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La diversité des étoiles

Les supernovae extagalactiques (V)

Comme on le voit sur les photos ci-dessous, lorsqu'une supernova apparaît dans une galaxie extérieure, elle peut parfois atteindre la magnitude du noyau galactique, totalisant à elle seule la luminosité d'un milliard d'étoiles ! Malheureusement, nous pouvons scruter le ciel durant des siècles pour avoir la chance d'en observer une seule à l'oeil nu. En fait ce n'est jamais arrivé (SN 1987A est bien située dans le Grand Nuage de Magellan mais cette galaxie est un satellite de la Voie Lactée).

En moyenne, chaque semaine une supernova explose dans une galaxie, du moins parmi celles facilement accessibles aux télescopes. En effet, si on pousse les plus grands télescopes jusqu'aux limites de leurs performances en terme de sensibilité, bande passante et de résolution, il est toujours possible de découvrir des supernovae extragalactiques dans les coins les plus reculés de l'univers sur des images dont le champ couvre une fraction de seconde d'arc ou en profitant de l'effet amplificateur des lentilles gravitationnelles. C'est notamment le cas lorsque les astronomes braquent le Télescope Spatial Hubble vers des amas de galaxies lointains comme MACS J1149.6+2223 (voir plus bas).

SN 1993J dans la galaxie M81 photographiée par T.Lombry le 14 avril 1993 soit 2 semaines après sa découverte.

SN 1994D (en-dessous à gauche) dans la galaxie NGC 4526 photographiée par le HST.

SN 1995BW (jaune) et SN 1997W (bleue) dans la galaxie NGC 664 photographiée le 1 février 1997 par Carl Hergenrother.

Ci-dessus à gauche, SN 1998BU dans la galaxie M96 (NGC 3368) photographiée le 27 mai 1998 au CTIO. Au centre, SN 2000CJ (en turquoise) dans la galaxie NGC 6753 photographiée par Nick Suntzeff. A droite, SN 2009IP dans la galaxie NGC 7259. Document Morgan Fraser.

Il est très rare qu'une supernova extragalactique descende sous la magnitude apparente +12. La supernova SN 1994D atteignit la magnitude 11.8, de même que SN 1998BU. Il arrive parfois qu'une supernova extragalactique soit 5 plus brillante. En 1993, on put observer la supernova SN 1993J dans la galaxie M81 de la Grande Ourse comme on le voit ci-dessus à gauche située à 7 millions d'années-lumière qui atteignit la magnitude +9.91 en bande U (cf. les courbes lumineuses). Sur la photo (cf. la galerie d'images) elle est de magnitude apparente ~10.5. Pour fixer les magnitudes, l'étoile double située au bas de l'image est de magnitude 9, celles situées à sa droite et à l'extrême droite sont de magnitude ~10.5.

Selon une étude publiée en 2003 dans l'"Astrophysical Journal" par l'équipe de Ji-Feng Liu de l'Université de Michigan, cette supernova fut accompagnée d'un écho lumineux découvert plus de 8 ans après l'explosion qui se propagea jusqu'à plus de 717 années-lumière de distance et dont la surface de brillance était 1000 fois plus dense que la poussière présente dans le milieu interstellaire.

SN 1993J fut la deuxième plus brillante SNe de Type II depuis l'explosion de SN 1987A et fut considérée comme la supernova la plus brillante observée dans l'hémisphère Nord depuis 1937.

Cette étoile était une supergéante rouge dont 10% de la masse fut accrétée par une petite étoile bleue. Ce processus dura plus de 250 ans et affecta l'explosion de la supernova qui fut l'une des plus particulières observées à ce jour. Son compagnon bleu a survécu au cataclysme et comme le montre cette photo, il fut identifié telle une étoile très faible sur les images prises par le Télescope Spatial Hubble.

Notons qu'une analyse de la structure radioélectrique de la coquille éjectée par SN 1993J fut publiée dans la revue "Nature" en 1995 et les membres du département de radioastronomie de l'Université de Valence publièrent en 2007 une vidéo montrant l'expansion du SNR enregistrée à 8.4 GHz (36 mm de longueur d'onde).

