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La diversité des étoiles

Les supernovae (IV)

La phase de supernova constitue une évolution fatale dans la vie des étoiles massives. 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 SN 1987A. 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[9]. En effet, 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 !

Si les observateurs ont vu l'étoile exploser, sachant qu'elle est située à 168000 années-lumière, personne ne fut pas irradié par son rayonnement comme cela aurait été le cas si la supernona avait explosé à proximité du Soleil. Nous verrons à propos des effets des rayons cosmiques sur la biosphère et les extinctions de masse que le rayonnement intense émit par l'explosion d'une supernova a le potentiel de modifier l'évolution des organismes à plus de 100 années-lumière. En revanche, il est loin d'être démontré que cet impact est global et systématiquement délétère pour tous les organismes.

A consulter : L'histoire de Sanduleak

ou comment naît une supernova

SN 1987A pendant et après son explosion en mars et avril 1987. Elle passa de la magnitude 12 à 2.9 en quelques dizaines d'heures puis perdit progressivement plus de 10 magnitudes. Document AAO/David Malin.

Les supernovae (en abrégé SN au singulier et SNe au pluriel) sont subdivisées en deux grandes catégories en fonction de leur profil spectral : le Type I et le Type II caractérisées respectivement par l'absence et la présence d'hydrogène dans leur atmosphère (leur spectre). Ces deux types sont eux-mêmes subdivisés[10] en fonction de la masse de l’étoile, de la composition de son enveloppe, de sa température et du profil du pic de brillance en types Ia, Ib, Ic, IIb, IIL et IIP. Seule une étude spectroscopique des raies d'émission permet de déterminer à quel type appartient une supernova, quoiqu'il ne soit pas toujours facile de l'assigner à un type plutôt qu'un autre. On y reviendra.

Enfin, comme évoqué précédemment, en théorie les naines noires les plus massives (1.2-1.4 M) pourraient exploser en supernovae au bout d'un temps infiniment long estimé à environ 1032000 ans.

Décrivons en détails les caractéristiques des supernovae.

Les supernovae de Type I

Ces supernovae ne contiennent pas d'hydrogène dans leur enveloppe extérieure et présentent des raies du silicium. Elles dérivent en général de progénétrices peu massives (une naine blanche dont la masse en début de vie est < 3 M) qui explosent dans une réaction thermonucléaire au cours de laquelle soit le résidu stellaire (l'étoile) devient plus chaud soit perd son atmosphère tandis que son noyau stellaire dégénère en matière neutronique. Son compagnon (une autre naine blanche ou même une étoile de type solaire) est soit volatilisé soit éjecté de son orbite tout en restant à proximité du rémanent ou SNR (supernova remnant). Suite aux effets de l'explosion, ce compagnon présente un changement de composition chimique qui se traduit par des anomalies dans l'abondance de ses éléments. Mais il est rare qu'on retrouve ce compagnon malchanceux.

Type Ia

La supernova SN 2011fe qui explosa dans la galaxie M101 de la Grande Ourse située à 21 millions d'années-lumière était de Type Ia. Elle atteignit la magnitude visuelle 9.9. Voici une photo prise par Scott Rosen en 2012 où la supernova était retombée à la magnitude 13.7. Document B.J.Fulton/LCO/GTN.

Ce sont les supernovae les plus communes, celles qu'on observe généralement dans les galaxies extérieures, parfois situées à plusieurs milliards d'années-lumière ce qui en dit long sur la puissance de l'explosion. Du fait qu'elles obéissent toutes au même mécanisme d'explosion, ces étoiles servent de "chandelles standards" aux astrophysiciens et aux cosmologistes pour déterminer la constante de Hubble et le taux d'expansion de l'Univers. On y reviendra.

La différence entre une SN Ia et une SN II dépend du fait que l'étoile a pu ou non retenir ses couches extérieures d'hydrogène et d'hélium avant d'exploser.

Origine de l'explosion

Une supernova de Type Ia correspond à l'explosion thermonucléaire d’une étoile naine blanche riche en carbone et oxygène agencée en système binaire.

Si une étoile naine ne peut pas exploser d'elle-même, pour quelles raisons peut-elle exploser dans un système binaire ? A l'origine, on croyait que les deux étoiles entraient en collision, d'où l'explosion qui en résultait. Mais après de longues études, il s'avère que l'étoile compacte accrète la matière de son compagnon mais il n'entre jamais en collision avec elle.

L'augmentation de masse finit par rendre l'étoile principale instable (lorsque la limite de Chandrasekhar est franchie), déclenchant une explosion à sa surface dont l'onde de choc se répercute en profondeur, "enflammant" pour ainsi dire toute son atmosphère jusqu'au noyau, conduisant en une fraction de seconde à la détonation de l'étoile mais sans la détruire. L'explosion libère quelque 1051 ergs d'énergie, l'étoile atteignant une magnitude absolue d'environ -19.5, devenant aussi brillante que le coeur d'une galaxie ! Sous le souffle de l'explosion, son compagnon sera soit détruit, ne laissant pas de rémanent (SNR) soit il sera chauffé jusqu'à ~50000 K et expulsé de son orbite et propulsé dans l'espace à une vitesse d'au moins 1000 km/s, devenant une étoile errante.

Pendant des décennies ce scénario est resté une hypothèse jusqu'à ce que Ken Shen de l'Université de Californie à Berkeley et ses collègues trouvent des données sur les étoiles à neutrons dans les enregistrements du satellite Gaia de l'ESA dédié à l'astrométrie stellaire. La deuxième distribution publiée en 2018 (Gaia DR2) contient des données sur ~1.7 milliard de sources (toutes ne sont peut-être pas des étoiles) de la Voie Lactée et des galaxies proches.

