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La diversité des étoiles

Les éléments plus lourds que le fer sont notamment formés au cours de la fusion de deux étoiles à neutrons grâce au processus r. Document ESO, L.Calçada, M.Kornmesser adapté par l'auteur.

Les étoiles à neutrons (VII)

Kilonova et processus r

Cela fait des décennies que les physiciens et les astrophysiciens s'interrogent sur l'origine des éléments lourds qu'on détecte dans le milieu interstellaire et dans beaucoup de galaxies naines dont 95% de tout l'or existant sur la Terre. On sait aujourd'hui que ces éléments furent créés dans les étoiles lorsque les nucléons ont capturé des neutrons. Dans la plupart des vieilles étoiles ce processus s'est déroulé rapidement, d'où sous nom de "processus r" où "r" signifie rapide, une réaction de nucléosynthèse déjà entrevue à propos du Soleil.

Il existe deux endroits où ce type de réaction nucléaire est favorisé : la supernova et autre kilonova ou hypernova qui développent une instabilité magnétorotationnelle (un champ magnétique toroïdal variable capable d'émettre des jets de plasma) et la collision ou fusion de deux étoiles à neutrons (voir plus bas l'évènement GW170817).

Les processus r se produisent également dans les galaxies naines (cf. Meeting de l'AAS 2018) mais sur une échelle de temps plus longue, c'est-à-dire que les éléments lourds qu'on y détecte se sont formés plus récemment dans l'histoire de l'univers. C'est ce retard dans la production des éléments lourds qui permit d'affirmer que les fusions d'étoiles à neutrons étaient l'une des deux principales source de ces éléments.

Comme l'ont démontré Nial Tanvir et son équipe en 2013 dans la revue "Nature", la seconde source d'éléments lourds et stables produits par le processus r mais qui est peut-être proportionnellement la plus importante est la kilonova (cf. GRB 130603B) qui présente à la fois les caractéristiques d'une supernova ou d'une nova et celles d'une étoile compacte. Mais vu qu'il s'agit vraisemblablement d'un astre de petite taille et compact, il paraît plus logique de le compter parmi ces dernières, sachant que tout classement est arbitraire.

La kilonova est surnommée la "supernova à processus r". C'est un astre qui devient soudainement aussi brillant que 1000 novae soit 1/10e à 1/100e de la luminosité d'une supernova. Cette réaction produit non seulement des éléments lourds mais elle les désintègre également en produisant un intense flux de rayonnements, de particules et des ondes gravitationnelles. Cette explosion est accompagnée de rayons gamma, les émissions les plus énergétique de l'univers. Elles ne peuvent donc être émises que dans des circonstances particulières liées à des conditions extrêmes que les astrophysiciens commencent seulement à comprendre.

La contrepartie optique de GW170817

Le 16 octobre 2017, l'ESO annonça officiellement la découverte de la contrepartie visible d'une source d'ondes gravitationnelles découverte deux mois plus tôt grâce à l'interféromètre LIGO en collaboration avec Virgo et cataloguée GW170817. Moins de 12 heures plus tard, les astronomes avaient identifié la contrepartie optique. La source provenait d'un astre situé dans la galaxie NGC 4993 à environ 130 millions d'années-lumière dans la constellation de l’Hydre. Cette explosion qui secoua l'espace-temps était le résultat de la fusion de deux étoiles à neutrons.

A gauche, la galaxie NGC 4993 située à environ 130 millions d'années-lumière dans la constellation de l’Hydre. Au centre, observation de la contrepartie optique du signal GW170817 et du flash gamma dans la galaxie NGC 4993 par le Télescope Spatial Hubble. A droite, illustration de la fusion de deux étoiles à neutrons à l'origine de l'émission des ondes gravitationnelles (GW170817) détectées le 17 août 2017 par LIGO et Virgo. Documents ESO, ESO/ESA/STScI et Robin Dienel/CIS.

Comme on le voit ci-dessous, environ 15 heures après l'émission des ondes gravitationnelles, le satellite Swift détecta un flash en UV. Neuf jours plus tard, les satellites Fermi LAT et INTEGRAL détectèrent un flash de rayons gamma d'une luminosité estimée à 9.7x1043 erg/s (un facteur 5 fois inférieur au flash du GRB 090510) qui fut suivi par une forte émission de rayons X détectée par Chandra et NuSTAR.

