Etoile à neutrons / Trou noir

[Gilgamesh]

Hello,

Un petit topo pour résumer ce qui concerne les supernovae gravitationnelle, tiré de ce remarquable document de synthèse Objets compacts de Philippe Grandclément, dont je conseille la lecture à tous les curieux du forum !





Schéma 1 : Devenir des étoiles massives, en fonction de leur masse initiale et de leur métallicité.

Les étoiles trop massive et trop peu métallique ne donnent pas de supernova, s’effondrant directement en trou noir




Si l’étoile n’est pas suffisamment massive, elle va terminer sa vie en naine blanche, n’étant pas capable de fusionner les éléments plus lourds que l’hélium. La valeur précise de la masse inférieure n’est pas connue avec précision et dépend des détails de l’évolution mais on peut raisonnablement la fixer entre 6 et 11 masses solaires.

A l’opposé si la masse initiale est trop importante, le coeur de l’étoile s’effondre directement en un trou noir (surface en noir "direct black hole" sur le schéma 1). Toute la matière y est absorbée et on n’observe pas de supernova.
Une nouvelle fois, la valeur de cette borne supérieure varie grandement mais on peut l’estimer à 40 masses solaires, pour des étoiles sans métallicité.

La métallicité joue un rôle important puisque plus cette dernière est importante et plus l’étoile va perdre de la masse avant la fin de son évolution. A haute métallicité on devrait donc pouvoir observer des supernovae pour des progéniteurs ayant des masses initiales plus importantes.

La nature du reste de la supernova est également fonction de la masse initiale et de la métallicité.

Aux faibles masses, la proto-étoile à neutron est stable et il va rester une étoile à neutrons au coeur de la supernova (surfaces en vert "neutron star").

Pour des masses plus importantes (> 25 masses solaires à métallicité nulle), la matière accrêtée par la proto-étoile à neutron est trop importante et cette dernière finira par s’effondrer en trou noir, non sans avoir éjecté une partie des couches externes et donc provoqué une supernova (surface en rouge "BH by fallback").

Enfin, pour les très hautes masses (> 40 masses solaires à métallicité nulle), le coeur s’effondre directement en trou noir et aucune supernova n’est visible.

L’influence de la métallicité et de la masse initiale est détaillée sur le schéma 1.


Schéma 2 : Classification des supernovae gravitationnelle en fonction de la masse initiale et de la métallicité du progéniteur



Le schéma 2 permet de visualiser sur les mêmes axes "masse-métallicité" de quelle façon la nature du progéniteur contraint le type spectral de la supernova. En effet, si les supernovae de types Ib et Ic ne montrent pas de raies de l’hydrogène, c’est que l’étoile massive a, dans le courant de son évolution, éjecté toutes les couches externes de son enveloppe et se retrouve donc sans hydrogène au moment de l’effondrement. On pense par exemple au vent stellaire dans les étoiles de type Wolf-Rayet. Ces vents intenses se produisent pour des étoiles de grande masse et de forte métallicité.

Si l’étoile possède encore son enveloppe d’hydrogène, alors on assiste à une supernova de type II. La taille précise de l’enveloppe permet de comprendre la distinction entre II-P et II-L.

Si l’enveloppe est massive (typiquement M > 2 masses solaires), les rayons gamma émis par le coeur sont capturés par l’enveloppe et l’énergie est libérée progressivement, provoquant un plateau dans la courbe de lumière : ce sont les supernovae de type II-P.

Si l’enveloppe d’hydrogène est présente mais avec M < 2 masses solaires, alors l’énergie est rayonnée directement et on assiste à une supernova de type II-L. Les SN II-P sont donc attendues pour des progéniteurs de faible masses et les SN II-L comme des transitions entre II-L et Ib/c.

Enfin, si la proto-étoile à neutrons finit par s’effondrer en trou noir, une partie de l’énergie y disparaîtra et la supernova résultante sera du plus faible intensité.

[invitefd754499]

Supers schémas qui résument magnifiquement bien.

Merci beaucoup Gilgamesh pour tes explications limpides !

En plus le document a l'air d'être plutot abordable, fantastique !