En dépouillant ces données, Shen et ses collègues ont isolé sept étoiles errantes suspectes dans la Voie Lactée dont trois répondent aux caractéristiques des progénitrices des SNe Ia : les candidates sont des étoiles naines au moins 10 fois plus grandes que les naines blanches ordinaires. Selon les chercheurs, leur grande taille s'explique par l'apport d'énergie provoqué par l'explosion de Type Ia qui provoqua un gonflement de leurs couches extérieures. Ces trois étoiles manquent d'hydrogène et d'hélium comme on s'attendrait d'une étoile dont les dits éléments ont littéralement explosé suite aux interactions avec leur compagnon qui a depuis longtemps disparu.

Pour appuyer cette théorie, les chercheurs ont retracé le parcours de ces étoiles et découvert qu'au moins l'une d'entre elles semblait provenir d'un SNR à peine visible en lumière de l'hydrogène alpha découvert en 2015 dans la constellation de Pégase par Robert A. Fesen et ses collègues.

Devant autant d'indices voire d'au moins une preuve tangible, cette découverte fit l'objet d'un article signé par une équipe de 23 chercheurs qui fut publié dans l'"Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv) en 2018.

A voir : Supernova Type Ia, Mark Garlick

Type Ia Supernova

Supernova type Ia explosion (simulation)

A gauche, une supernova de Type Ia à l'instant de l'explosion où l'onde de choc va percuter son compagnon moins massif (une étoile de type solaire). Il sera soit détruit soit à moitié consumé et éjecté de son orbite tandis que l'étoile naine principale perdra une partie de son atmosphère. Dans certains cas, l'étoile deviendra plus volumineuse du fait de la dilatation de ses couches externes. A droite, juste après l'explosion de la supernova, trois ondes ou fronts de chocs successifs se détendent à près de 10000 km/s tandis que les éjecta situés dans la boule de feu centrale sont projetés dans le milieu circumstellaire à une vitesse dix fois inférieure et formeront un nuage de gaz et de poussière, le rémanent de supernova ou SNR. Documents T.Lombry.

Bien sûr il faut raison garder car fonder une théorie sur des simulations et une seule étoile et deux candidates potentielles n'est pas suffisant et les chercheurs sont bien d'avis que si cette découverte est très intéressante, il faudra découvrir beaucoup d'autres étoiles errantes de Type Ia répondant aux caractéristiques précitées pour valider cette théorie. Selon Shen, la probabilité que les astronomes découvrent d'autres étoiles de ce type est de 25%. La chance serait donc avec eux.

Les SNe Ia, premiers sites producteurs de sidérophiles

Jusqu'en 2019 les chercheurs hésitaient sur le type de système binaire à l'origine de l'explosion d'une naine blanche en supernova. De plus, des observations approfondies récentes ont révélé une grande diversité de produits de nucléosynthèse (la création de nouveaux noyaux atomiques à partir des noyaux existants par fusion thermonucléaire) dans les SNe Ia et dans leurs rémaments, en particulier des éléments sidérophiles comme le manganèse (Mn), le fer et le nickel stable ainsi que des isotopes radioactifs du Ni-56 et Ni-57 et de certains éléments de masse intermédiaire comme le silicium et le soufre

Un cas particulièrement intéressant est le SNR galactique 3C397 (alias G41.1-0.3) situé à environ 18000 années-lumière du centre de la Galaxie. Ses rapports d'abondance stable Mn/Fe et Ni/Fe étaient respectivement deux et quatre fois supérieurs à ceux du Soleil. Les chercheurs ont constaté que ces rapports d'abondance sont sensibles à la masse et à la métallicité de la naine blanche. Les chercheurs ont également détecté des isotopes du Ni-56 et Ni-57 et dans d'autres SNR des éléments compris entre le C-11 et le Tc-91.

À défaut de connaître la nature du progéniteur, pour expliquer ces différences et la diversité des produits de nucléosynthèse présents dans ces SNR, Shing-Chi Leung et Ken'ichi Nomoto de l'Institut Kavli (IPMU) ont réalisé des simulations d'explosions de naines blanches de 1.30-1.38 M, d'une métallicité entre 0-5 et différentes valeurs paramétriques en SNe Ia dont un exemple est présenté ci-dessous à droite. Les chercheurs ont utilisé un nouveau modèle 2D incorporant les lois les plus précises de l'hydrodynamique de déflagration turbulente qu'ils ont appliqué à 41 sujets d'études. Leur but était d'examiner de quelle manière les modèles d'abondance chimique et la création de nouveaux noyaux atomiques à partir de nucléons existants dépendent des propriétés de la naine blanche et de son progéniteur. Les résultats de leur étude furent publiés dans l'"Astrophysical Journal" en 2018.

A gauche, image composite X (pourpre, la zone la plus chaude), IR (jaune) et optique du SNR 3C397. Au centre, simulation de la distribution de la vitesse des éléments représentatifs dans les éjecta d'une SN Ia après la fin de toutes les réactions nucléaires majeures. Les couleurs représentent les sites où sont produits les éléments correspondants. Les flèches indiquent la direction des éjecta. A droite, l'aspect que pourrait prendre Bételgeuse juste avant d'exploser en supernova. Documents NASA/CXC, JPL-Caltech/Spitzer, DSS et L.Shing-Chi et al. (2018) adapté par l'auteur.

Les chercheurs ont découvert que les valeurs mesurées dans 3C 397 ne s'expliquent que si la naine blanche a une masse proche de la masse de Chandrasekhar (1.44 M, la masse maximale pouvant être stable) et une haute métallicité, seules valeurs susceptibles de produire de grandes quantités de manganèse, de fer et de nickel lorsqu'elle explose en SN Ia. En effet, les résultats suggèrent que le rémanent de 3C 397 ne pourrait pas être le résultat de l'explosion d'une naine blanche de masse relativement faible. De plus, la naine blanche devrait avoir une métallicité supérieure à celle du Soleil, contrairement aux étoiles voisines qui ont une métallicité typiquement inférieure.

