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La diversité des étoiles Les supernovae (III) La phase de supernova constitue une évolution fatale dans la vie des étoiles. Le phénomène s'apparente à celui des novae mais l'éclat de l'étoile devient beaucoup plus intense, jusqu'à 15 magnitudes dans le spectre visible ! Environ 50 supernovae explosent dans notre Galaxie chaque année mais la plupart demeurent invisibles, cachées derrière les nuages de poussières qui dessinent la Voie Lactée. Nous avons eu la chance en 1987 d'assister en direct à l'explosion d'une telle étoile, Sanduleak -69°202, devenue SN1987A. Ce phénomène extrêmement rare dans la vie d'une galaxie a suscité l'intérêt de tous les professionnels et de nombreux amateurs, qui délaissèrent un instant leur travail routinier pour observer cette étoile[5]. Aucun astronome contemporain n'avait encore eu l'occasion d'observer l'explosion d'une supernova dans notre Galaxie. Ils attendaient avec impatience ce spectacle cosmique depuis 400 ans ! A consulter : L'histoire de Sanduleak ou comment naît une supernova
Les différents types de supernovae Les supernovae sont subdivisées en deux classes en fonction de leur constitution, le Type I et le Type II. Ces deux classes sont elles-mêmes subdivisées[10] en fonction de la masse de l’étoile, de la composition de son enveloppe et de sa température en types Ia, Ib, Ic, IIP, IIL et IIb. Seule une étude spectroscopique des raies d'émission permet de déterminer à quel type appartient une supernova : - Le Type I : Ces étoiles ne contiennent pas d'hydrogène dans leur enveloppe extérieure. Elles dérivent en général d'étoiles peu massives (< 3 M¤) qui explosent dans une réaction thermonucléaire au cours de laquelle le noyau stellaire dégénère en matière neutronique. Les supernovae de Type Ia apparaissant dans des systèmes binaires associés à des étoiles naines qui finissent par "siphoner" la matière de leur compagnon au point de devenir instable (la limite de Chandrasekhar est franchie) et exploser. Leur explosion libère quelque 1051 ergs d'énergie pour une magnitude absolue d'environ -19.5. Les supernovae de Type Ib et Ic sont similaires au Type II. Elles parviennent au stade d'étoile géante au cours de laquelle elles perdent leur enveloppe d'hydrogène à travers soit un vent corpusculaire intense soit au profit d'un compagnon binaire. Elles peuvent dépasser 50 M¤. Comme le Type II, l'explosion est déclenchée par l'effondrement du coeur de fer. Mais contrairement au Type II, au moment de l'explosion leur éclat diminue de façon régulier. L'explosion des Types Ib et Ic est un peu moins spectaculaire que le Type Ia. Elles peuvent atteindre une magnitude absolue de -18.6 et se retrouvent dans toutes les galaxies. - Le Type II : se sont des supernovae massives, d’au moins 20 M¤ sur la Séquence principale, riches en hydrogène et dont le noyau implose suite à l'effondrement des couches supérieures. A mesure que les réactions thermonucléaires se développent, que la température et la densité augmentent, l'atmosphère de l'étoile prend une structure en "pelure d'oignon" : des enveloppes concentriques progressivement moins riches en éléments lourds se forment autour du noyau. L'étoile de Sanduleak appartient à cette catégorie. Intrinsèquement, les supernovae de Type II sont deux fois plus pâles que les supernovae de Type I. Elles se concentrent particulièrement dans les bras des galaxies spirales, des régions fortement chargées de poussières où nous trouvons de nombreuses étoiles jeunes et massives. Avant l'explosion de Sanduleak on pensait que toutes les supernovae de Type II étaient des géantes rouges bien que certains indices semblaient déjà indiquer que les étoiles géantes bleues du Grand Nuage de Magellan pouvaient former ce type de supernova (faible métallicité, vent stellaire intense). Actuellement les astronomes attendent l'explosion d'une nouvelle supernova d'envergure pour valider certaines théories à propos de SN1987A. En étudiant son évolution, les astronomes sont parvenus à préciser les modèles théoriques qui présidaient à sa destinée. Son étude permit également de confirmer la théorie du Big Bang - la théorie des particules élémentaires -. L'explosion d'une supernova libérant une énergie colossale et une température de plusieurs milliards de degrés, nous nous retrouvons dans les mêmes conditions qu'une fraction de seconde après la naissance de l'univers, il y a environ quinze milliards d'années. Si les modèles théoriques s'appliquent à l'étoile Sanduleak, les astrophysiciens sauront que leurs recherches ne sont pas vaines et que leurs modèles confinés dans les limbes de la connaissance théorique sont conformes à la réalité. Cette relation entre un savoir abstrait, symbolique, et le monde sensible est une notion fondamentale sur laquelle nous insisterons encore en d'autres circonstances et principalement dans le dossier consacré à la philosophie des sciences. Ce 23 février 1987 les astrophysiciens eurent la chance de pouvoir vérifier la validité de leurs lois. Rien qu'à ce titre le phénomène qui se produisit au-dessus de nos têtes était exceptionnel et méritait toute notre attention. Nous savons aujourd'hui que nous pouvons faire confiance à nos connaissances. Les neutrinos pris en défaut L’explosion de Sanduleak -69°202 a permis pour la première fois aux astronomes d’assister en direct à la naissance d’une étoile neutron. L’enveloppe de l’étoile était perméable aux neutrinos cela permit aux physiciens d’établir un diagnostic de la physique de son noyau.