L'évènement de nature explosive présentait une luminosité 1000 fois supérieure à celle d’une nova classique. Le flash UV correspondait à une perte de masse d'environ 0.03 M sous forme de vent stellaire, typique d'une kilonova bleue comme l'expliquèrent Phil A. Evans de l'Université de Leicester et ses collègues dans la revue "Science" le 22 décembre 2017. L'analyse spectrale effectuée grâce au NTT et au VLT indiqua la présence de platine, d'uranium et probablement de césium et de tellure parmi d'autres éléments lourds issus des réactions de fusions thermonucléaires. De l'or a même été produit dans une quantité estimée à la masse de la Terre ! C'est la première fois qu'on identifia concrètement l'effet d'un processus r, le faisant enfin sortir des limbes des modèles théoriques.

A voir : Fusion de deux étoiles à neutrons, NASA

A gauche, la kilonova observée en UV par satellite Swift de la NASA observée 15 heures après l'évènement GW170817 produit par la fusion de deux étoiles à neutrons le 18 août 2017. Au centre, la kilonova observée par le Télescope Spatial Hubble superposée à l'enregistrement rayons X de Chandra détecté 9 jours plus tard. Cliquer sur les images pour lancer les animations (GIF de 1 MB). A droite, schéma de la fusion de deux étoiles à neutrons correspondant à l'évènement GW170817. Documents NASA/Swift et NASA/CXC/E.Troja.

Effet superluminique

Grâce à un réseau VLBI constitué des radiotélescopes du VLBA, Karl Jansky (VLA) et GBT, dans les mois qui suivirent cet évènement les radioastronomes de l'observatoire NRAO ont découvert qu'une région du mergeur émettant un signal radio s'était déplacée à une vitesse tellement rapide qu'elle ne pouvait s'expliquer que par un jet superluminique, un effet très connu de la relativité restreinte.

Comme on le voit ci-dessous à gauche, les modélisations indiquent que le jet est probablement très étroit, formant un angle inférieur à 5°, et pointait à seulement 20° de la direction de la Terre au moment des observations. La matière émise par ce jet fut éjectée à plus de 0.97c, soit pratiquement à la vitesse de la lumière.

Selon les radioastronomes dont Kunal Mooley du NRAO et Caltech, comme on le voit ci-dessous à droite, le jet de plasma perça la coquille d'éjecta puis s'est brisé, poussant devant lui le nuage de débris en formant un point chaud. Entre octobre 2017 et avril 2018 soit en 155 jours ce point chaud parcourut 2 années-lumière, ce qui correspond à une vitesse apparente 4 fois supérieure à la vitesse de la lumière (4c) !

A gauche, modélisation de la fusion des deux étoiles à neutrons avec la formation d'un jet bipolaire et d'une bulle d'éjecta. La position de l'observateur (LIGO et NRAO) est indiquée par l'oeil. A droite, simulation de l'image radio observée à 3 et ~7 mois après l'évènement avec l'apparition d'un jet superluminique qui parcourut 2 a.l. en 155 jours ce qui représente une vitesse apparente de 4c ! Documents NRAO/AUI/NSF adaptés par l'auteur.

C'est un heureux concours de circonstances qui permit d'observer ce phénomène car à quelques degrés près, si le jet ne pointait vers la Terre, l'émission radio aurait été trop faible pour être détectée.

Selon Mooley, la détection d'un jet superluminique dans GW170817 renforce considérablement le lien entre les fusions d'étoiles à neutrons et les sursauts de rayons gamma de courte durée.

Les Fast Radio Bursts (FRB)

Les "Fast Radio Bursts", FRB en abrégé, sont des sursauts radios d'une durée de quelques millisecondes émis par des objets du ciel profond dont on ignore la nature et l'origine (à ne pas confondre avec les GRB d'une période bien plus longue). Les FRB sont également appelés "sursauts de Lorimer" par référence à l'astronome Duncan R. Lorimer de l'Université de West Virginia, spécialiste des objets compacts (trou noir, étoile à neutrons, pulsar, naine blanche, etc.) qui découvrit le premier FRB dans le Petit Nuage de Magellan en 2007.