Une vue générale et des gros-plans de l'amas de galaxies MACS J1149.6+2223 situé à 5 milliards d’années-lumière (z=0.542) réalisés par le Télescope Spatial Hubble en optique et IR étendant la bande passante entre 4350-16000 Å. A gauche, grâce à l'effet d'une lentille gravitationnelle amplifiant 2000 fois la lumière des étoiles, on y découvrit en 2014 une supernova dénommée SN Refsdal située 9.3 milliards d'années-lumière (z=1.489) formant 5 images (S1 à S4 et SX). Son éclat est amplifié 20 fois. Au centre, en 2015 on y découvrit l'image d'autre supernova et à cette occasion l'étoile la plus lointaine, une géante bleue nommée "Icarus". Voici la photo sans légendes. A droite, en 1998 on avait déjà observé une supernova (SN 1998) dans la petite galaxie décentrée. En fait toutes ces supernovae sont en réalité les "reflets" d'une même supernova. Documents NASA/ESA/STScI, C.Griullo et al. (2018), NASA/ESA/STScI et NASA/ESA/STScI, S.Rodney/JHU, Frontiers SN team.

Nous savons que les supernovae servent d'échelle de distance et offrent parfois des opportunités exceptionnelles pour mesurer les paramètres cosmologiques. Comme on le voit ci-dessus, grâce au Télescope Spatial Hubble, en 1998 les astronomes ont découvert dans l'amas de galaxies MACS J1149.6+2223 situé à 5 milliards d’années-lumière (z=0.542) une supernova. Puis en analysant de nouvelles images, en 2014 ils découvrirent une supernova dénommée "Refsdal" dont l'image était dupliquée 4 fois suite à l'effet d'une puissance lentille gravitationnelle formée par la galaxie située à l'avant-plan (entre les 4 images S1-S4). L'analyse de la distorsion gravitationnelle permit en 2015 de découvrir à proximité une 5e image (SX) de la supernova. En réalité comme l'explique le Centre d'Information de l'ESA, toutes ces supernovae n'en forment qu'une dont les images multiples évoluent en fonction des fluctuations de la densité de matière le long de la ligne de visée.

Du fait que ces images multiples sont relativement éloignées les unes des autres et très brillantes, l'analyse de leur distribution et leur confrontation aux modèles cosmologiques a permis aux astronomes de contraindre les paramètres cosmologiques, complétant les données précédentes. Sur base du modèle ΛCDM, les chercheurs ont estimé la constante de Hubble Ho = 70.4 km/s/Mpc à 1 ou 2% près (mais un niveau de confiance de 1σ seulement soit 84.13%), soit 4% inférieure à celle obtenue par Reiss grâce aux données de Gaia. Le paramètre de densité de la matière Ωm = 0.31 à 6% près, une valeur en accord avec les précédentes estimations.

A consulter : Latest supernovae - ASA-SN - ISN

A gauche et au centre, une supernova détectée en 2001 par le Télescope Spatial Hubble à une distance de plusieurs milliards d'années-lumière. Son analyse permit de mettre en évidence l'effet de l'énergie sombre et de contraindre les modèles cosmologiques. A droite, illustration artistique de l'interaction d'une binaire avant que l'étoile géante explose en supernova en 1993 (1993J). On estime qu'il s'agit d'une SNe IIb mais elle présentait des variations lumineuses typiques d'une SNe Ib. Documents NASA/ESA/STScI et ESA/Justyn R.Maund/U.Cambridge).

Simuler pour comprendre

Toutes ces théories parfois validées par l'observation peuvent donner l'impression que les astrophysiciens maîtrisent parfaitement le phénomène de supernova. Mais en réalité, personne ne peut décrire quantitativement ce qui se passe réellement au cours de ce phénomène extrêmement complexe qui réside encore partiellement au-delà de notre compréhension. En effet, nos connaissances des supernovae dépendent encore de paramètres et de phénomènes physiques que l'on ne maîtrise pas, et on peut le dire, totalement incontrôlés comme les équations d'état de la matière dont les conditions extrêmes en termes de pression, densité, température, vitesse et entropie sont inaccessibles aux expériences de laboratoire, les définitions des conditions initiales d'une étoile effondrée, la distribution des différents éléments ou nucléi dans l'enveloppe de l'étoile et bien d'autres paramètres libres.

