Les Supernovae

Une supernova est une nova gigantesque, c'est-à-dire une étoile dont la magnitude augmente considérablement en quelques jours, au point de la faire apparaitre comme une « nouvelle » étoile (d'où « nova »). Le préfixe « super » la distingue d'une simple nova, qui désigne également une étoile dont l'intensité lumineuse augmente, mais de façon beaucoup moins importante et suivant un mécanisme assez différent.

Principe général

Évènement cataclysmique signant la fin d'une étoile, une supernova peut résulter de deux types d'évènements très différents : l'explosion thermonucléaire d'une naine blanche, qui, suite à une accrétion de matière arrachée à une étoile voisine (voire une collision avec celle-ci) explose complètement (supernova dite thermonucléaire), ou alors l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive (supernova dite à effondrement de cœur). Cet effondrement se produit lorsque le cœur de l'étoile est constitué de fer. Cet élément étant le plus stable, sa fusion ou sa fission, consommerait de l'énergie au lieu d'en produire. Quand ce cœur de fer est formé, il n'existe plus de source d'énergie générant une pression de radiation suffisante pour soutenir les couches supérieures, qui écrasent alors le cœur : le cœur de l'étoile se comprime et les noyaux de fer sont alors dissociés, les protons capturant les électrons formant des neutrons. Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact est alors capable de résister à la compression des couches externes par la pression de dégénérescence quantique et arrête brutalement leur effondrement. L'énergie dégagée par les couches internes tombant vers le centre, produit une onde de choc qui "souffle" les couches extérieures de l'étoile, formant le gaz du rémanent de la supernova.

Type des supernovae

Les astronomes ont réparti les supernovas en différentes classes, suivant les éléments qui apparaissent dans leur spectre électromagnétique.

L'élément principal entrant en jeu dans la classification est la présence ou non d'hydrogène. Si le spectre d'une supernova ne contient pas d'hydrogène, elle est classée type I, sinon type II. Parmi ces groupes, il y a des subdivisions par rapport à d'autres éléments.

Type I

Les supernovas de type Ia n'ont pas d'hélium présent dans leur spectre mais du silicium. On pense généralement qu'elles sont causées par l'explosion d'une naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar par accrétion de matière. Un scénario possible expliquant ce phénomène est une naine blanche en orbite autour d'une étoile moyennement massive. La naine attire la matière de son compagnon jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Ensuite, la pression interne de l'étoile étant devenue insuffisante pour contrecarrer sa propre gravité, la naine commence à s'effondrer. Cet effondrement permet l'allumage de la fusion des atomes de carbone et d'oxygène qui composent l'étoile, et cette fusion n'est plus régulée par l'échauffement et la dilatation de l'étoile, comme pour les étoiles de la séquence principale (la pression de l'étoile est celle de ses électrons dégénérés, calculée par Fermi ). Il se produit alors un emballement des réactions de fusion qui désintègre la naine dans une gigantesque explosion thermonucléaire. Ceci est différent du mécanisme de formation d'une nova où la naine blanche n'atteint pas la limite de Chandrasekhar, mais commence une fusion nucléaire de la matière accumulée et comprimée à la surface. L'augmentation de luminosité est due à l'énergie libérée par l'explosion et se maintient le temps nécessaire à la désintégration du cobalt en fer.

La variation de la luminosité de l'étoile durant une supernova de type Ia étant extrêmement régulière, ces supernovas peuvent être utilisées comme chandelles cosmiques. En 1998, c'est par l'observation de supernovas de type Ia dans des galaxies éloignées, que les physiciens ont découvert que l'expansion de l'univers s'accélérait.

Les supernovas de type Ib et Ic ne montrent pas de silicium dans leur spectre et l'on ne connait pas encore le mécanisme de leur formation. On pense qu'elles correspondent à des étoiles en fin de vie (comme le type II) et qui auraient déjà épuisé leur hydrogène, de ce fait l'hydrogène n'apparait pas sur leur spectre. Les supernovas de type Ib sont sûrement le résultat de l'effondrement d'une étoile Wolf-Rayet.

