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Theses

Modélisation analytique et numérique de l'évolution des restes de supernova en phase radiative

Résumé : Lorsqu’une étoile massive arrive à la fin de sa vie, elle devient une supernova. Après l’explosion, un choc fort commence à se propager avec les éjectas de l’étoile dans le milieu circumstellaire puis dans le milieu interstellaire (MIS). Cet objet est appelé un reste de supernova (RSN). Lors de son expansion, le RSN accumule de la matière derrière le front du chocet une coquille se forme. La théorie décrit trois phases d’expansion du RSN. La première phase correspond à la phase d’expansion balistique avec un rayon R du RSN proportionnel à son âge t. Dans la seconde phase, appelée la phase de Sedov-Taylor (ST), l’évolution est adiabatique (l’énergie totale du RSN est conservée) et R croit comme R(t) ∝ t^2/5 . Dans ce travail de thèse, nous présentons une modélisation analytique et numérique de l'évolution du RSN dans la 3ème phase (phase radiative tardive) où l’énergie du RSN n’est plus conservée. Le reste peut alors perdre son énergie par des processus d'émission de rayonnement ou par ionisation du MIS. Dans cette dernière phase, le rayon est donné par R(t) ∝t^n où l’exposant n satisfait 1/4 < n < 2⁄5. Dans une première partie, nous étudions la structure d'un choc qui ionise le MIS et on montre que le taux de compression du choc peut devenir très élevé (de l'ordre de 40 au lieu de 4 pour un choc adiabatique dans un milieu monoatomique). En effet une partie de l'énergie du choc sert à ioniser le gaz et n'est plus disponible pour chauffer le milieu choqué, ce qui a pour effet de le comprimer. Ensuite, nous appliquons cette propriété pour modéliser le RSN en phase tardive et montrer que la coquille du RSN peut devenir dense et mince. Dans une deuxième partie nous effectuons l'étude analytique auto-semblable d'un RSN qui perd son énergie en volume de manière homogène par des processus radiatifs. Cette analyse démontre qu'il existe deux types de solutions hydrodynamiques. Des solutions de type ST régulières jusqu'au centre du reste et des solutions de type coquilles où la coquille est bornée par une discontinuité de contact interne qui la sépare de la partie interne chaude et raréfiée (bulle) du RSN. On montre également que la coquille du RSN devient dense et mince pour des pertes suffisamment élevées. Enfin nous complétons l'étude de la transition en phase radiative du RSN pour des pertes radiatives plus réalistes en utilisant la simulation numérique. On montre que bien que le processus de formation de la coquille fine et dense soit complexe (refroidissement catastrophique de Falle et formation de chocs secondaires), l'évolution du RSN en phase tardive conserve des propriétés communes à un grand nombre de refroidissements. En particulier, on montre que presque dans tout les cas on a R(t) ∝ t^n avec n proche de 2/7. Ce comportement est en accord avec la théorie, car cette valeur a déjà été trouvée antérieurement par d'autres auteurs et nous la mettons aussi en évidence dans notre approche auto-semblable.
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Theses
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Contributor : Abes Star :  Contact
Submitted on : Monday, June 29, 2020 - 6:13:13 PM
Last modification on : Thursday, July 16, 2020 - 9:37:19 AM

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2019PSLEO012_archivage.pdf
Version validated by the jury (STAR)

Identifiers

  • HAL Id : tel-02884251, version 1

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Citation

Antoine Gintrand. Modélisation analytique et numérique de l'évolution des restes de supernova en phase radiative. Astrophysique [astro-ph]. PSL Research University, 2019. Français. ⟨NNT : 2019PSLEO012⟩. ⟨tel-02884251⟩

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