A ce jour, près d'une trentaine de FRB ont été détectés par les radiotélescopes dont celui de Parkes (64 m de diamètre) en Australie et d'Arecibo (305 m de diamètre) à Porto Rico mais leur nature reste inconnue. On a longtemps cru que les FRB étaient situés dans la Galaxie jusqu'à ce qu'on localise certaines sources dans des galaxies situées à plusieurs milliards d'années-lumière.

Ainsi en 2016, Evan Keane de l'organisation SKA (Square Kilometre Array) et son équipe sont parvenus à associer une source FRB avec une galaxie elliptique située à environ 6 milliards d'années-lumière dans la constellation du Grand Chien.

La source FRB 121102 située dans une galaxie naine située à 2.4 milliards d'années-lumière. Doc Gemini Obs.

En 2017, plusieurs équipes de chercheurs dont celle du doctorant Mitsuru Kokubo de l'Université de Tokyo et ses collègues, l'équipe dirigée par le radioastronome Cees G. Bassa du NIRA et celle de l'astrophysicien Shami Chatterjee de l'Université de Cornell ont montré que la source FRB 121102 est d'origine extragalactique. Elle est associée à une gigantesque nurserie d'étoiles située près du centre d'une galaxie naine pauvre en métaux située à 2.4 milliards d'années-lumière (z=0.193) dans la constellation du Cocher. Cette nurserie se trouve à 6200 années-lumière du centre de cette galaxie qui mesure 20000 années-lumière de diamètre.

Cette source FRB dont la taille est inférieure à 1.7 mas serait probablement associée à des étoiles compactes, renforçant l'hypothèse qu'il s'agirait de jeunes étoiles à neutrons. Ceci dit, certains astronomes ont évoqué en parallèle l'hypothèse d'une émission extraterrestre, mais qui n'a jamais été prouvée.

Sur près de 30 FRB étudiés, seul FRB 21102 a présenté 17 sursauts depuis 2012 dont les périodes s'échelonnent entre 0.03 ms et 2 ms. L'émission présente une polarisation linéaire proche de 100% et une rotation de Faraday très importante et variable. Ces phénomènes sont la signature d'un effet magnéto-optique, c'est-à-dire d'une interaction entre la lumière et un champ magnétique intense dans le milieu interstellaire. Concrètement, la polarisation de la lumière subit une rotation proportionnelle à la composante du champ magnétique dans la direction de propagation de la lumière.

A partir de ces données, dans un article publié en 2018 dans la revue "Nature", Daniele Michilli de l'Université d'Amsterdam et ses collègues ont suggéré que la source est un petit objet d'une douzaine de kilomètres de diamètre, la taille typique d'une étoile à neutrons. Elle serait plongée dans le champ magnétique intense du disque d'accrétion (chargé électriquement) d'un trou noir massif d'au moins 10000 M situé à proximité.

Imaginer qu'un si petit objet soit visible à plusieurs milliards d'années-lumière paraît invraisemblable. En fait, étant donné sa distance FRB 121102 est un objet très faible de 25e magnitude qui brille principalement en dehors du spectre visible par son émission non thermique et persistante mais variable voisine de 180 μJy.

Illustration du magnétar PSR J1745-2900 situé à proximité du disqie d'accrétion du trou noir supermassif situé au coeur de la Voie Lactée. Son comportement est similaire à celui de la source FRB 21102. Document Bill Saxton/NRAO-AUI-NSF.

L'hypothèse qu'il s'agit d'une étoile à neutrons est tout à fait possible car les astronomes du NRAO ont déjà découvert une telle configuration en 2013. Comme on le voit à droite, à environ 0.5 année-lumière du trou noir supermassif SgrA* situé au coeur de la Voie Lacté gravite un magnétar, c'est-à-dire un pulsar fortement magnétisé (cf. page suivante), catalogué PSR J1745-2900. Dans une étude publiée en 2015, Jonathan I. Katz a suggéré que cette étoile compacte se comporte comme un FRB mais de nouvelles mesures sont nécessaires pour le confirmer.