Cordialement,

PS : @joefva, désolé, mais beaucoup ne prennent pas la peine de lire la page précédente des fils anciens. Tu as très bien fait de demander de plus amples explications.

[Gilgamesh]

En plus le document a l'air d'être plutot abordable, fantastique !

Une mine d'or !

Je viens de lire tous le chapitre sur les modèles de sursauts gamma, y'a à la fois l'explication en français, les formules explicitant les modèles, les données numériques et les observations.

a+

[invite80fcb52e]

Ouais et c'est encore mieux quand on a suivi le cours

[A voir en vidéo sur Futura]

[Calvert]

Une mine d'or !

Je viens de lire tous le chapitre sur les modèles de sursauts gamma, y'a à la fois l'explication en français, les formules explicitant les modèles, les données numériques et les observations.

a+

Ouais et c'est encore mieux quand on a suivi le cours

Au risque de faire le rabat-joie, ce qui est gênant avec ce manque de cours (au delà du mauvais exemple donné à ceux qui le suivent), c'est la cruel manque de référence...

La figure que montre Gilgamesh plus haut est tirée de Heger et al, ApJ 591, 288, 2003, et je trouve très dommage que leurs noms ne soient mentionnés nulle part... Je soupçonne que ce soit le cas d'autres figures également !

[invitebd2b1648]

Mais vas-y attaques Gilgamesh notre maître à tout les néophytes, je te met au défis de faire mieux que lui ... non ?

[Calvert]

Mais vas-y attaques Gilgamesh notre maître à tout les néophytes, je te met au défis de faire mieux que lui ... non ?

1. Je n'ai strictement rien contre Gilgamesh, et je pense que la réciproque est encore vraie. Je ne l'attaque d'ailleurs absolument pas, non ?

2. J'apprécie énormément les qualités de vulgarisateurs de Gilgamesh.

3. Dans un cursus universitaire, tout le temps, on nous dit de citer nos sources, etc... Et là, on tombe sur un énorme cours (qui me semble à première vue très bien fait), qui ne cite, sur 173 pages AUCUNE source. On se doute bien que tous les résultats présentés ne sont pas de l'auteur du cours, mais par principe d'équité scientifique, il faut rendre à César ce qui est à César. Je détesterais retrouvé un de mes figures sur un forum avec comme commentaire "tiré du cours bidule-truc", sans que la référence soit faite correctement dans ledit cours.

4. Ca n'enlève rien à l'éventuelle qualité pédagogique de ce cours... Je n'en sais rien de plus qu'un simple coup d'oeil, je ne l'ai pas lu.

5. C'est un domaine dans lequel je peux prétendre avoir certaines compétences.

Et, je le répète, je vois mal comment on peut prendre mon message comme une attaque contre qui que ce soit d'autre que l'auteur du cours, et encore...

[invitebd2b1648]

Nan désolé c'est moi qui suis !

MAIS Au moins j'ai pu te parler !

Cordialement,

[invite80fcb52e]

Au risque de faire le rabat-joie, ce qui est gênant avec ce manque de cours (au delà du mauvais exemple donné à ceux qui le suivent), c'est la cruel manque de référence...

La figure que montre Gilgamesh plus haut est tirée de Heger et al, ApJ 591, 288, 2003, et je trouve très dommage que leurs noms ne soient mentionnés nulle part... Je soupçonne que ce soit le cas d'autres figures également !

C'est vrai ça manque de sources, alors je t'invite à aller voir le même cours fait auparavant par Eric Gourgoulhon, qui d'ailleurs fait aussi un cours très complet sur la relativité générale:
http://www.luth.obspm.fr/~luthier/gourgoulhon/

Rubrique enseignement.

Là t'aura des références en fin de chapitre...

[Gilgamesh]

Au risque de faire le rabat-joie, ce qui est gênant avec ce manque de cours (au delà du mauvais exemple donné à ceux qui le suivent), c'est la cruel manque de référence...

La figure que montre Gilgamesh plus haut est tirée de Heger et al, ApJ 591, 288, 2003, et je trouve très dommage que leurs noms ne soient mentionnés nulle part... Je soupçonne que ce soit le cas d'autres figures également !