En raison de ces lacunes, certains auteurs comme Sherwood A.Richers de Caltech parmi d'autres chercheurs tentent d'étudier les supernovae sur base de la théorie MHD en tenant évidemment compte des effets relativistes (GRMHD), d'autres comme Ye Zhou du LLNL les abordent par la théorie du chaos où les instabilités et les turbulences hydrodynamiques jouent un rôle majeur comme le montrèrent également les simulations du département d'Astrophysique de l'Irfa (CEA), ou même par la théorie des catastrophes comme le proposa René Thom en 1972 dans son livre "Stabilité structurelle et morphogénèse", entendant par "catastrophe" tout changement de forme dans un sous-système fermé. Cette dernière approche fut reprise par plusieurs astrophysiciens comme mécanisme de base pour expliquer l'effondrement des étoiles massives suite à la rupture de l'équilibre entre la pression de radiation et l'autogravité, sachant qu'après la rupture ou bifurcation, le comportement devient littéralement chaotique et très difficile à modéliser.

A voir : Implosion du coeur d'une SNe II - Now Playing: Core Collapse - in 3D!

Trois simulations réalisées sur des superordinateurs de l'explosion d'une supernova de Type II. A gauche, simulation GRMHD ou théorie MHD relativiste de l'explosion (symétrique) d'une supernova 165.55 ms après le rebond du choc. Au centre, simulation 3D de l'entropie d'un progéniteur de supernova à rotation différentielle et fortement magnétisé. La couleur rouges indique une matière à forte entropie (chaude) alors que le bleu représente une matière à faible entropie (froide). La matière fortement magnétisé est continuellement expulsée de la surface de la protoétoile à neutrons située au centre mais elle est fortement déformée de sorte qu'au lieu d'un jet bipolaire "simple" et "propre" sous l'emprise du champ magnétique, on observe deux immenses lobes contenant des points chauds. La taille de l'image représente 2000 km2. A droite, simulation d'une supernova 1 seconde après son explosion. L'image couvre 2500 km. La bulle bleue représente l'onde du souffle ou blast, l'intérieur étant coloré en fonction de l'entropie (la chaleur) de la matière choquée. Documents Sherwood A.Richers, Philipp Moesta/TAPIR/Caltech et Adam Borrows et al./Princeton.

Comme tout sujet mal compris et faisant l'objet d'études, on ne sera donc pas étonné de la publication de très nombreux articles scientifiques y compris de thèses sur les supernovae dont celle de Yves Pomeau de l'Université Pierre et Marie Curie et ses collègues en 2014 dans laquelle ils tentent de décrire leur mode d'implosion et d'explosion, d'autres chercheurs s'attachant à un détail particulier comme nous l'avons décrit ci-dessus. Bref, comme on dit dans ces cas-là, le ciel est si vaste et les mystères si nombreux qu'il y a du travail pour tout le monde.

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 années-lumière du Soleil. Mais nous verrons à propos des extinctions de masse que l'impact sur la biosphère d'une supernova située à cette distance est loin d'être aussi violent qu'on l'imagine. Ceci dit, mieux vaut 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. 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.

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 sur lesquels nous reviendrons page suivante.

On peut être heureux que ce rayonnement arrive sur Terre très affaibli (en excluant l'hypothétique lien avec certaines extinctions de masse comme celle de l'Ordovicien survenue il y a quelque 444 millions d'années). En effet, lorsque des rayons gamma interagissent avec l'atmosphère, ils transforment les pions en muons qui deviennent de véritables rayons mortels invisibles. Ce rayonnement très énergétique est capable de détruire toute vie sur son passage en quelques secondes, 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 cosmiques sera suivie de beaucoup d'autres désastres cette fois à l'échelle globale (ionisation de l'air, retombées radioactives, surdose de rayonnement UVB, 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 Véla) et toutes les autres sources à des milliers ou dizaines de milliers d'années-lumière, il est probable que nous ne seront jamais (ir)radiés de l'espace de cette façon. En tout cas l'espoir fait vivre !

Les hypernovae, SLSNe et GRB

Les hypernovae sont une classe d'étoiles qui émet cent fois plus d'énergie qu'une supernova ! On ignore comment elles se forment exactement et deux théories ont été proposées : il s'agit soit d'étoiles 5 à 25 fois plus massives que le Soleil prises dans un intense champ magnétique soit d'un système binaire compact dont les étoiles entrent en collision. En effet, il s'agit des seuls pénomènes astronomiques suffisamment violents pour émettre des rayons gamma aussi intenses. Dans tous les cas, vu la masse élevée de l'une des composantes, cette étreinte fatale donne obligatoirement naissance à un trou noir.

Selon certaines théories, une hypernova serait une combinaison entre une SNe Ib/c pec et une SNe IIn, ce qui laisse la porte ouverte à beaucoup d'interprétations.