En attendant de confirmer cette théorie, les astronomes doivent approfondir leurs connaissances de la dynamique des interactions magnéto-ioniques dans le milieu interstellaire et vérifier si les modèles de FRB et les prédictions correspondent aux observations. Aussi, pour l'heure les chercheurs n'excluent pas d'autres explications, notamment en ce qui concerne les sursauts non répétitifs qui ne sont peut-être pas associés ou de même nature que la source FRB 121102.

Pour comprendre la nature des dizaines d'autres FRB, en 2017 le physicien Justin Vandenbroucke de l'Université du Wisconsin à Madison et ses collègues ont publié les résultats d'une étude dans l'"Astrophysical Journal" visant à vérifier si les sources FRB étaient des émetteurs de neutrinos. Entre mai 2011 et mai 212, ils ont recherché des émissions neutrinos dans les archives de l'Observatoire IceCube installé au pôle Sud. Sur les 138322 évènements concernant potentiellement des neutrinos muoniques, aucun ne correspondait à la localisation d'une source FRB. Les scientifiques peuvent donc déjà fixer la limite supérieure de la quantité de neutrinos qui serait émise pendant les sursauts FRB et les comparer aux prédictions des différents modèles d'étoiles ou d'émetteurs magnéto-ioniques. D'ores et déjà il s'avère que les FRB qui ne sont pas d'intenses émetteurs de neutrinos.

Actuellement on ne peut pas en dire plus et donc le mystère demeure. C'est la raison pour laquelle les scientifiques recherchent d'autres moyens pour compléter leurs connaissances des FRB.

Les chercheurs pensent que les sursauts FRB sont probablement bien plus fréquents qu'on l'observe. Dans une étude publiée en 2017 dans les "Astrophysical Journal Letters", les astronomes Abraham (Avi) Loeb du CfA Harvard-Smithsonian et sa collègue Anastasia Fialkov ont analysé le profil spectral de FRB 121102 et extrapolé son activité afin de calculer le nombre de FRB observable par les futurs radiotélescopes entre 50 MHz et 3.5 GHz. Ils obtiennent un taux d'émission supérieure à 1 FRB par seconde sur la totalité du ciel en tenant compte des sources faibles dans l'univers lointain. Selon d'autres études, il existerait peut être 10000 évènements FRB émis chaque jour dans toutes les directions.

Selon Vandenbroucke, il est possible que les FRB obéissent à une physique exotique mais pour cela il faut les outils pour les étudier. Or, la résolution des instruments à 1.4 GHz (Parkes, Arecibo, ASKAP) est insuffisante pour identifier directement les sources individuelles ou leur fréquence de travail ne convient pas (par ex. 0.8 GHz pour le GBT et UTMOST). C'est la raison pour laquelle les chercheurs comptent beaucoup sur les nouvelles installations radioastronomiques interférométriques et en particulier sur le SKA (Square Kilometre Array) en mode basse fréquence (array SKA-LOW fonctionnant entre 50-350 MHz avec une sensibilité de 2 mJy) qui en théorie pourrait détecter plus d'un FRB par minute sur la totalité du ciel jusqu'à l'époque de la réonisation de l'Univers, soit 700 millions d'années seulement après le Big Bang, entre z ~ 6 et 12 (cf. les résultats de la Collaboration Planck sur les contraintes sur l'histoire de la réionisation, XLVII, 2016).

Si on parvient à ce résultat, les chercheurs auront plus de chances de comprendre la nature des FRB. En plus, s'ils atteignent cette époque primordiale, grâce aux FRB ils pourront étudier la structure et l'évolution de l'Univers à très grandes distances, y compris sa composition et l'effet des émissions FRB sur le rayonnement cosmologique et les premiers nuages d'hydrogène ionisé.

Enfin, pour en revenir aux étoiles compactes, dans leur évolution les étoiles à neutrons sont non seulement les filles dégénérées d’étoiles massives mais sont également associées aux pulsars.

Prochain chapitre

Les pulsars

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