C'est ma foi vrai, rien n'est sourcé, mais le côté systématique de la chose rend du coup impossible d'y voir une captation quelconque du travail d'autrui Y'a peut être une biblio annexe ? Ou pas. Ça manquerait dans ce cas, c'est vrai. Mais en tout cas, SON cours est rendu public et pour le coup c'est généreux de sa part, parce que ça représente quand même un joli boulot de synthèse.

Sinon, qu'il me soit permis de dire à la cantonade :

1/ que j'apprécie systématiquement tes interventions,

2/ que sur un point précis, touchant particulièrement la physique stellaire, si Gilgamesh dit A et Calvert B, c'est Calvert qu'il faut écouter, a priori. Que ce n'est pas de la fausse modestie de ma part, mais un réalisme serein et que c'est une exigence qui me coûte peu vu que c'est ainsi que j'apprend.

3/ (ça vaut un point 3) nan parce que ce forum pour moi c'est une façon de progresser : en transmettant, j'en apprend au moins deux foix plus que ceux qui me lisent, en recherchant les sources et en m'obligeant à en faire la synthèse. Faisez en autant, c'est mon seul conseil.

a+

[invitefd754499]

en transmettant, j'en apprend au moins deux foix plus que ceux qui me lisent, en recherchant les sources et en m'obligeant à en faire la synthèse

a+

Et le topo suivant sera encore plus abouti que le premier !
Ce point 3) est véritablement fondamental, je le constate régulièrement, même à mon niveau : expliquer quelque chose permet de mieux comprendre.

Cordialement,

[invite564ec0b5]

Bon,
merci pour toutes ces explications et ces précisions qui m'aideront énormément, mais je remarque que vous n'avez toujours pas répondu à la question à savoir si de la collision d'une naine blanche et d'une étoile à neutron il peut résulter un trou noir et/ou une supernova.
En lisant le graphique c'est à priori possible d'avoir au moins le trou noir si l'on a une étoile à neutron très proche de la limite d'Oppenheimer Volkoff ; mais j'ai "besoin" d'une supernova et je me demandais si je pouvais la provoquer comme ça.
En dehors de ça merci encore à tous mais il faudrait préciser sur le graphique les unités de masse : on a des Mo, mais est ce qu'il s'agit de toute l'étoile au seulement du coeur car il me semble que la limite de Chandrasekhar est de 1.44Mo, or elle est de 9-10 sur le graphique.

[invite80fcb52e]

Lors de la collision d'une étoile à neutron avec une naine blanche, je doute que tu aies une supernova, par contre c'est possible que tu aies un trou noir, mais pas forcément, tu peux garder une étoile à neutron.

Pourquoi as-tu besoin d'une supernova? Ca se fabrique pas comme ça une supernova....

Pour la masse ça doit être la masse totale de l'étoile...

[invitecd5f1475]

les quasars on dit qu'ils sont essue d'une hypernova mais comment es-qu'une etoile peut-elle devenir une hypernova apres un quasar???

[invite80fcb52e]

les quasars on dit qu'ils sont essue d'une hypernova mais comment es-qu'une etoile peut-elle devenir une hypernova apres un quasar???

Pas du tout... Un quasar est une galaxie lointaine avec un trou noir super-massif au centre. Ca n'a rien d'une étoile!!

[Gilgamesh]

Bon,
merci pour toutes ces explications et ces précisions qui m'aideront énormément, mais je remarque que vous n'avez toujours pas répondu à la question à savoir si de la collision d'une naine blanche et d'une étoile à neutron il peut résulter un trou noir et/ou une supernova.
En lisant le graphique c'est à priori possible d'avoir au moins le trou noir si l'on a une étoile à neutron très proche de la limite d'Oppenheimer Volkoff ; mais j'ai "besoin" d'une supernova et je me demandais si je pouvais la provoquer comme ça.

Il n'est pas possible d'envisager une collision directe, par contre il existe des système binaire serrés naine blanche - étoile à neutron.

Un article là dessus :
http://www.iop.org/EJ/article/1538-4...5880.text.html

Dans ce cas, le système perd lentement de l'énergie en émettant des ondes gravitationnelles.