Deux candidates d'hypernovae car dans les faits on ignore de quoi il s'agit. A gauche, une hypernova découverte en 2003 par le satellite HETE-II. L'émission gamma provient d'un objet inconnu dénommé GRB 030329 situé à 2.65 milliards d'années-lumière et correspond à l'énergie libérée par l'explosion d'un astre de 25 masses solaires. A droite, une hypernova découverte dans la galaxie M101 de la Grande Ourse en 1999. Lire aussi l'analyse de S.L.Snowden et sn équipe effectuée en 2001. Document ESO et Y.Chu/UIUC.

Les hypernovae pourraient expliquer les explosions de rayons gamma, les fameux GRB (Gamma-Rays Bursts) détectés pour la première fois en 1967 grâce au satellite Véla précité. Des GRB sont de temps en temps détectés dans le ciel comme ce fut le cas le 20 mai 1999 dans la galaxie M101 et le 29 mars 2003 dans une source située à 2.65 milliards d'années-lumière comme on le voit ci-dessus et dont l'origine est toujours inconnue.

Les supernovae superlumineuses (SLSNe) sont des étoiles massives instables ayant explosé dont la masse du progéniteur dépasserait 100. En écartant le cas particulier de SN 2015L (voir ci-dessous), parmi les SLSNe ayant récemment explosé citons SN 2008fz ,SN 2008es, SN 2006gy, SN 2005ap et PTF09cnd. Elles ont toutes dépassé la magnitude absolue de -22 soit une luminosité équivalente à celle du noyau d'une grande galaxie !

ASASSN-15lh

Au cours du sondage automatique des supernovae ASAS-SN (prononcé "assassin") démarré en 2014 qui permit de découvrir quelque 250 supernovae en trois ans, une explosion stellaire d'une magnitude record fut enregistrée le 14 juin 2015 par Krzysztof Stanek de l'Université d'Ohio; il s'agit de l'évènement ASASSN-15lh alias SN 2015L dont l'explosion était tellement inhabituelle que Stanek rapporta la découverte dans la revue "Science".

SN 2015L explosa le 5 juin 2015 avec une puissance de 2x1038 W, soit dix fois plus énergétique que le précédent record. A titre de comparaison, la surface du Soleil irradie 3.8x1026 W.

La supernova fut découverte grâce aux télescopes jumeaux ASAS-SN de 14 cm de diamètre installés à l'Observatoire de Cerro Tololo au Chili (CTIO) dédiés à la recherche de ce type d'évènements. Située à 3.8 milliards d'années-lumière dans la galaxie APMUKS(BJ) B215839.70−615403.9, selon l'étude de Huang Yan de l'Université de Péking et ses collègues publiée en 2018, elle atteignit la magnitude visuelle +16.9 pour une magnitude absolue de -23.5.

Cette supernova superlumineuse fut bien sûr invisible à l'oeil nu mais elle illumina le ciel avec la puissance de 200 supernovae ! En quelque 550 jours, elle émit une énergie d'environ 1.8x1052 ergs soit à un facteur deux près l'énergie que dégage l'annihilation de matière dans les radiosources GRB ou les AGNs (par comparaison le pulsar du Crabe émet 1047 ergs/an). Son éclat correspond à une luminosité équivalente à 570 milliards de fois celle du Soleil et 20 fois celle de la Voie Lactée ! Il va sans dire qu'il s'agit de l'explosion de supernova la plus lumineuse détectée à ce jour.

A voir : Superluminous ASASSN-15lh

La spirale fatale de ASASSN-15lh, Science

A gauche, l'explosion de la supernova SN 2015L. A droite, illustration du phénomène réel : une étoile fut capturée par un trou noir et développa un TDE (la traînée) jusqu'à ce qu'elle ce qu'elle devienne trop instable et déclenche une explosion thermonucléaire juste avant d'être happée sous l'horizon des évènements du trou noir. Voir aussi l'animation ci-dessus. Documents DES/LCOGT et "Science".

Selon les modèles et les résultats spectraux, au maximum de son éclat ASASSN-15lh présenta une température d'au moins 20000 K et un rayon supérieur à 70000 R. Environ 50 jours après son maximum, elle était déjà retombée à 11000 K où elle accusa un plateau de luminosité (entre septembre 2015 et Janvier 2016) avant de s'assombrir.