Ces résultats fournissent des indices importants dans le débat controversé autour de la question de savoir si la masse d'une naine blanche est proche ou non de la masse de Chandrasekhar lorsqu'elle explose en supernova de type Ia.

En conclusion, afin de s'adapter aux abondances observées dans les SNR et mieux modéliser et prédire l’évolution chimique galactique, les chercheurs doivent dorénavant prendre en compte ces dépendances de la métallicité et de la masse des naines blanches.

Supernovae historiques

La supernova qui apparut en l'an 1006 dont il reste le SNR SN 1006, la "nova de Tycho" qui explosa en 1572 et donna naissance au SNR de Tycho SN 1572 alias 3C10 (ou B Cassiopeiae) et l'"étoile de Kepler" de 1604 qui donna naissance au SNR SN 1604 étaient des supernovae de Type Ia qui explosèrent dans la Voie Lactée. Les trois dernières explosèrent à une génération d'intervalle, ce qui est très rare.

Dans les deux derniers cas, le reste stellaire de la naine blanche n'a pas été découvert et fut probablement détruit au cours de l'explosion. En revanche, dans le cas de SN 1572, les astronomes ont localisé une étoile de classe G0-G2 au sein du SNR (cf. P.Ruiz-Lapuente et al., 2004) qui est probablement le compagnon qui céda une partie de son atmosphère à la naine blanche avant que celle-ci explose.

Dans le cas de SN 1604, les astronomes ont tenté de localiser ce compagnon dont la chimie serait particulière parmi un groupe de 32 étoiles centrées sur le SNR, mais sans succès (cf. P.Ruiz-Lapuente et al., 2018). En revanche, ils ont trouvé des preuves que l'explosion fut provoquée par la fusion de deux naines blanches ou d'une naine blanche avec le noyau d'une étoile qui dépassait probablement la limite de Chandrasekhar.

Types Ib et Ic

Ces supernovae sont similaires au Type II (voir plus bas), l'explosion étant déclenchée par l'effondrement du coeur de fer. Mais contrairement au Type II, au moment de l'explosion leur éclat diminue de façon régulière.

Le Type Ib n'affiche pas les raies du silicium mais celles de l'hélium ce qui signifie qu'elle n'a perdu que son enveloppe extérieure d'hydrogène avant de s'effondrer. Elle a perdu cette enveloppe à travers soit un vent corpusculaire intense soit le plus souvent au profit d'un compagnon binaire plus dense. Elles peuvent dépasser 50 M. 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 Ic n'affiche ni les raies du silicium ni de l'hélium mais les raies de l'oxygène; autrement dit elle a perdu ses deux enveloppes extérieures, celle d'hydrogène et celle d'hélium avant l'effondrement du coeur. Un cas typique et très particulier est SN 2015L alias ASASSN-15lh qui est en fait une supernova superlumineuse qui explosa probablement suite à l'interaction d'une étoile massive avec un trou noir. On y reviendra.

On trouve les Types Ib et Ic uniquement dans les nurseries stellaires, indiquant clairement qu'elles résultent de l'effondrement d'étoiles massives.

Nous verrons plus bas qu'il existe des transitions entre les Types II et I.

A lire : Spectroscopy of Type Ia Supernovae, thèse de F.Cellier-Holzem, 2013

Schéma expliquant les relations entre les différents types de supernovae. Document M.Turatto et al., "1604-2004: Supernovae as Cosmological Lighthouses", 2004 (cf. ASP), adapté par l'auteur.

Effondrement sans explosion

Dans une étude publiée en 2020 dans les "Astrophysical Journal Letters" (en PDF sur arXiv), Ariadna Murguia-Berthier de l'Université de Californie à Santa Cruz et ses collègues ont étudié certaines étoiles massives qui semblent avoir totalement disparu du ciel sans exploser.

Grâce à des simulations hydrodynamiques appliquant les lois de la relativité générale et les derniers modèles d'évolution stellaire, ils ont démontré que sous certaines conditions, des étoiles massives en rotation pouvaient totalement imploser en trou noir sans passer par la phase de supernova.

Simulation montrant la formation d'un anneau de gaz entretenu par sa rotation autour du trou noir, le gaz initial tournant de plus en plus rapidement. Document: Ilya Mandel/ARC/OZGRAV.

Selon les chercheurs, si le gaz tourne trop rapidement, l'astre ne peut pas s'effondrer efficacement et le gaz prend la forme d'un anneau autour de l'équateur du trou noir. La chaleur générée par la chute du gaz dans cet anneau en rotation arracherait les couches externes de l'étoile et créerait une explosion de type supernova. Toutefois, ils ont trouvé quelques pourcents d'étoiles de type O dont la vitesse de rotation est inférieure au seuil requis pour que ce gaz bloque l'effondrement et qui pourraient donc s'effondrer en trou noir en tout incognito, sans laisser de trace.

Les supernovae de Type II

Identifiées au début des années 1940, ce sont des supernovae dont les progénitrices sont des étoiles supergéantes d’au moins 20 M sur la Séquence principale, ce qu'on appelle des étoiles à coeur massif, riches en hydrogène et présentant des raies de l'hélium. A l'inverse du Type I, les SNe II explosent en raison de l'effondrement gravitationnel de leur noyau, qui en réaction génère une explosion d'ampleur littéralement astronomique. Leur pic lumineux atteint un magnitude absolue comprise entre environ -17 et -21. 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.

La supernova de l'an 1054 qui donna naissance à la nébuleuse du Crabe, M1, était de Type II mais 10 fois moins brillante qu'une SN II typique (Mabs -19.7 contre -22.1 pour SN 2008fz).