En s'approchant de son compagnon, la naine blanche est soumise à un gradient de gravité croissant, jusqu'à la limite de Roche. Dépassé cette limite, les forces de tiraillement internes du au gradient de gravité résultant de la proximité du compagnon massif excèdent les forces d'autogravitation de l'astre, en conséquence de quoi, il se disloque et forme un disque d'accrétion autours du compagnon massif. Ce disque d'accrétion brille intensément pendant quelque seconde avant de retomber à la surface de l'étoile à neutron. C'est un événement extrêmement énergétique, on obtient ainsi non pas une supernova mais possiblement un sursaut gamma

En dehors de ça merci encore à tous mais il faudrait préciser sur le graphique les unités de masse : on a des Mo, mais est ce qu'il s'agit de toute l'étoile au seulement du coeur car il me semble que la limite de Chandrasekhar est de 1.44Mo, or elle est de 9-10 sur le graphique.

En abscisse, comme précisé, il s'agit de la masse initiale de l'étoile, incluant l'enveloppe et avant la perte de masse.

a+

[Calvert]

Quelques précisions sur cet intéressant sujet :

Sinon, un des enseignement de ce schéma c'est qu'à la métallicité solaire, toutes les étoiles massives sont visibles quand elles explosent. Je ne sais pas si on détecte l'importance des région HII (lieu de naissance et de vie d'étoiles massives) à des distances cosmologiques dans les galaxies, mais si c 'est le cas on devrait retrouver un accroissement de la probabilité de SN II en s'approchant d'aujourd'hui.

Du fait de la perte de masse bien plus intense à haute métallicité, il est de plus en plus "facile" de former des étoiles de type Wolf-Rayet (étoiles ayant au moins expulsé une grande partie de leur enveloppe d'H). Du coup, on se retrouve avec de plus en plus de SNe de type Ib ou Ic vers les métallicités importantes.
Ce fait, prévu par la théorie, est clairement observé dans les surveys de SNe. Le prochain test des modèles, ce sera d'avoir un rapport des Ib sur les Ic avec la métallicité, histoire de voir si l'évolution attendue est bien observée !

[invite564ec0b5]

Merci encore une fois.
Les rayons gamma me suffisent, je n'ai pas besoin d'une SN donc ma théorie de base est bonne.
Pour ceux qui s'interrogeraient je fais mes TPE sur les étoiles et il fallait une étoile à neutron qui ensuite devienne un trou noir donc la collision avec une naine blanche c'est l'idéal, surtout s'il y a des ondes gravitationnelles que je ne croyais possible qu'entre deux trous noirs.
Autre question : une naine rouge de 0.8 Mo exploserait en une naine blanche de quelle masse ?

[invite80fcb52e]

Le plus classique dans ce cas serait une binaire étoile à neutron/étoile normale (c'est à dire non compacte), l'étoile à neutron volerait petit à petit de la matière à l'étoile via un disque d'accrétion. La matière en tombant s'échauffe et rayonne dans les rayons X, c'est pour celà qu'on appelle ça une binaire X. Tu peux aussi avoir des binaires X avec une naine blanche ou un trou noir à la place de l'étoile à neutron. Mais dans ton cas, l'apport de masse sur l'étoile à neutron peut finir par la transformer en trou noir, tout comme l'apport de masse dans le cas d'une naine blanche donnerait une supernova de type Ia.

Pour ton autre question: une naine rouge n'explose pas, pas de supernova, elle devient une géante rouge, puis expulse gentiment les couches externes qui deviennent une nébuleuse planétaire et le coeur restant devient une naine blanche...

[Gilgamesh]

Merci encore une fois.
Les rayons gamma me suffisent, je n'ai pas besoin d'une SN donc ma théorie de base est bonne.
Pour ceux qui s'interrogeraient je fais mes TPE sur les étoiles et il fallait une étoile à neutron qui ensuite devienne un trou noir donc la collision avec une naine blanche c'est l'idéal, surtout s'il y a des ondes gravitationnelles que je ne croyais possible qu'entre deux trous noirs.

Des OG sont émises dès qu'une masse accélère, donc même un satellite artificiel de 1 t en orbite en émet. Simplement la luminosité sera extrêmement faible et donc indétectable.