En fouillant dans les archives (cf. The Open TDE Catalog), comme on le voit ci-dessus à gauche, l'étoile fut déjà enregistrée de manière anonyme en 2014 au CTIO au cours du sonde DES (Dark Energy Survey) réalisé au moyen du télescope Blanco de 4 m de diamètre. A l'époque, c'était encore une étoile ordinaire. Elle fut également étudiée en UV grâce au télescope spatial Swift par l'équipe de Peter Brown de l'Université A. & M. du Texas et ses collègues mais n'a pas retenu particulièrement leur attention. En revanche, elle fut suivie en 2015 par le télescope de 1 m de diamètre de Las Cumbres Observatory Global Telescope Network (LCOGT ou LCO) qui observa son changement de luminosité tandis que les premiers spectres furent obtenus en 2016 grâce au télescope du Point de 2.5 m également installé à las Campanas. C'est alors qu'on l'identifa à une supernova de Type Ic .

Courbes lumineuses de l'objet ASASSN-15lh avec sa réactivation vers J+90 et un plateau qui dura plus de 100 jours. Doc D.Godoy-Rivera et al. (2017) adapté par l'auteur.

Selon Yan Huang, aujourd'hui ASASSN-15lh émet toujours des rayons X persistants peu pénétrants d'une luminosité de l'ordre de 1042 ergs/s ainsi que des photons UV mais reste invisible dans le spectre radio. Cette observation suggère que son rayonnement est absorbé par un milieu dense. Il pourrait s'agir des éjecta du SNR. Ils auraient été éjectés dans le milieu interstellaire à une vitesse maximale de ~900 km/s. Le vent stellaire induit par cette explosion représenterait une perte de masse d'au moins 0.003 M par an soit l'équivalent de 1000 Terre qui disparaissent chaque année en cendres (en fait en particules et poussières de métaux) ! La vitesse initiale des éjectas aurait été inférieure ou égale à 0.02c soit 6000 km/s. Sur base de ces chiffres, on estime qu'avant l'explosion un puissant vent stellaire très dense et une masse d'éjecta représentant au moins 60 M furent libérés dans l'espace.

Comme le montre les courbes lumineuses présentées à gauche, ASASSN-15lh finit par s'assombrir. Mais environ trois mois après le début de son affaiblissement, l'astre retrouva une certaine vigueur. Pendant 40 jours, son rayonnement ultraviolet augmenta et même quintupla avant de se stabiliser pendant encore quelques mois avant de retomber. Selon les modèles, durant sa réactivation la température effective de sa photosphère repassa de 11000 à 18000 K. Le rayonnement aux longueurs d'onde visibles n'a pas suivi cette recrudescence et continua à s'affaiblir régulièrement.

Certains auteurs se basant sur la valeur élevée du spin de l'éventuel reste stellaire (valant 1000 fois par seconde) estimèrent qu'il s'agissait peut-être d'un magnétar milliseconde. Plus étonnant, le reste stellaire semble convertir son énergie de rotation avec un rendement proche de 100%, c'est-à-dire une valeur extrême que les astronomes ne pensaient pas découvrir dans ce type d'étoile. Selon Stanek, si nous plaçons tout ce que nous connaissons des magnétars sur une échelle de 1 à 10, cet astre obtient la cote de 11 ! En fait, le comportement de cet objet est tellement inhabituel et unique que les astronomes ignorent s'il s'agit bien d'un magnétar ou d'un autre type d'astre. Finalement, l'hypothèse du magnétar n'a jamais été confirmée mais en théorie on ne pas l'exclure tant que le résidu stellaire ou le trou noir n'est pas identifié formellement.

En réalité, si ASASSN-15lh fut classée parmi les SLSNe, c'est vraisemblablement ce qu'on appelle une "supernova maréale", c'est-à-dire une étoile qui a probablement subit une perturbation par effet de marée ou TDE suite à son interaction avec un trou noir massif comme l'illustre les vidéos présentées plus haut. A mesure que l'étoile s'approcha du trou noir massif, elle devint tellement instable qu'elle finit par déclencher une immnense explosion thermonucléaire à l'origine de son éclat soudain puis disparut, absorbée sous l'horizon des évènements (cf. les articles publiés en 2016 dans les revues "Science" et "Nature Astronomy").