Au cours de l'effondrement de l'étoile et juste avant l'explosion, trois phénomènes se produisent :

- son coeur se transforme en étoile à neutrons (ou en pulsar ou en magnétar si l'astre est fortement magnétisé) ou en trou noir

- un intense flux de neutrinos est immédiatement émis dans l'espace (cf. SN 1987A)

- en quelques heures l'onde de choc remonte vers les couches supérieures de la photosphère.

Ensuite, l'onde de choc est tellement puissante que sous son passage elle va chauffer brutalement l'atmosphère de l'étoile et la propulser vers l'extérieur à des vitesses supérieures à la vitesse de libération; en d'autres mots l'étoile explose.

En réalité le processus est plus complexe car les différentes couches de l'atmosphère de l'étoile ne sont pas expulsées à la même vitesse. Les régions internes plus denses et plus massives sont animées d'une vitesse relativement plus faible que les enveloppes externes principalement composées d'hydrogène, ce que les astrophysiciens appellent une expansion homologue.

Lors du passage de l'onde de choc qui remonte du noyau, l'atmosphère est portée bien au-delà de 100000 K, ionisant la totalité de l'hydrogène. A cette température, les couches externes fortement excitées vont émettre des rayonnements X et EUV pendant quelques heures après l'explosion puis la température va rapidement retomber. Lorsqu'elle atteindra environ 6000 K, l'hydrogène ionisé va se recombiner et devenir neutre, permettant aux couches externes de redevenir plus transparentes aux rayonnements. La région visible des rémanents correspond donc à la région où l'hydrogène commence à se recombiner. Elle va rapidement s'étendre vers l'extérieur à une vitesse pouvant atteindre ~10000 km/s (cf. Daniel Kasey et al., 2009).

Ensuite, l'expulsion de toute cette matière dans l'espace va former une immense bulle de gaz et de poussière en expansion qui va bientôt briller sous l'effet du rayonnement stellaire : un rémanent de supernova (SNR) est né.

Type IIb

Les SNe IIb affichent un spectre dans lequel prédominent les raies de l'hélium. Le coeur de ces supernovae implose suite à l'effondrement des couches supérieures. A mesure que les réactions de nucléosynthèse 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 de fer. L'étoile de Sanduleak (SN 1987A) appartient à cette catégorie.

A gauche, abondance des éléments dans le Soleil (relativement riche en métaux) comparée à celle d'une étoile pauvre en métaux. Au centre, caractérisation des supernovae à partir de la couleur de leur progénitrice et évolution de leur courbe lumineuse en fonction de leur abondance en métaux. Selon Alexey Tolstov et son équipe, une étoile supergéante de couleur rouge est indicatif d'une progénitrice riche en métaux et une bleue celui d'une progénitrice pauvre en métaux. A droite, la structure en pelure d'oignon d'une étoile massive de 20 masses solaires juste avant son explosion en supernova (les proportions ne sont pas respectées car le coeur de fer présente un rayon d'environ 1000 km, soit 100000 fois plus petit que la taille du Soleil. Voir aussi ce schéma). Documents Kavli IPMU adapté par l'auteur et Stuart L. Shapiro.

Avant l'explosion de Sanduleak en 1987, les astronomes pensaient que toutes les supernovae de Type II étaient des supergéantes rouges bien que certains indices semblaient déjà indiquer que les étoiles géantes bleues du Grand Nuage de Magellan pouvaient également former ce type de supernova (faible métallicité, vent stellaire intense). Mais les astronomes ont dû attendre l'explosion de nouvelles supernovae d'envergure pour valider certaines théories. Ce n'est qu'en 2016 que l'une de ces hypothèses en suspens a finalement été confirmée.

En étudiant l'évolution des supergéantes et des supernovae, en 2016 l'astrophysicien Alexey Tolstov et son équipe de l'Institut Kavli (IPMU) ont montré que la couleur d'une supernova durant une phase spécifique pouvait servir d'indicateur pour détecter des supernovae âgées de plus de 13 milliards d'années et donc des étoiles de Population III. Ils ont découvert que les étoiles comprenant des progénitrices supergéantes bleues étaient pauvres en métaux tandis que les supergéantes rouges étaient riches en métaux. On pouvait donc découvrir des étoiles de Population III en cherchant des étoiles bleues très âgées. En complément, comme on le voit sur le schéma ci-dessus au centre, ils ont découvert qu'après l'explosion, la courbe lumineuse des supernovae pauvres en métaux présente un pic et un plateau plus courts, le déclin est plus rapide et leur lumière est plus bleue et plus pâle que celle des supernovae riches en métaux.

Type IIL et IIP

En fonction de leur courbe lumineuse, les SNe II ont été subdivisées en deux catégories :

- Type IIL : l'éclat diminue linéairement après le maximum, ce dernier étant presque uniforme et 2.5 magnitudes inférieur à celui des SNe Ia

- Type IIP : l'éclat après le maximum d'intensité forme un plateau (d'où le "P") pendant un ou deux mois. Toutefois, lors du maximum on observe une grande dispersion de leur brillance.

Profil du plateau lumineux de quatre SNe IIP juste après l'explosion. Documents M.I. Jones et al. (2009).

Ce plateau typique des SNe IIP que l'équipe de Victor Utrobin parmi d'autres a simulé dans une étude publiée en 2017 s'explique par la manière dont l'étoile explose. Après l'effondremenrt du coeur et la remontée de l'onde de choc accompagnée d'une onde de chaleur de 100000 K, au moment où la température de l'atmosphère de l'étoile est retombée à ~6000 K, la recombinaison chimique s'est propagée en profondeur et à peu près à la même que la vitesse que l'expansion de l'enveloppe. Le rayon apparent de la photosphère n'a donc pas beaucoup varié sous le passage de l'onde de choc à travers l'enveloppe, d'où la luminosité constante des SNe IIP qui forme un plateau comme on le voit dans les graphiques présentés à gauche qui indique clairement que la photosphère a atteint les rémanents ou débris en l'espace de 360 à 1000 jours selon les supernovae.