Type II

La phase ultime de la vie d'une étoile massive (plus de 8 masses solaires) commence après que le cœur de fer et de nickel-56 se soit construit par phases successives de réactions de fusion nucléaire. Ces éléments étant les plus stables, les réactions de fusion, comme de fission nucléaire du fer consomment de l'énergie au lieu d'en produire. Privé de sa source d'énergie, le cœur devient incapable de supporter le poids des couches externes : il commence à se contracter. Il atteint (ou a déjà atteint) la densité à laquelle la pression de dégénérescence des électrons domine, (~ 1 tonne/cm³). La couche enserrant directement le cœur devenu inerte continue cependant à produire du fer et du nickel à la surface du cœur dont la masse continue ainsi d'augmenter jusqu'à ce qu'il atteigne la « masse de Chandrasekhar » (environ 1,4 masses solaires). À cet instant, la pression de dégénérescence des électrons est dépassée et une phase de neutronisation de quelques secondes conduit à l'effondrement du cœur. Les électrons sont capturés par les protons, générant un flux massif de neutrinos électroniques, et transformant le cœur en une étoile à neutrons de 10-20 km de diamètre et de la densité d'un noyau atomique (> 100 millions de tonnes/cm³).

C'est cette contraction gravitationnelle du cœur en neutronisation et celles des couches internes adjacentes qui dégagent toute l'énergie de l'explosion de la supernova. C'est une explosion due au dégagement d'énergie du potentiel gravitationnel qui augmente durant cet effondrement, dépassant de plusieurs fois tout le potentiel nucléaire de l'hydrogène au fer (~ 0,9 % de l'énergie de masse). Cette énergie est transmise vers l'extérieur selon différents phénomènes comme : l'onde de choc, l'échauffement de la matière, et surtout le flux de neutrinos.

Lorsque la pression thermique atteint le niveau de dégénérescence des nucléons, les couches externes du cœur rebondissent à 10-20 % de la vitesse de la lumière. L'onde de choc du rebond se propage vers les couches extérieures et entre en compétition avec la matière chutant vers l'intérieur, de telle façon qu'elle se stabilise vers 100-200 km du centre. Les neutrinos diffusent hors du cœur en quelques secondes et une fraction d'entre eux chauffent la zone du manteau située à l'intérieur de l'onde de choc (appelée « région de gain »). Le reste est libéré dans l'espace, emportant 99 % de l'énergie totale de la supernova. On pense de nos jours, que l'apport d'énergie à l'onde de choc par le chauffage de la région de gain dû aux neutrinos est l'élément clé responsable de l'explosion de la supernova.

Dans les étoiles massives, pendant les derniers instants de l'explosion, les hautes températures (> 10⁹ K) permettent le « processus r » : une grande densité de neutrons (10²⁰ n/cm³) fait que leur capture par les noyaux est plus rapide que la décroissance radioactive β^-), car cela se produit en quelques secondes. C'est ainsi que se produit des isotopes riches en neutrons de numéro atomique bien supérieur à celui du fer (N = 26). Et s'explique l'existence de noyaux radioactifs lourds dans l'Univers ; comme le thorium et l'uranium toujours présents sur Terre de part leurs demi-vies de l'ordre de l'âge du système solaire.

Il existe aussi des variantes minimes de ces différents types, avec des désignations telles que II-P et II-L, mais elles décrivent simplement le comportement de l'évolution de la luminosité (II-P observe un plateau alors que II-L non) et non des données fondamentales.

Hypernovas

Quelques étoiles exceptionnellement massives peuvent produire une « hypernova » quand elles s'effondrent, un type d'explosion relativement nouveau et hautement théorique. Dans une hypernova, le cœur de l'étoile s'effondre directement en un trou noir car il est devenu plus massif que la limite des "étoiles à neutrons". Deux jets de plasma extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe de rotation de l'étoile à une vitesse proche de celle de la lumière.