A consulter : L'observatoire de Tim Puckett, chasseur de supernovae

A gauche, la supernova SN 2006gy située dans la galaxie NGC 1260 à 240 millions d'années-lumière dans la constellation de Persée explosa avec une luminosité estimée à 100 fois celle d'une supernova classique; il s'agissait d'une SNe II qu'on peut classer parmi les hypernovae ou les supernovae superlumineuses (SLSNe) qui atteignit la magnitude absolue de -21.9 (V). En rayons X, elle fut aussi brillante que le noyau de la galaxie qui l'abritait ! Le progéniteur serait une géante rouge pesant probablement plus de 100 masses solaires. L'explosion ferait suite à une instabilité qui aurait entraîné la formation de paires de particules et d'antiparticules dont l'annhiliation pulvérisa le reste nucléaire. Il ne se forma ni étoiles à neutrons ni trou noir. Lire également P.Ofek at al. (2007). On estime que d'autres étoiles très massives comme Eta Carinae exploseront de la même manière. Deux ans plus tard, SN 2008fz et SN 2008es dépassèrent la magnitude absolue de -22 (R). A droite, la courbe lumineuse de SN 2008es. Cette supernova superlumineuse dépassa également la magnitude absolue de -22 (R). Documents N.Smith et al. (2006), NASA/CXC/Lick/UCB) et Quark Nova/U/Calgary.

Cette découverte comme celles de nombreuses autres supernovae extraglactiques confirme que l'utilisation de petits télescopes est suffisante pour surveiller du ciel à la recherche des supernovae (mais également des astéroïdes ou des comètes voire des TDE les plus lumineux). C'est une activité à la portée des astronomes amateurs avertis pour peu qu'ils bénéficient d'un ciel clément et de moyens adaptés dont une caméra CCD. On reviendra en détail sur ce programme dans l'article consacrée à la recherche des supernovae rédigé en anglais.

GRB 130603B

Sursaut gamma dans l'objet GRB 130603B survenu en 2003. La naine blanche à l'origine de cette explosion se situe à 4 milliards d'années-lumière. Document NASA/ESA/STScI.

L'explosion survenue en 2003 dans l'objet GRB 130603B que l'on voit à droite fut accompagnée d'une très puissante émission de rayons gamma mais également de rayons X et ce qui est plus rare de rayonnements radioélectriques. Elle fut d'abord considérée comme le résultat de la fusion de deux étoiles à neutrons (cf. cette analyse contradictoire) avant que les spectres ne confirment qu'il s'agissait de l'éruption cataclysmique d'une étoile naine blanche située à 4 milliards d'années-lumière (z=0.356) !

Le sursaut gamma détecté par le satellite Swift et photographié en lumière blanche par le satellite Hubble dura à peine 0.2 seconde. Selon les chercheurs, l'explosion correspondit à la libération d'une énergie isotrope équivalente à 1051 ergs soit dix mille milliards de fois l'éclat du Soleil et l'objet atteignit la magnitude visuelle de 20.81. Ensuite son flux et sa luminosité chutèrent sur une période de plusieurs jours pour finalement disparaître dans le néant.

Dans une étude publiée en 2013 dans la revue "Nature", Nial Tanvir et son équipe ont démontré que cette éruption de courte durée produisit des éléments lourds compatibles avec le processus r typique d'une kilonova (une explosion 10 à 100 fois moins lumineuse qu'une supernova). On y reviendra (voir page 7).

GW170817 comme source GRB

Comme on le voit ci-dessous, il s'avéra qu'une autre surprenante source d'éruptions gamma brèves (GRB) apparut suite à la fusion de deux étoiles à neutrons qui généra des ondes gravitationnelles détectées par la collaboration LIGO en 2017, l'évènement GW170817.

En 2018, après deux ans d'analyses et de simulations, l'astrophysicien théoricien Davide Lazzati de l'Université d'Orégon et ses collègues confirmèrent dans les "Physical Review Letters" ce qu'ils avaient prédit deux ans plus tôt dans les "MNRAS", à savoir que le jet pulsé relativiste de rayons gamma observé dans les éjecta au cours de cet évènement correspond exactement au modèle canonique d'au moins une éruption GRB générée par la fusion de deux étoiles à neutrons. Ces jets structurés produisirent par ailleurs un écho lumineux de rémanence qui s'intensifia au cours du temps avant de disparaître comme ce fut le cas de l'émission X.