A partir de l'analyse de ces courbes lumineuses, on peut notamment calculer la température de la photosphère après l'explosion (cf. M.W.Richmond, 2014), la vitesse d'expansion de la photosphère (cf. S.Valenti et al., 2013), la distance de la supernova (cf. E.Gall et al., 2016) et bien entendu déterminer la nature et la distribution de matière éjectée par l'étoile (cf. C.Inserra et al., 2012).

Quant à l'évolution des supernovae, les phases intermédiaires sont encore plus complexes à comprendre que les mécanismes de l'effondrement ou de l'explosion.

Dans un article publié dans l'"Astrophysical Journal" en 2017, Christine S. Black du Collège de Dartmouth et ses collègues ont déclaré avoir détecté pour la première fois des traces de poussière de CO dans les éjecta de SN 2013by, une supernova de Type IIL. Leur étude montra que les SNe IIL pourraient entrer dans une phase rémanente (libération de matière dans le milieu interstellaire) plus tôt que les SNe IIP

Il existe également des transitions entre les différentes types de supernovae mais à sens unique (a priori). Ainsi une petite fraction des SNe II peuvent se transformer en SNe Ia pendant les phases tardives.

Enfin, mentionnons à part le magnétar car il n'obéit pas aux modèles des supernovae mais peut malgré tout devenir jusqu'à 200 fois plus puissant qu'une supernova. On y reviendra.

L'explosion annoncée de Bételgeuse

Illustration de Bételgeuse explosant en supernova. Document ESO/M.Kommesser.

A n'en pas douter, selon les simulations, dans moins de 100000 ans l'étoile supergéante rouge Bételgeuse explosera en supernova. Située à 548 années-lumière, le spectacle sera impressionnant, peut-être similaire à celui qu'observèrent nos aïeux en 1054 et conduisit à la formation de la nébuleuse du Crabe, M1, le SNR ou rémanent de supernova le plus célèbre.

Dans un article publié dans l'"Astrophysical Journal" en 2020, Jared A. Goldberg de l'Université de Californie à Santa Barbara et ses collègues ont présenté les résultats d'une modélisation plus précise basée sur les modèles astrophysiques MESA et STELLA d'explosion stellaire simulant l'évolution d'une étoile pulsante comme Bételgeuse. Selon les chercheurs l'étoile supergéante explosera en supernova de Type IIP.

Bien que la simulation du comportement d'une étoile variable est plus complexe que celui d'une étoile stable, selon les chercheurs, étant donné qu'il s'agit d'une étoile pulsante, les simulations montrent que le déplacement du Lagrangien (une fonction de variables hydrodynamiques) ne sera pas monotone. Autrement dit, il est possible que l'émission de la supernova sera soit excessivement brillante soit faible mais en tous cas elle reflètera la structure respectivement sous-dense ou surdense de la région émettrice proche de la photosphère de la supernova.

Il est donc très important de bien comprendre les mécanismes à l'oeuvre dans les couches supérieures de l'atmosphère de ce type d'étoile afin d'affiner les modèles stellaires existants. Le fait que Bételgeuse soit très brillante, présente un disque appréciable de 40 mas et soit donc plus facile à étudier que d'autres étoiles est une aubaine pour les astrophysiciens.

Lien entre l'impulsion des étoiles à neutrons et les SNe II

Contrairement à ce que nous montre Hollywood dans ses superproductions, une étoile explose rarement de manière symétrique. Il se forme bien une bulle de gaz en expansion autour du coeur (le rémanent ou SNR) mais la localisation de l'étoile à neutrons ainsi que la forme de la nébuleuse et son contenu sont très variables et parfois l'asymétrie est tellement importante qu'elle va générer une impulsion (moment linéaire) qui va brutalement propulser le coeur stellaire (la protoétoile à neutrons ou PNS) et une partie de la matière dans une certaine direction, ce que les spécialistes appellent gentillement un "mouvement de recul". Selon les simulations conduites par Jason Norhaus du College de Darmouth (en PDF sur arXiv) et ses collègues en 2010 présentées ci-dessous (l'une des rares disponibles à ce jour avec ce niveau de détails), pour une étoile à neutrons ce recul peut s'effectuer à une vitesse de ~150 km/s et l'accélération peut atteindre ~350 km/s2 (par comparaison, le Soleil se déplace à ~235 km/s autour du centre de la Voie Lactée).

A lire : Explosion asymétrique des supernovae, CEA, 2006

A gauche, simulation de l'explosion d'une supernova 130.68 ms après l'effondrement du coeur avec la formation d'un noeud d'instabilités générant un lobe bipolaire (en jaune) à forte entropie (très désordonné et donc très chaud), phénomène qu'on retrouve dans certains résidus de supernovae (SNR). Voici l'animation présentée sur YouTube. Au centre et à droite, simulations de l'explosion asymétrique d'une supernova de Type II. L'explosion à grande échelle se produit d'abord dans la direction positive (Z+, vers le haut) puis la protoétoile à neutrons subit un mouvement de recul (vers les Z-, vers le bas) où l'onde de choc atteint à t=470 ms près de 3000 km/s tandis que l'impulsion atteint 60 km/s. Les zones extérieures au front de choc présentent une masse volumique (~densité) atteignant 1014 g/cm3. Documents Caltech et J.Nordhaus et al. (2010).

