Considérons une étoile de masse $ M $ et de rayon $ R $ à une distance $ r $ de la supernova. Pour une estimation à l'arrière de l'enveloppe, considérez combien d'élan serait transféré à l'étoile par la supernova. À partir de là, nous pouvons estimer le changement de vitesse de l'étoile et décider s'il serait significatif ou non.

Tout d'abord, pour plus de plaisir, voici un aperçu du fonctionnement d'une supernova typique à l'effondrement du cœur [1]:

La matière nucléaire est hautement incompressible. Par conséquent, une fois que la partie centrale du noyau atteint la densité nucléaire, il existe une puissante résistance à une compression supplémentaire. Cette résistance est la principale source des ondes de choc qui transforment un effondrement stellaire en une explosion spectaculaire. ... Lorsque le centre du noyau atteint la densité nucléaire, il est mis au repos avec une secousse. Cela donne lieu à des ondes sonores qui se propagent à travers le milieu du noyau, un peu comme les vibrations dans le manche d'un marteau lorsqu'il frappe une enclume. .. La compressibilité de la matière nucléaire est faible mais non nulle, et donc l'élan porte l'effondrement au-delà du point d'équilibre, comprimant le noyau central à une densité encore plus élevée que celle d'un noyau atomique. ... La plupart des simulations informatiques suggèrent que la densité la plus élevée atteinte est environ 50 pour cent supérieure à la densité d'équilibre d'un noyau. ... la sphère de matière nucléaire rebondit, comme une boule de caoutchouc qui a été comprimée.

Ce "rebond" est prétendument ce qui crée l'explosion. D'après [2],

Core colapse libère $ \ sim 3 \ times 10 ^ {53} $ erg ... d'énergie de liaison gravitationnelle de l'étoile à neutrons, dont 99% estrayonné en neutrinos pendant des dizaines de secondes.Le mécanisme de la supernova doit raviver le choc bloqué et convertir $ \ sim 1 $ % de l'énergie disponible en énergie de l'explosion, qui doit se produire en moins de $ \ sim 0.5 $ - $ 1 $ s de rebond du cœur afin de produire une explosion typique de supernova par effondrement du cœur..

D'après [3], un "erg" équivaut à 10 $ ^ {- 7} $ Joules. Pour donner à l'idée les meilleures chances de fonctionner, supposons que tous des $ E = 10 ^ {53} \ text {ergs} = 10 ^ { 46} \ text {Joules} $ d'énergie entre dans l'énergie cinétique de la coque en expansion. L'élan $ p $ est maximisé en supposant que le shell en expansion est sans masse (car $ p = \ sqrt {(E / c) ^ 2- (mc) ^ 2} $ ), et pendant que nous y sommes, supposons que la collision de la coque avec l'étoile soit parfaitement élastique afin de maximiser l'effet sur le mouvement du étoile. Supposons maintenant que le rayon de l'étoile soit $ R = 7 \ times 10 ^ 8 $ mètres (comme le soleil) et ait une masse $ M = 2 \ fois 10 ^ {30} $ kg (comme le soleil), et supposons que sa distance de la supernova soit $ r = 3 \ fois 10 ^ {16} $ mètres (environ 3 années-lumière). Si l'énergie totale dans la coquille de supernova sortante est $ E $ , alors la fraction interceptée par l'étoile est l'aire du disque de l'étoile ( $ \ pi R ^ 2 $ ) divisé par l'aire de la coque sphérique sortante ( $ 4 \ pi r ^ 2 $ ). Ainsi l'énergie interceptée $ E '$ est $$ E '= \ frac {\ pi R ^ 2} {4 \ pi r ^ 2} E \ approx 10 ^ {- 16} E. $$ L'utilisation de $ E = 10 ^ {46} $ Joules donne $$ E '\ approx 10 ^ {30} \ text {Joules}. $$ C'est beaucoup d'énergie, mais est-ce suffisant? En utilisant $ c \ approx 3 \ times 10 ^ 8 $ m / s pour la vitesse de la lumière, l'élan correspondant est $ p = E '/ c \ environ 3 \ fois 10 ^ {21} $ kg $ \ cdot $ m / s. En supposant de manière optimiste une collision élastique qui inverse complètement la direction de cette partie de l'élan de la coque (en ignorant de manière optimiste la conservation de l'énergie), le changement de l'élan de l'étoile sera deux fois plus élevé. Puisque l'étoile a une masse de $ M = 2 \ times 10 ^ {30} $ kg, son changement de vitesse (en utilisant une approximation non relativiste, ce qui est assez bon dans ce cas) est $ 2p / M \ environ 3 \ fois 10 ^ {- 9} $ mètres par seconde, soit environ 10 $ centimètres par an . Ce n'est probablement pas suffisant pour éjecter l'étoile de la galaxie. Désolé.

Références:

[1] Page 43 de Bethe et Brown (1985), "How a Supernova Explodes", Scientific American 252: 40-48, http: //www.cenbg.in2p3 .fr / heberge / EcoleJoliotCurie / coursannee / transparents / SN% 20-% 20Bethe% 20e% 20Brown.pdf

[2] Ott $ et al $ (2011), "New Aspects and Boundary Conditions of Core-Collapse Supernova Theory", http: // arxiv.org/abs/1111.6282

[3] Tableau 9 à la page 128 dans Le Système international d’unités (SI), 8e édition , Bureau international des poids et mesures (BIPM), http: // www. bipm.org/utils/common/pdf/si_brochure_8_en.pdf

Probablement pas. Les supernovae sont puissantes, mais l'espace est vraiment grand. ;)

Les énergies Supernova sont souvent mesurées en ennemi; un ennemi est 10 $ ^ {44} $ joules. Selon Wikipedia, une grande supernova peut libérer environ 100 ennemis sous forme d'énergie cinétique d'éjecta, plus 1 à 5 ennemis pour la lumière &, autre énergie EM libérée. (L'énergie des neutrinos libérés est supérieure à l'énergie EM, mais ce n'est un problème que si vous êtes vraiment proche de la supernova).