La source gamma TeV SSS17a associée à l'évènement GW170817 détectée par les télescopes H.E.S.S le 17 août 2017. Les cercles indiquent la position de la source à différentes heures dans un rayon de 1.5°. Il s'agit d'un source GRB. Document collaboration H.E.S.S., ApJ, (2017) adapté par l'auteur.

L'équipe de Lazzati avait prédit que d'autres rayonnements différents de la rémanence générée par l'éruption GRB seraient émis après l'éruption gamma : des ondes radios et des rayons X, ce qui fut effectivement observé avec la luminosité qu'elle avait prédite.

Cette découverte est importante car les GRB sont classés en deux catégories : les éruptions gamma brèves (durant quelques secondes à quelques minutes) associées à la mort d'une étoile massive dont le coeur se transforme en trou noir et les émissions longues. C'est la première fois qu'on associa une source d'émissions brève GRB de l'ordre de 2 secondes à un évènement astrophysique lié à la fusion de deux étoiles à neutrons qui conduisit également à la formation d'un trou noir.

Conclusion, nous avons à présent la certitude validée par l'observation que certaines sources GRB sont associées à l'activité cataclysmique de naines blanches et d'étoiles à neutrons binaires. En particulier, les GRB peuvent apparaître suite à la fusion de deux étoiles à neutrons. Plus intéressant, on peut les étudier indirectement grâce à LIGO mais également dans tout le spectre de rayonnements.

Ceci dit, pour mieux comprendre la nature des hypernovae, SLSNe et GRB, les astronomes ont besoin d'instruments à très haute résolution pour rassembler de nouvelles données et affiner les modèles afin d'établir des prédictions plus précises. S'agissant de phénomènes transitoires, identifier avec certitude un rémanent d'hypernova est délicat et même si des chercheurs comme ceux de l'équipe de MAXI pensent que la grande bulle du Cygne en est un (cf. M.Kimurta et al., 2012), bien malin celui qui pourrait l'affirmer.

Selon les modèles, des hypernovae et des supernovae superlumineuses pourraient être découvertes dans l'univers primordial jusqu'à z~20 ou 30 au moyen du télescope spatial JWST. L'analyse de leur rayonnement et du SNR pourrait mettre les astrophysiciens sur la voie de la physique des GRB. En attendant cet heureux évènement, bien que nous ayons quelques pistes, l'origine des GRB reste encore en partie mystérieuse mais ne compte plus parmi les plus grands mystères de l'univers.

A propos des hypersupernovae

Puisque nous utilisons des superlatifs, rappelons que les étoiles géantes de Population III qui sont apparues un court instant dans le jeune univers et dont la masse moyenne dépassait largement les 100 M (on cite des masses atteignant 150 M et peut-être même 300 M) ont selon toute vraisemblance explosé en hypersupernovae. Leur éclat devait être équivalent à celui de plusieurs centaines de milliards d'étoiles et donc supérieur à celui d'une grande galaxie. Leur explosion irradia l'espace de rayonnements ionisants mortels sur plusieurs milliers d'années-lumière !

A voir : ExUL Workshop trailer, 2012

Les astronomes ont bien détecté des explosions de supernovae et d'hypernovae très violentes mais sans pouvoir identifier le progéniteur avec certitude et le mode d'explosion, aucun de ces phénomènes n'a été classé parmi les hypersupernovae, néologisme qui est pour l'instant réservé aux explosions des étoiles de Population III. Ceci dit, cette classification peut évoluer en fonction des découvertes.

Pour l'heure, le sujet des hypersupernovae est spéculatif et très peu documenté faute de théorie. Il existe bien des études sur le rayonnement des chocs émis par les supernovae et les hypernovae mais ils remontent aux travaux des physiciens Yakov Zel'dovitch et Yu Raizer en 1957 qui publièrent également un livre de plus de 900 pages sur le sujet en 1966 (cf. aussi ADS) qui fut réédité en 2002. Le seul document récent est une présentation (PDF) donnée par S.Blinnikov et ses collègues au cours de l'atelier ExUL qui s'est tenu en juin 2012 à Moscou consacré aux supernovae et GRB. Mais le néologisme "hyper-supernova" n'y figure que dans le titre, ce qui traduit bien l'embarras des astronomes et des physiciens. Voilà un bon sujet de thèse pour les futurs docteurs en astrophysique ou en physique !

Prochain chapitre

Les étoiles à neutrons

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[11] J.Paul, “L’homme qui courait après son étoile”, Odile Jacob, 1998, p167.


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