Par quel mécanisme une étoiles à neutrons peut-elle subir un mouvement de recul ? Un effet de réaction impose une action, qu'elle soit interne ou externe à l'étoile. Si on envisage une action externe, les étoiles à neutrons concernées résultent de l'explosion d'une supernova. Il n'y a donc pas eu d'effet gravitationnel externe par exemple ayant pu leur donner une impulsion. En revanche, il est plus probable que ces étoiles ont subi une impulsion interne comme la poussée d'un réacteur propulse un avion dans une direction (ou plutôt un sens) déterminé. Deux théories ont été proposés pour expliquer cettte impulsion particulière à certaines étoiles à neutrons issues de SNe II :

-  l'éjection anisotrope de débris stellaires (concrètement la protoétoile à neutrons)

-  l'éjection anisotrope de neutrinos.

Dans le cas des neutrinos, selon les modèles il suffit d'une anisotropie à l'émission de 3% pour donner une impulsion de 1000 km/s à une étoile à neutrons de 1.5 M, ce qui est tout à fait phénoménal. Mais la contrainte est qu'il faut impérativement un champ magnétique confiné dans le même sens que l'impulsion au moment de l'explosion afin qu'il développe au moins 1016 G, soit dix fois plus intense que celui d'un magnétar.

Images X prises par Chandra et ROSAT entre 0.5-2.1 keV de six résidus de supernovae (SNR) contenant autant d'étoile à neutrons dont l'impulsion et la composition chimique de la nébuleuse présentent une asymétrie d'origine hydrodynamique. La flèche verte pointe du site d'explosion vers la direction de l'impulsion tandis que la flèche blanche représente le sens du déplacement de l'étoile à neutrons. Documents L.Lopez et R.Fesen (2018).

Bien que ce second modèle paraisse a priori peu réaliste (mais les scientifiques se méfient des préjugés) et que rien de tel n'a jamais été observé en relation avec les SNR, des simulations ont été réalisées en 2009 par Jeremiah W. Murphy et ses collègues montrant de quelle manière ce processus peut générer des ondes gravitationnelles. Autrement dit, si les physiciens de la collaboration LIGO ou Virgo détectent un jour des ondes gravitationnelles issues de l'explosion d'une supernova de Type II et que les installations de Super-Kamiokande et autre IMB (voir plus bas) détectent des neutrinos provenant de la même source, ils pourront comparer leurs données aux résultats de cette simulation et en tirer des conclusions. En attendant ce jour faste, les astrophysiciens étudient de leur côté la dynamique et la composition des SNR afin de vérifier si la première théorie se confirme qui requiert par ailleurs une instrumentation moins sophistiquée que la seconde.

Dans une étude publiée dans l'"Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv) en 2017, Tyler Holland-Ashfort de l'Université d'État d'Ohio et ses collègues ont apporté des preuves observationnelles supportant la première théorie, c'est-à-dire l'éjection anisotrope de débris stellaires.

Holland-Ashfort et ses collègues ont étudié la morphologie et la dynamique de 18 SNR observés dans le rayonnement X par les satellites Chandra et Röntgen alias ROSAT. Leurs résultats ont montré que dans Cassiopeia A et G292.0+1.8 dont l'émission trace la distribution des éjecta, leur étoile à neutrons respective se déplace préférentiellement dans le sens opposé aux émissions de rayons X. Dans leurs conclusions, les chercheurs confirmaient que ces résultats sont en accord avec la théorie selon laquelle le mouvement de recul des étoiles à neutrons est une conséquence des asymétries d'éjecta et non pas d'une émission anisotrope de neutrinos.

Les chercheurs suggéraient également à leurs collègues d'approfondir cette question en mesurant les mouvements propres des étoiles à neutrons dans les résidus de supernovae présentant des éjecta afin de mieux contraindre le mécanisme de recul des étoiles à neutrons. D'ailleurs Laura A. Lopez de l'Université d'État d'Ohio qui cosigna cette étude a immédiatement prit ce projet en main avec d'autres collègues.

Deux autres études publiées à peine six mois plus tard supportèrent également la première théorie. La première fut réalisée par Laura A. Lopez précitée et Robert A. Fesen (l'auteur des simulations présentées plus haut) et fut publiée dans la revue "Space Science Reviews" (en PDF sur arXiv) en 2018.

Comme on le voit ci-dessus à droite, les chercheurs ont étudié dans le rayonnement X, radio et visible les débris des supernovae contenant une jeune étoile à neutrons comme par exemple Cassiopeia A née il y a environ 300-350 ans, la nébuleuse du Crabe apparue en l'an 1054 et RCW 103 formée entre 1800 et 2000 ans. Ils ont analysé la morphologie de dizaines de SNR ainsi que la composition et les caractéristiques dynamiques de l'enveloppe et le déplacement de leur étoile à neutrons. Ces étoiles denses avaient pour progénitrice une supernova soit de Type Ia soit de Type II. La distribution des éléments chimiques dans les SNR issus de SNe II fut ensuite analysée et comparée à des simulations 2D et 3D qui révélèrent de fortes asymétries par rapport à une explosion parfaitement sphérique.

Les résultats de leurs analyses, en particulier de Cassiopeia A dont on voit une image composite en couleurs représentatives ci-dessous à gauche, montra un jet de Si/Mg très directif dans le même sens que celui de l'étoile à neutrons et d'un jet de titane en sens opposé. De plus, seulement 20% du titane se situe au-delà de l'onde de choc, les 80% étant situés à l'intérieur ou à la limite du front d'onde comme on le voit dans le diagramme présenté ci-dessous au centre. La plus grande partie de ce titane fut propulsé dans la ligne de visée avec une vitesse variant entre 1100 et 5700 km/s, dans le sens opposé à celui de l'étoile à neutrons. Les chercheurs en ont déduit que pendant l'explosion asymétrique, des conditions locales ont empêché ou supprimé la production de Ti-44 par nucléosynthèse dans certaines régions.