Pour un coalescence naine blanche - étoile à neutron, il faudrait que l'événement soit proche à l'échelle astrophysique (pas trop loin dans la galaxie) pour pouvoir être détecté avec les moyens actuels.

La luminosité gravitationnelle (la puissance émise sous forme d'OG) est de l'ordre de :

Q = G c^-5 s² w⁶ M² R⁴

avec :
G la constante de gravitation,
c la vitesse de la lumière,
w la fréquence d'évolution (et donc d'émission),
R, M la taille et la masse typiques du système
s le "facteur d'écart à la symétrie sphérique"
voir le dossier de Rincevent sur Futura

Au moment de la dislocation on a, si on se base sur l'article cité :
masse totale = 0,55 + 0,7 = 1,25 masse solaire (2,5.10³⁰ kg)
période orbitale T = 50 s soit w=2pi/T = 0,13 rad.s^-1
a l'aide de la loi de Képler a³ (UA) = T² (année)/M (masse solaire) on en déduit a = R = 2.10⁷ m
on va prendre s=1 pour simplifier
soit Q ~ 10³² W

Si je ne me goure pas () l'amplitude de l'onde gravitationnelle h devrait être de l'ordre de :

h ~ G^5/3 M^5/3 c^-4 w^2/3 D^-1

avec D la distance de la source à l'observateur (on va dire 10 kly cad 10 000 al)

h ~ 10^-21 (h représente le déplacement relatif des masses au sein du détecteur) ce qui est dans la fenêtre de détection de Virgo à ces fréquences il me semble.

Toutefois de tels événement sont intrinsèquement rare et il faudrait surveiller des milliers de galaxie pour en observer au moins un par an, à des distance qui vont cette fois largement excéder les 10 kly et donc y'a peut de chance que ce soit ça qu'on détecte en premier dans les grands interféromètres.

Autre question : une naine rouge de 0.8 Mo exploserait en une naine blanche de quelle masse ?

Tu peux enlever la perte de masse lors du stade final (dit AGB pour assymptotic Giant Branch) de l'ordre de 20 à 30% soit une masse finale ~ 0,6 Mo. Comme dit par Gloubi, ça n'est pas une explosion, c'est assez tranquille comme processus (quoique très bref à l'échelle astrophysique, qq centaine à milliers d'années à peine).

a+

[ordage]

Hello,

Un petit topo pour résumer ce qui concerne les supernovae gravitationnelle, tiré de ce remarquable document de synthèse Objets compacts de Philippe Grandclément, dont je conseille la lecture à tous les curieux du forum !





Schéma 1 : Devenir des étoiles massives, en fonction de leur masse initiale et de leur métallicité.

Les étoiles trop massive et trop peu métallique ne donnent pas de supernova, s’effondrant directement en trou noir




Si l’étoile n’est pas suffisamment massive, elle va terminer sa vie en naine blanche, n’étant pas capable de fusionner les éléments plus lourds que l’hélium. La valeur précise de la masse inférieure n’est pas connue avec précision et dépend des détails de l’évolution mais on peut raisonnablement la fixer entre 6 et 11 masses solaires.

A l’opposé si la masse initiale est trop importante, le coeur de l’étoile s’effondre directement en un trou noir (surface en noir "direct black hole" sur le schéma 1). Toute la matière y est absorbée et on n’observe pas de supernova.
Une nouvelle fois, la valeur de cette borne supérieure varie grandement mais on peut l’estimer à 40 masses solaires, pour des étoiles sans métallicité.

La métallicité joue un rôle important puisque plus cette dernière est importante et plus l’étoile va perdre de la masse avant la fin de son évolution. A haute métallicité on devrait donc pouvoir observer des supernovae pour des progéniteurs ayant des masses initiales plus importantes.

La nature du reste de la supernova est également fonction de la masse initiale et de la métallicité.

Aux faibles masses, la proto-étoile à neutron est stable et il va rester une étoile à neutrons au coeur de la supernova (surfaces en vert "neutron star").

Pour des masses plus importantes (> 25 masses solaires à métallicité nulle), la matière accrêtée par la proto-étoile à neutron est trop importante et cette dernière finira par s’effondrer en trou noir, non sans avoir éjecté une partie des couches externes et donc provoqué une supernova (surface en rouge "BH by fallback").