Pour détecter les neutrinos les physiciens ont réfléchi sur les méthodes à utiliser tant sur un plan technique que statistique. Le neutrino est sensible à l’interaction faible mais il peut traverser la Terre entière des milliers de fois sans subir la moindre interaction électromagnétique ou forte, raison pour laquelle sa détection et en corollaire la détermination de sa masse est rendue très difficile. Les physiciens se sont donc dit qu'il leur fallait une certaine quantité de matière, plusieurs milliards de milliards de milliards d'atomes pour espérer voir l'une de ces particules évanescentes entrer en collision avec l'un ou l'autre noyau atomique. Pour détecter les neutrinos les physiciens ont imaginé de construire dans plusieurs mines souterraines désaffectées d'immenses cuves remplies d'eau pur dont les parois sont bardées de détecteurs amplificateurs d'images. Si un neutrino traverse cette piscine plus rapidement que la lumière dans ce milieu et produit une réaction avec un quark, l'élément constitutif du noyau atomique, le neutrino produit un électron ou un muon qui est éjecté à une vitesse supérieure à celle de la lumière dans l’eau en émettant un cône de lumière bleue baptisé l'effet Cerenkov. Cet anneau est émis dans une direction bien précise, déterminée par la vitesse de la particule. Ce rayonnement est ensuite détecté, amplifié et mesuré dans les 3 dimensions.
Lors de l'explosion de SN1987A les premiers neutrinos émis par la supernova furent détectés le 23 février 1987 à 7h35m45s T.U. par le détecteur Kamiokande II installé dans une mine de zinc au Japon, par l’IMB installé à Cleveland aux Etats-Unis[13] et en Russie. En 13 secondes, deux paquets de 11 et 8 neutrinos furent détectés avec une énergie oscillant entre 7 et 40 MeV. L’orientation par rapport au Grand Nuage de Magellan oscillait dans une fourchette de 15 à 135°. Le modèle théorique était confirmé mais un doute persista concernant les neutrinos. Si la supernova les avaient bien émis en l'espace d'une seconde, ceux-ci auraient dû parvenir sur Terre en même temps. Ces particules rapides interagissant peu avec la matière ont traversé le globe terrestre avant de parvenir aux détecteurs qui se situaient tous dans l'hémisphère Nord. Or le temps mis par les neutrinos pour arriver sur Terre suppose qu'il s'est produit un autre phénomène. Pour expliquer leur arrivée en l’espace de 13 secondes, les physiciens ont imaginé plusieurs scénarios. Certains ont proposé qu'il existait deux types de neutrinos, dont la différence de masse pourrait expliquer cette différence de flux. On peut également présumer que les neutrinos furent diffusés par le coeur métallique de la supernova avant de s'échapper. D’autres invoquent des émissions pulsées à la source et des scénarios plus exotiques encore. Mais une autre hypothèse, plus élégante tient compte des théories de la physique quantique. En effet, on peut imaginer que si les neutrinos ont une masse comme les expériences réalisées en 1998 tentent à le démontrer, leur saveur est indéterminée et celle-ci peut varier au cours de leur propagation. Voyageant à une vitesse proche de celle de la lumière, lorsqu'il arrive sur Terre, en l'espace de quelques mètres un neutrino électronique peut se transformer en neutrino muonique (en libérant un muon) ou tauonique (en libérant un méson tau). Ainsi en suivant un neutrino électronique, le physicien assistera à sa disparition peu de temps après, faute d'énergie. Mais le neutrino n'aura pas réellement disparu. Cette hypothèse, bien que soutenue par les expériences de Super-Kamiokande, Sage, Gallex et d’autres détecteurs de neutrinos devra toutefois être validée dans les accélérateurs de particules et dans une théorie des courants neutres plus adaptée à la réalité[14]. Prochain chapitre
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