A gauche, image composite en couleurs représentatives de Cassiopeia A prise par NuSTAR et Chandra dans trois rayonnements révélant la distribution des nucléi dans le SNR. On distingue clairement l'émission d'un jet très directif de Si/Mg et d'un jet de Ti-44 en sens opposé. Au centre, la distribution des mêmes nucléi projetés dans la ligne de visée. Le cercle pointillé représente la position du front de choc inversé (les points rouges sont à l'intérieur du front d'onde). Les vitesses positives indiquent un redshift (Z>0). Le Ti-44 est propulsé à une vitesse variant entre 1100 et 5700 km/s tandis que l'étoile à neutrons a subi une impulsion qui l'a propulsée en sens opposé. A droite, schéma du SNR asymétrique dont la plus grande partie s'éloigne de nous. Le SNR de 1987A présente également cette asymétrie. Documents L.Lopez et R.Fesen (2018) et NASA/JPL-Caltech/UCB adaptés par l'auteur.

Dans la troisième étude publiée dans l'"Astrophysical Journal" en 2018, Satoru Katsuda de l'Université de Saitama et ses collègues arrivent aux mêmes conclusions que les deux précédentes. Les chercheurs ont montré que l'enveloppe de gaz (SNR) entourant six étoiles à neutrons nées récemment (quelques milliers d'années) et animés d'une vitesse d'environ 100 km/s présente une composition chimique asymétrique, vraisemblablement liée à l'explosion asymétrique de la supernova. En effet, les chercheurs ont découvert que tous les éléments lourds intermédiaires entre le silicium et le calcium (14 ≤ z ≤ 20) se retrouvent systématiquement du côté opposé au sens de l'impulsion de l'étoile à neutrons. De plus, ce phénomène ne dépend pas de l'intensité du champ magnétique. Quant aux neutrinos, ils ne seraient pas intervenus dans l'effondrement de ces étoiles.

Selon Katsuda et ses collègues, cela montre clairement que l'impulsion de ces étoiles à neutrons à une origine interne, hydrodynamique liée à l'éjection asymétrique de matière pendant l'explosion de la supernova de Type II.

Ces observations réconfortent les astrophysiciens comme les théoriciens car elles sont conformes aux simulations hydrodynamiques (sans effet magnétique) qui prédisaient déjà en 2010 cette asymétrie et cette impulsion au moment de l'explosion des SNe II.

Effet d'une supernova à proximité de la Terre

La quantité d'énergie libérée au cours de l'explosion d'une supernova est réellement astronomique. On estime que la vie sur Terre serait en danger si une supernova explosait à moins de 100 à 200 années-lumière du Soleil. Mais nous verrons à propos des effets des rayons cosmiques sur la biosphère que l'impact sur la biosphère d'une supernova située à cette distance est loin d'être aussi violent qu'on l'imagine mais certainement pas inoffensif. Son rayonnement intense et continu pendant plusieurs mois voire quelques années, en particulier les rayons cosmiques, peuvent tout de même sérieusement modifier la chimie de l'atmosphère et conduire à des changements climatiques et déclencher des mutations génétiques à l'origine de l'extinction de nombreuses espèces en quelques centaines de milliers d'années. On y reviendra à propos de l'extinction du Mégalodon. Mieux vaut donc ne pas en faire l'expérience !

De nombreux astronomes pensent également qu’une supernova explosa au paléolithique non loin de la Terre. En effet, toute la zone occupée par le système solaire et les étoiles voisines dans un rayon de 100 à 500 années-lumière autour du Soleil est vide de matière interstellaire, comme si le souffle d’une supernova avait repoussé devant lui toute la matière, laissant à sa place une énorme bulle vide.

Cela s’étant passé il y a des centaines de milliers d’années, tous les éjecta de la supernova se sont dissipés dans le milieu ambiant et l’étoile centrale qui aurait éventuellement échappé à cette explosion devrait se trouver quelque part dans le ciel dans un rayon de quelques centaines d’années-lumière autour du Soleil. Seule trace de cet évènement, la bulle résiduelle dans laquelle nous baignons est restée plus chaude que son environnement.

Le second vestige tangible que nous devrions retrouver sont des traces de radioactivité dans les strates sédimentaires de cette lointaine époque comme par exemple du fer-60 (voir plus bas). En effet, une partie des éléments formés lors de l’explosion de la supernova consistent en isotopes radioactifs qui ont dû contaminer la Terre au terme de leur périple cosmique. Dans son livre "L'homme qui courait après son étoile" (1998), l'astronome Jean Paul[11] spécialiste des rayons gamma au CEA suggère par ailleurs qu’il n’est pas impossible que les chasseurs du paléolithique aient été “éclaboussés” et contaminés par ces éjecta cosmiques “au point de susciter je ne sais quelle mutation décisive” chez l’Homo erectus. S'il est un fait que la Terre est balayée en permanence par des rayons cosmiques dont une grande partie émis par des supernovae, rien ne prouve que les hommes préhistoriques ont subi des mutations suite à ce phénomène. On y reviendra.

A voir : Hubble Captures Supernova’s Light Echo

Document NASA/STScI

Comme le montre la vidéo ci-dessus, au cours de son explosion, la supernova SN 2014J située dans la galaxie M82 à 11.4 millions d'années-lumière dans la Grande Ourse libéra un écho lumineux qui parcourut entre 300 et 1600 années-lumière à travers un nuage de poussière. Pour produire un tel impact, l'onde devait avoir l'effet d'un souffle explosif et à l'instar d'un puissant vent stellaire, elle fut vraisemblablement accompagnée de particules de haute énergie et ne fut certainement pas sans conséquences. Depuis cette découverte, on peut donc étendre la "distance de sécurité" jusqu'à 1600 années-lumière. Nous avons encore beaucoup de choses à apprendre des supernovae.