Enfin, pour les très hautes masses (> 40 masses solaires à métallicité nulle), le coeur s’effondre directement en trou noir et aucune supernova n’est visible.

L’influence de la métallicité et de la masse initiale est détaillée sur le schéma 1.


Schéma 2 : Classification des supernovae gravitationnelle en fonction de la masse initiale et de la métallicité du progéniteur



Le schéma 2 permet de visualiser sur les mêmes axes "masse-métallicité" de quelle façon la nature du progéniteur contraint le type spectral de la supernova. En effet, si les supernovae de types Ib et Ic ne montrent pas de raies de l’hydrogène, c’est que l’étoile massive a, dans le courant de son évolution, éjecté toutes les couches externes de son enveloppe et se retrouve donc sans hydrogène au moment de l’effondrement. On pense par exemple au vent stellaire dans les étoiles de type Wolf-Rayet. Ces vents intenses se produisent pour des étoiles de grande masse et de forte métallicité.

Si l’étoile possède encore son enveloppe d’hydrogène, alors on assiste à une supernova de type II. La taille précise de l’enveloppe permet de comprendre la distinction entre II-P et II-L.

Si l’enveloppe est massive (typiquement M > 2 masses solaires), les rayons gamma émis par le coeur sont capturés par l’enveloppe et l’énergie est libérée progressivement, provoquant un plateau dans la courbe de lumière : ce sont les supernovae de type II-P.

Si l’enveloppe d’hydrogène est présente mais avec M < 2 masses solaires, alors l’énergie est rayonnée directement et on assiste à une supernova de type II-L. Les SN II-P sont donc attendues pour des progéniteurs de faible masses et les SN II-L comme des transitions entre II-L et Ib/c.

Enfin, si la proto-étoile à neutrons finit par s’effondrer en trou noir, une partie de l’énergie y disparaîtra et la supernova résultante sera du plus faible intensité.

Bonjour
Les connaissances semblent avoir beaucoup évolué en la matière (je suppose par des simulations).Dans un ouvrage de 1995 on disait en gros que les étoiles de plus de 8 masses solaires finissaient en TN en passant par la phase SN II.
Je suis un peu surpris par la précision des données (diagrammes) car j'avais cru comprendre que le mécanisme de l'effondrement était très complexe (turbulences, problème d'évacuation de l'énergie par les neutrinos etc..) et encore assez mal compris (phénomènes non linéaires).
N. Prantzos avait fait une conférence récemment à la SAF la dessus où il était beaucoup plus réservé sur l'état des connaissances éprouvées à ce sujet.

D'autant que pour les vérifications expérimentales je pense qu'on a pas beaucoup d'élements, la seule SN qu'on a eu le loisir d'analyser SN1987A étant plutôt atypique.


Cordialement

[Calvert]

Les connaissances semblent avoir beaucoup évolué en la matière (je suppose par des simulations).Dans un ouvrage de 1995 on disait en gros que les étoiles de plus de 8 masses solaires finissaient en TN en passant par la phase SN II.

Oui, ça a beaucoup changé depuis : beaucoup de physique a été rajoutée aux modèles stellaires : rotation, transports de moment cinétique et des espèces chimiques par diffusion / advection, champ magnétique, perte de masse, ... Ca a sensiblement changé le panorama.

Je suis un peu surpris par la précision des données (diagrammes) car j'avais cru comprendre que le mécanisme de l'effondrement était très complexe (turbulences, problème d'évacuation de l'énergie par les neutrinos etc..) et encore assez mal compris (phénomènes non linéaires).
N. Prantzos avait fait une conférence récemment à la SAF la dessus où il était beaucoup plus réservé sur l'état des connaissances éprouvées à ce sujet.

D'autant que pour les vérifications expérimentales je pense qu'on a pas beaucoup d'élements, la seule SN qu'on a eu le loisir d'analyser SN1987A étant plutôt atypique.