Ces jets émettent d'intenses rayons gamma et pourraient expliquer l'origine des sursauts gamma. En effet, si l'observateur se trouve dans (ou proche) de l'axe des jets, il recevra un signal qui pourrait être capté depuis le fin fond de l'Univers (horizon cosmologique).

Luminosité

Les supernovae de type I sont, toutes proportions gardées, considérablement plus brillantes que celles de type II. Ceci en luminosité électromagnétique.

Appellation des supernovas

Les découvertes de supernovae sont déclarées à l'Union astronomique internationale, qui envoie une circulaire avec le nom qu'elle lui assigne. Le nom est formé par l'année de découverte et une référence de une ou deux lettres. Les 26 premières supernovas de l'année ont une lettre entre A et Z ; après Z, elles commencent par aa, ab, et ainsi de suite.

Supernovas remarquables

Les supernovas sont des évènements spectaculaires mais rares. Plusieurs ont été visibles à l'œil nu depuis l'invention de l'écriture, et le témoignage de leur observation est parvenu jusqu'à nous :

• 1006 - Observation de la supernova la plus brillante observée sur Terre durant les temps historiques (SN 1006), dans la constellation du Loup.
• 1054 - La formation de la Nébuleuse du Crabe, observée par des astronomes Chinois (SN 1054)
• 1181 - Supernova moins connue dans la constellation de Cassiopée (SN 1181)
• 1572 - Supernova dans Cassiopée, observée par Tycho Brahé, dont le livre De Nova Stella sur le sujet nous donna le mot « nova » (SN 1572)
• 1604 - Supernova (parfois appelée étoile de Kepler) dans Ophiuchus, observée par Johannes Kepler ; c'est la dernière supernova à avoir été observée dans notre galaxie (SN 1604)
• Vers 1680, l'explosion d'une autre supernova aurait pu être observée sur Terre, mais on en trouve aucune mention dans les travaux des astronomes de l'époque. Ce n'est qu'au milieu du XX^e siècle qu'a été rétrospectivement identifié le rémanent, Cassiopeia A, dont l'âge est estimé légèrement supérieur à trois siècles. La raison pour laquelle cette supernova est demeurée invisible n'est pas connue actuellement.
• 1885 - première supernova de l'ère télescopique, observée dans la galaxie d'Andromède et visible à l'œil nu (SN 1885A).
• 1987 - Supernova 1987A observée durant les heures de son commencement dans le Grand Nuage de Magellan, ce fut la première opportunité pour les théories modernes sur la formation des supernovae d'être testée face aux observations.

La supernova 1604 fut utilisée par Galilée comme une preuve contre le dogme aristotélicien de cette période disant que le ciel n'avait jamais changé.

La matière expulsée par une supernova s'étend dans l'espace et se refroidit, formant un type de nébuleuse appelé rémanent de supernova (ou, plus rarement, reste de supernova). La durée de vie de ce type de nébuleuse est relativement limitée, la matière éjectée l'étant à très grand vitesse (plusieurs milliers de kilomètres par seconde), le rémanent se dissipe extrêtement vite. La nébuleuse de Gum ou les dentelles du Cygne sont des exemples de rémanent de supernova dans un état très avancé de dilatation spatiale.

Mes images:

 

               

   M 1 - Nébuleuse du crabe - Taureau         IC 443 - néb. de la méduse - Gémeaux           NGC 6992/95 (dentelles) - Cygne                NGC 6960 (dentelles) - Cygne

 

              

      NGC 6960 (dentelles) - Cygne               NGC 6888 - Néb. du croissant - Cygne               NGC 6888 en Ha - Cygne                          Sh2 - 91 HaRGB - Cygne