À titre de comparaison, l ' énergie de liaison gravitationnelle (GBE) du Soleil est d'environ 3,8 $ \ fois 10 ^ {41} $ joules. Donc, si une étoile semblable à un soleil était frappée par un millième de l'énergie lumineuse libérée par une supernova, elle serait sérieusement gâchée.

Mais comme je l'ai dit au début, l'espace est vraiment grand. Si vous répandez 1 ennemi d'énergie sur la surface d'une sphère de rayon d'une année-lumière, une zone sur cette sphère égale à la section transversale du Soleil se déplacerait 1,35 $ \ times 10 ^ {29} $ joules, ce qui est une quantité d'énergie substantielle, mais c'est environ un billionième de l'EGB du Soleil. Ainsi, une supernova peut faire des choses intéressantes à l'atmosphère d'une étoile à une année-lumière et aux atmosphères de toutes les planètes de ce système, mais elle ne perturbera pas l'étoile, ni ne provoquera une perturbation notable de son orbite galactique.

Cependant, les explosions de supernova sont notoirement asymétriques. L'énergie et la matière qu'ils libèrent ne sont pas réparties uniformément sur une belle surface sphérique. Il y a donc une chance que les dégâts à 1 année-lumière soient bien pires que ce que j'ai déclaré dans le paragraphe précédent. En particulier, le reste de supernova (l'étoile à neutrons ou le trou noir produit par l'effondrement) peut être éjecté à 500 km / s ou plus. Si vous vous trouvez sur le chemin de l'un d'entre eux, de mauvaises choses sont susceptibles de se produire. Un exemple extrême est Pulsar B1508 + 55, une étoile à neutrons sortant de la galaxie à 1100 km / s.

C'est possible, grâce à la gravité. C'est un mécanisme que certaines personnes utilisent pour expliquer pourquoi le profil de densité de matière noire n'est pas "cuspy" dans les galaxies naines. L'idée est assez simple: une super nova explose, elle pousse du gaz. Le gaz est couplé par gravité à la matière noire, de sorte que la matière noire est également déplacée. Cela change le potentiel de la galaxie, qui à son tour fait changer les orbites des étoiles près du centre.

Plus formellement, l'énergie potentielle requise pour assembler le halo sombre est

$$ W _ {\ rm DM} = -4 \ pi G \ int_0 ^ {R _ {\ rm vir}} {\ rm d} r ~ \ rho (r) M (r) r \ tag {1} $$

avec $ \ rho $ sa densité, et $ M $ son profil de masse cumulée. $ R _ {\ rm vir} $ est le rayon virtuel de la galaxie, qui pour un sphéroïde nain est de quelques kpc. L'énergie libérée par SNe est

$$ E _ {\ rm SN} = \ frac {M_ \ star} {\ langle m_ \ star \ rangle} \ xi (m_ \ star > 8 M _ {\ odot}) E _ {\ rm SN} \ tag {2} $$

où $ M _ {\ rm star} $ est la masse stellaire totale de la galaxie, $ \ langle m_ \ star \ rangle $ est la masse stellaire moyenne, $ \ xi $ est la fonction de masse initiale dont seule la queue supérieure est considérée puisque la fraction produisant les étoiles avec $ m _ {\ star} < 8 M _ {\ odot} $ ne donnera pas SNe, $ E _ {\ rm SN} $ est l'énergie libérée lors d'une explosion SNII.

Maintenant, une partie de cette énergie libérée passe par la transformation des orbites des particules DM, disons une petite fraction $ \ eta $ . La question importante est alors: imaginez que vous commencez avec une galaxie avec une énergie gravitationnelle $ W _ {\ rm DM} ^ {(1)} $ , et que vous voulez la transformer en une galaxie avec de l'énergie gravitationnelle $ W _ {\ rm DM} ^ {(2)} $ , pouvons-nous le faire avec la quantité d'énergie $ \ eta E _ {\ rm SN} $ ?

$$ 2 \ eta E _ {\ rm SN} > W _ {\ rm DM} ^ {(2)} - W _ {\ rm DM} ^ {(1)} \ tag {3} $$

Et la réponse est un oui catégorique. Vous pouvez voir quelques références ici pour plus de détails.

1. Cuspy No More: Comment les sorties affectent la matière noire centrale et la distribution des baryons dans les galaxies Lambda CDM
2. Le couplage entre le cœur / cuspide et les problèmes de satellite manquant
3. Transformations du cusp-core dans les galaxies naines: prévisions d'observation

Cela dépend clairement de ce à quoi ressemble le produit final $ W _ {\ rm DM} ^ {(2)} $ , mais il est certainement capable de transformer un galaxie avec un profil de densité de la forme $ \ rho \ sim r ^ {- 1} $ vers une galaxie avec un profil de densité $ \ rho \ sim 1 $ pour un petit $ r $ dans un délai raisonnable.