1987a pour l'anniversaire de la supernova
En février dernier, la supernova SN1987 A a été observée pour la première fois. On a beaucoup parlé de l'importance de ce phénomène et de ce qui pouvait aider à connaître les dernières étapes de l'évolution des étoiles. M. Balcels nous a raconté les conclusions des premières observations du numéro d'août de l'année dernière. J'ai également mentionné quelques problèmes inexprimables. Ensuite, nous essaierons de faire connaître les fruits qu'il a donnés cette année d'observation, en présentant les hypothèses qui ont été complétées pour les problèmes qui n'avaient pas été clarifiés alors.
Selon l'article mentionné, les supernovas ont été classés en deux groupes depuis leur existence a été connue. Chaque type est la conséquence d'un processus d'explosion d'étoile totalement différent. Celles de la classe I, les anciennes étoiles se forment dans des systèmes binaires où abondent et dans le spectre ne présentent pas de traces d'hydrogène. Ceux de la classe II se produisent dans les supergéants rouges des zones de jeunes étoiles et les lignes d'hydrogène sont évidentes dans le spectre.
Comme on le sait, dans notre galaxie il n'y a pas de supernovae (au moins visible) XVII. Depuis le début du XXe siècle. La classification a été réalisée en analysant l'émission de supernovas détectés dans d'autres galaxies, c'est-à-dire que la séparation est réalisée à partir du spectre. Une fois le type de SN1978 A délimité, on pensait que sa proximité relative permettrait de délimiter les étoiles par lesquelles il est originaire et qu'avec cette donnée nous pourrions confirmer l'hypothèse de l'explication de l'origine. Mais il n'a pas été facile de délimiter quel type d'étoiles origine au début. L'annonce n'a pas pu être remplie dès le début.
M. Balcels affirmait que la supernova était considérée comme du type II, mais son spectre présente des différences significatives par rapport au modèle spectral de ce groupe. D'autre part, l'identification n'a pas été facile, car en diminuant la luminosité des premiers jours, on a constaté que l'étoile qui aurait dû exploser restait en premier lieu. Aujourd'hui, nous pouvons affirmer ce qui a commencé à supposer: l'étoile qui a explosé était Sanduleak -69°202. Il semble que là où il était autrefois considéré qu'il y avait deux étoiles il y avait aussi trois. La plus proche est celle qui a explosé. Le Sandule -69°202 B3 est un supergéant bleu de type spectral. Par conséquent, la température de la couche supérieure est assez élevée: Environ 18.000 K (trois fois plus grand que le soleil).
Ces différences rendent leur luminosité 100.000 fois supérieure à celle du Soleil. Par comparaison, le diamètre est environ 50 fois plus grand et la masse 20 fois plus grande. La distance a pu être délimitée assez précisément dans environ 170.000 années-lumière. Cela signifie que l'explosion a eu lieu il y a 170.000 ans, lorsque la lumière a pris ces années pour nous atteindre. Mais toutes ces données que nous donnons nous contredisent: Si SN1987 A II devrait être un supergéant rouge et non bleu. Y aura-t-il une solution au problème ?, Ou devons-nous complètement renouveler la théorie ?
Il semble que pour le moment les deux modèles que nous avons pour expliquer les explosions des étoiles sont appropriés. Peut-être que la classification que nous faisons selon les spectres est celle que nous devons utiliser avec soin. Cette classification a été initialement réalisée sur la base de supernovas observés dans d'autres galaxies. Cela limite beaucoup l'étude, par exemple, les seules supernovae qui ont certainement été vus sont les plus claires. Pour renforcer cette vision, on peut affirmer que de grands efforts ont été faits ces dernières années pour expliquer les anomalies que présentaient certaines supernovas découvertes il y a 25 ans et en 1983 et 1984.
Nous n'allons pas commencer maintenant à effacer ces cas particuliers, mais il convient de préciser que, bien que les processus qui se produisent dans la zone de l'étoile sont connus, les effets qu'ils peuvent avoir sur l'extérieur dépendent beaucoup de la nature des couches externes de l'étoile. Une explosion et une autre peut donner n'importe quel type de sprectro. Cela, bien sûr, laisse la classification inutile.
La SN1987 A elle-même peut aussi être un exemple de ce qui a été dit dans le paragraphe précédent, car elle présente certaines particularités de type II. Le plus important est peut-être l'évolution de la clarté. En général, la luminosité augmente très rapidement, atteignant le maximum en quelques jours. Dans le cas de SN1987 A, cependant, l'augmentation de l'intensité s'est produite très lentement, nécessitant plus de trois mois pour atteindre le maximum. L'intensité de ce point est très inférieure à celle des supernovas conventionnels type II.
Comme nous le verrons, l'explication de ces différences réside dans la nature du supergéant bleu, mais ce que nous ne pouvons pas expliquer sera le processus de réalisation de ce caractère. Dans le Grand Nuage de Magellan, où cette supernova a été observée, les supergéants rouges abondent. Ceci fait penser que le Sandule avait perdu -69°202, mais pour des raisons inconnues la couche extérieure d'hydrogène. Le vent solaire a été mentionné comme une raison possible, mais compte tenu de la taille de l'étoile, on ne croit pas qu'il aurait assez de force pour éloigner la masse à ce point. Indépendamment du processus, les couches les plus chaudes (c'est-à-dire les plus bleues) à l'intérieur sont visibles.
L'étoile reste ainsi avec une masse et un volume beaucoup plus petit. Par conséquent, pendant l'explosion, la matière ne peut pas devenir une sphère de radio égale à celle du supergéant rouge. Comme la luminosité est fonction de la surface d'émission, l'intensité est également beaucoup plus faible. L'énergie libérée par la désintégration des éléments radioactifs résultant du dynamitage augmente le réchauffement des couches externes, atteignant progressivement le maximum d'intensité. Comme dans le cas d'une supernova normale l'intensité après l'explosion est si élevée, ce second effet est beaucoup plus faible. Elle affecte seulement la vitesse de descente de l'intensité.
Ce sont les réponses qui ont été trouvées aux problèmes importants soulevés par SN1987 A.
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