La Terre voyage dans un nuage faiblement radioactif

Dans une étude publiée dans les "PNAS" en 2020, le physicien nucléaire Anton Wallner de l'ANU (HIAF) et ses collègues ont découvert que la Terre voyage depuis 33000 ans à travers un nuage de poussière faiblement radioactif. Selon Wallner, "Ces nuages pourraient être les restes d'explosions de supernovae".

Les chercheurs ont fouillé plusieurs sites sédimentaires de haute mer à partir de deux endroits différents qui remontent à 33000 ans en utilisant l'extrême sensibilité du spectromètre de masse de l'HIAF. Ils ont trouvé des traces de fer-60, un radioisotope qui se forme uniquement dans les supernovae.

Illustration d'une supernova explosant à proximité du système solaire. Ses ejecta sous forme de rayons cosmiques, gamma et de radioisotopes notamment vont impacter durablement l'environnement terrestre. Document T.Lombry.

Le fer-60 est radioactif et présente une demi-vie de 2.6 millions d'années. On peut dire qu'il se désintègre totalement en 15 millions d'années. Cela signifie que tout le fer-60 qu'on trouve sur terre s'est formé beaucoup plus tard que le reste de la planète âgée de 4.6 milliards d'années et est arrivé ici à travers les rayons cosmiques avant de couler au fond des océans. En termes astronomiques, cette ou ces supernovae ont explosé à courte distance, moins de quelque 2000 années-lumière.

En 2016, Wallner et ses collègues avaient déjà trouvé des traces de fer-60 remontant à environ 2.6 millions d'années et peut-être une autre trace remontant à environ 6 millions d'années, suggérant que la Terre a traversé plusieurs fois les nuages faiblement radioactifs des retombées de supernovae proches.

Depuis quelques milliers d'années, le système solaire se déplace à travers un nuage dense de gaz et de poussière appelé le Nuage Local dont les origines ne sont pas encore très claires. Si ce nuage était né au cours des derniers millions d'années d'une supernova, il contiendrait du fer-60. Les chercheurs ont donc décidé de rechercher des sédiments plus récents pour le savoir.

Et effectivement, ils ont découvert du fer-60 dans les sédiments à des niveaux extrêmement bas - ce qui équivaut à des niveaux de radioactivité dans l'espace bien en dessous des niveaux du fond naturel terrestre, et la distribution du fer-60 correspond au voyage récent de la Terre à travers le Nuage Local. Mais le fer-60 s'est répandu bien plus loin et sur toute la période des 33000 ans.

Il n'existe donc pas de corrélation claire entre le temps du système solaire et celui du nuage interstellaire local. Mais si le Nuage Local n'a pas été formé par une supernova, d'où vient-il ? Ensuite, pourquoi le fer-60 est-il uniformément réparti dans l'espace proche ? Pour l'instant, on l'ignore. Mais selon Wallner, "Il existe des articles récents suggérant que le fer-60 piégé dans les particules de poussière pourrait rebondir dans le milieu interstellaire. Le fer-60 pourrait donc provenir d'explosions de supernovae plus anciennes, et ce que nous mesurons est une sorte d'écho. Plus de données sont nécessaires pour résoudre ces détails".

A propos des rayons gamma

Comme toutes les étoiles, les supernovae émettent également des rayons gamma, les rayonnements les plus énergétiques qui soient, transportant jusqu'à des centaines de GeV par photon (contre ~2 eV pour un photo de lumière et 18 eV pour les photons EUV).

Les premières émissions gamma détectées par le satellite Véla (opérationnel entre 1963-1984) ne provenaient pas des tests d'armes nucléaires comme le pensaient les Américains mais de l'espace : du Soleil, des pulsars, des GRB et notamment des rémanents de supernovae (SNR) sur lesquels nous reviendrons.

On peut être heureux que ce rayonnement arrive sur Terre très affaibli (en excluant l'hypothétique lien avec certaines extinctions de masse). En effet, lorsque des rayons gamma (constitués de particules alpha - proton et neutrons - ou bêta - des électrons) interagissent avec l'atmosphère, ils transforment les pions en muons qui deviennent de véritables rayons mortels invisibles. Ce rayonnement très énergétique (entre 1 MeV et au moins 450 TeV) est capable de détruire (par mutation génétique ou stérilisation) toute vie sur son passage en quelques mois ou quelques années selon les dommages et la dose absorbée, y compris jusqu'à plusieurs dizaines de mètres sous la mer ! Et ce n'est pas tout car cette catastrophe au début très localisée sous le faisceau de rayons X et gamma sera suivie par d'autres vagues de rayons cosmiques ionisants qui vont provoquer à long terme beaucoup d'autres désastres cette fois à l'échelle globale (ionisation de l'air, retombées radioactives, surdose de rayonnement UVB, changements climatiques, pannes d'électricité, incendies, etc). Mieux vaut donc ne jamais connaître cette éventualité !

Mais rassurez-vous. Sachant que l'une des sources gamma les plus proches à part le Soleil est située à près de 900 années-lumière (le pulsar de Véla) et toutes les autres sources à des milliers ou dizaines de milliers d'années-lumière, même si le risque zéro n'existe pas il est probable que nous ne seront jamais (ir)radiés de l'espace de cette façon. En tout cas l'espoir fait vivre !

Prochain chapitre

Les supernovae extragalactiques

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[9] D.Helfand, Physics Today, Aug.1987, p24 - R.Kirshner/R.Ressmeyer, National Geographic, 173, May 1988, p618 - T.Montmerle et N.Prantzos, “Soleils éclatés”, Presses du CNRS, 1988 - R.Schorn, Sky & Telescope, Feb 1988, p134 - L.Wang et P.Mazzali, Nature, 355, 1993, p58.

[10] D.Branch, K.Nomoto et A.Filippenko, Comments on Astrophysics, 15, 1991, p221 - K.Nomoto et al., Nature, 371, 1994, p227.


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