Pair-instability supernova

rdf:langString Supernova par production de paires

rdf:langString Une supernova par production de paires est une théorie établie à la fin des années 1960 par Z. Barkat et ses collaborateurs, ainsi que Gary S. Fraley. Elle concernerait les étoiles particulièrement massives, excédant au moins 140 masses solaires. Contrairement aux supernovas 'classiques' qui résultent soit d'un effondrement gravitationnel du cœur de l'étoile, soit d'une réaction thermonucléaire liée à une trop grande 'vampirisation' des couches externes d'une étoile par une naine blanche voisine, le déclencheur de la supernova par production de paires serait issu d'une réaction d'annihilation entre les électrons et leurs antiparticules. En effet, les étoiles de plus de 140 masses solaires induisent des caractéristiques précises : si la couche externe est énorme, le cœur de l'étoile, lui, serait beaucoup moins dense et très riche en oxygène. En conséquence, les photons émis par l'étoile dans le cœur peuvent interagir avec les noyaux des atomes pour former des paires électrons-positrons lesquels s'annihilent mutuellement. Plus précisément, au niveau atomique, en interagissant avec la force de Coulomb au voisinage d'un noyau atomique, l'énergie du photon gamma incident peut spontanément être convertie en masse sous la forme d'une paire électron-positron. La production d'une telle paire nécessite une énergie supérieure à la masse au repos des particules qui la composent, soit 1,022 MeV : l'énergie excédentaire est transférée sous forme d'énergie cinétique à la paire formée ainsi qu'au noyau de l'atome.L'électron produit, qui est souvent appelé électron secondaire, est hautement ionisant.Quant au positron, très ionisant aussi, il possède une très courte durée de vie dans la matière : 10-8 seconde, car dès qu'il est à peu près arrêté, il se combine avec un autre électron ; la masse totale de ces deux particules est alors convertie en deux photons gamma de 0,511 MeV chacun.