puisque les premiers
écrits en relatant la découverte sont chinois et datent de l'an 185 de notre ère. Depuis,
d'autres supernovae ont été découvertes, notamment celle de 1054, dont les restes
forment la nébuleuse du Crabe, et celles observées par Tycho Brahe (1572) et Kepler
(1604). Dans notre galaxie, le taux d'explosions de supernovae est estimé à deux à
trois par siècle. La forte absorption du gaz interstellaire rend invisibles la plupart d'entre
elles. La matière éjectée par les supernovae est très enrichie en éléments lourds
comme le fer dont elles constituent la seule source dans l'Univers. Il faut distinguer deux
types de supernovae. Le type I correspond à des astres dont la luminosité décroît
régulièrement après l'explosion et dont les restes sont dépourvus d'hydrogène. Au
contraire, le type II présente une courbe de lumière plus irrégulière, et l'hydrogène y est
présent.
Les supernovae de type I sont vraisemblablement issues d'un système binaire formé
d'une géante rouge et d'une naine blanche qui subit une forte accrétion de matière
venant de son compagnon. Lors de sa phase de gonflement, la géante rouge déborde
de son lobe de Roche et sa matière se déverse en spiralant autour de son compagnon
et, l'écrasant sous son poids, en fait augmenter la température et la densité. À
400 millions de degrés, les noyaux de carbone 12 fusionnent. Cette combustion se fait
en milieu dégénéré où la pression du gaz dépend peu de sa température. Le taux de
réactions nucléaires, très sensible à la température, augmente violemment et emballe
les cycles de fusion. En quelques centièmes de seconde, la température passe de
quelques centaines de millions à quelques milliards de degrés. Une onde de déflagration
se propage vers l'extérieur à une vitesse de l'ordre de 1 000 km/s et brûle le
combustible nucléaire sur son chemin. En quelques secondes, une gigantesque explosion
thermonucléaire volatilise la naine blanche et expulse sa matière en ne laissant aucun
résidu compact. Les célèbres supernovae de Tycho Brahe (1572) et de Kepler (1604)
étaient de type I.
Les supernovae de type II sont issues de l'implosion du coeur d'une étoile massive
(huit fois plus que le Soleil) et marquent l'aboutissement de leur évolution. À la fin de sa
vie, une étoile massive a subi une augmentation considérable de son rayon en devenant
une géante rouge. Son coeur, désormais constitué de fer, est devenu énergétiquement
stérile, et la disparition des sources d'énergie nucléaire provoque sa contraction.
L'énergie gravitationnelle libérée par cette contraction se traduit par une élévation de la
température, qui devient telle que les noyaux de fer sont détruits par photodissociation,
produisant treize noyaux d'hélium et quatre neutrons. Une forte déperdition d'énergie
thermique, due à l'échappement des neutrinos, provoque l'accélération de
l'effondrement du coeur de fer. La capture des électrons par les noyaux, transformant

les protons en neutrons, attise ce processus. En un dixième de seconde, la densité
centrale atteint 1 Mt .cm -3. Le coeur de l'étoile se transforme en une sphère de neutrons
d'une dizaine de kilomètres de diamètre ayant la masse du Soleil : une étoile à
neutrons. Les couches encore en effondrement s'écrasent à sa surface, devenue très
rigide. Le violent rebond qui s'ensuit crée une onde de choc qui va remonter dans les
couches extérieures de l'étoile et la fera exploser. La matière entourant l'étoile à
neutrons est expulsée à des vitesses de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par
seconde. L'étoile à neutrons survit à l'explosion et peut ensuite se manifester comme
pulsar. La supernova du Crabe était de type II.
Complétez votre recherche en consultant :
Les corrélats
astres - La formation du système solaire - Introduction
astres - Vie et mort de quelques étoiles - Les étoiles massives : les
supernovae
astronomie
atome - Les atomes dans l'Univers - L'origine des atomes
Brahe Tycho
Kepler Johannes
Magellan (nuages de)
ondes gravitationnelles
pulsar
radioastronomie - Le développement de la radioastronomie - Les radiosources
radioastronomie - Les mécanismes du rayonnement radio - Émission
thermique et émission synchrotron
sciences (histoire des) - L'espace - La disparition des orbes célestes corporels
et l'apparition de la notion d'orbites
Les médias
pulsar
Les livres
radioastronomie - reste de la supernova Cassiopeia, page 4223, volume 8
supernova, page 4952, volume 9
astres - nuages de gaz dans la Voie Lactée, page 413, volume 1