On suit les modèles stellaires jusqu'au stade "pré-supernova". Ensuite, c'est l'aventure. Pour les naines blanches, ça va encore : on sait si les réactions nucléaires s'arrêtent ou continuent jusqu'au bout. Ce qui est trouble, c'est la masse que l'étoile égare dans sa phase de nébuleuse planétaire. En fait, une étoile la limite naine blanche / étoile à neutron à métallicité solaire est "d'à peu près 8 masses solaires", mais personne n'a une idée précise de la question. La limite entre les étoiles à neutrons et les trous noirs est encore plus flottante : on estime la masse du rémanent en fonction de la masse du coeur de CO ou de Fe/Ni de manière peu précise. Il est donc difficile de dire à quoi l'on a affaire. Ici, la métallicité et la rotation jouent un rôle très important et peuvent significativement changer la donne, ces deux facteurs modifiant passablement la taille des coeurs.

L'autre grosse inconnue, c'est la perte de masse pour les étoiles très massives. Ils sont vraisemblablement dépendants de la métallicité, mais ils sont assez mal contraints. Ca peut aussi changer grandement la taille finale de l'étoile. C'est pourquoi l'axe "y" de ce schéma est "roughly metallicity". Ensuite, la distinction entre les "weak / faint " supernova et les supernovae "normales" est aussi un peu flottant, et est plus ou moins estimé sur la base de simulations numériques, en fonction de la masse du rémanent, estimée elle-même, ...

Enfin, à ma connaissance, personne n'a encore réussi à faire "exploser" numériquement une SN sans ajouter de l'énergie à la main où c'est arrangeant. C'est donc encore très mal compris.

[Gilgamesh]

D'autant que pour les vérifications expérimentales je pense qu'on a pas beaucoup d'élements, la seule SN qu'on a eu le loisir d'analyser SN1987A étant plutôt atypique.

SN1987A était suffisamment proche (170 kly) pour qu'on puisse retrouver l'étoile progénitrice dans les archives et qu'on obtienne d'elle le Saint Graal de 19 neutrinos réagissant avec divers détecteurs terrestres trois heures avant que la courbe de lumière commence son ascension (arrivée de l'onde de choc à la surface). Elle est également assez proche pour que la progression de l'onde de choc soit résolu optiquement.

Mais sinon, on dispose de milliers de courbes de lumière et de spectres obtenus sur des SN de tout types, survenues dans des galaxies plus lointaines, pour contraindre les modèles.

a+

[Gilgamesh]

Sinon, un des enseignement de ce schéma c'est qu'à la métallicité solaire, toutes les étoiles massives sont visibles quand elles explosent. Je ne sais pas si on détecte l'importance des région HII (lieu de naissance et de vie d'étoiles massives) à des distances cosmologiques dans les galaxies, mais si c 'est le cas on devrait retrouver un accroissement de la probabilité de SN II en s'approchant d'aujourd'hui.

a+

[ordage]

Mais sinon, on dispose de milliers de courbes de lumière et de spectres obtenus sur des SN de tout types, survenues dans des galaxies plus lointaines, pour contraindre les modèles.

a+

Salut

Ce n'est pas évident, car pour la quasi totalité des SN observées (extragalactiques lointaines) on ne connaissait pas les caractéristiques des étoiles progénitrices (invisibles).

Quant au cas de l'effondrement direct en TN il est inobservable directement sauf à ce que cela se produise pour une étoile proche qui disparaitrait soudainement des écrans radar...Je suppose que cela se déduit d'une coupure dans la distribution des SN en fonction de leur masse?

Je conçois que ce modèle soit sérieux, (son auteur l'est) mais il ne faut pas oublier que les sciences physiques sont expérimentales et des simulations pour sérieuses qu'elles soient ne remplacent pas des observations ou expériences d'autant que s'agissant de phénomènes hautement non linéaires ils sont très sensibles aux paramètres.

Mis on fait ce qu'on peut et le point positif des diagrammes que tu as présentés c'est qu'ils sont sans doute ce qui se fait de mieux aujourd'hui en la matière puisqu'ils prennent en compte des paramètres comme la métallicité, la rotation etc.... .

En attendant encore mieux, car le sujet reste très ouvert...
Du pain sur la planche pour les astrophysiciens, il ne devraient pas s'en plaindre.

Cordialement