Ces réactions des courants neutres réchauffèrent par convection cette zone de l'étoile jusqu'à 200 km environ, ce qui relança l'explosion.

Notons cependant que cette relance ne marche pas à tous les coups et il y a des situations où l'explosion consécutive à l'implosion du noyau avorte ("champ de mines"). Par ailleurs, il y a des zones d'ombre, car la physique nucléaire dans ces conditions extrêmes n'est pas bien connue et ne peut pas être validée en laboratoire. Seules les supernovae peuvent nous éclairer en cette matière et on peut dire que SN 1987A tomba à pic.

Aspect de SN 1987A quatre ans après l'explosion; c'est la tache rouge allongée à peine discernable sur l'image de gauche qui couvre un champ d'environ 1'. L'étoile doit sa forme à l'onde de choc qui s'étend à partir de la supernova et qui est entrée en collision avec la matière éjectée par l'étoile avant l'explosion. A droite, une image plus générale réalisée en 1994 sur laquelle on distingue très bien l'anneau en forme de diabolo. Documents AAO/David Malin et NASA/STSCI/HST.

9°. L'émission de neutrinos

Deux minutes après l'implosion du coeur, 99% de l'énergie de l'explosion se dissipa dans l'espace, essentiellement sous la forme d'un flux de neutrinos estimé à 10⁵⁷ particules ! Des rayons cosmiques composés de protons et d'autres particules rapides furent également émis, formant un intense vent stellaire. Pour vous donner une idée de ce que représenta l'intensité de ce flux de neutrinos, on estima qu'à l'instant de l'explosion il fut équivalent à l'éclat de tout l'Univers visible : 100 milliards de galaxies contenant chacune 100 milliards d'étoiles au moins aussi brillantes que le Soleil ! Toute l'énergie de l'Univers visible réuni dans une seule étoile ! Une énergie incommensurable...

Ce rayonnement fut émis en l'espace d'une seconde et arriva rapidement sur Terre où il n'interféra que très faiblement avec la matière. La plupart des neutrinos ont ainsi traversé la Terre comme une pluie fine et régulière sans être détectés. Seuls quelques dizaines d'entre entre laisseront des traces de leur passage dans des piscines spécialement aménagées pour les détecter.

Grâce à l'émissions de neutrinos, les physiciens ont pu établir un diagnostic de la physique du noyau stellaire. Mais avant d'y arriver, les physiciens ont dû inventer un moyen pour détecter ces neutrinos. En effet, le neutrino est sensible à l’interaction faible mais il peut traverser la Terre entière des milliers de fois sans subir la moindre interaction électromagnétique ou forte, raison pour laquelle sa détection et en corollaire la détermination de sa masse est rendue très difficile.

Les physiciens se sont donc dit qu'il leur fallait une certaine quantité de matière, plusieurs milliards de milliards de milliards d'atomes pour espérer voir l'une de ces particules évanescentes entrer en collision avec l'un ou l'autre noyau atomique. Pour détecter les neutrinos les physiciens ont imaginé de construire dans plusieurs mines souterraines désaffectées d'immenses cuves remplies d'eau pur dont les parois sont bardées de détecteurs amplificateurs d'images. Si un neutrino traverse cette piscine plus rapidement que la lumière dans ce milieu et produit une réaction avec un quark, l'élément constitutif du noyau atomique, le neutrino produit un électron ou un muon qui est éjecté à une vitesse supérieure à celle de la lumière dans l'eau en émettant un cône de lumière bleue appelé l'effet Cherenkov. Cet anneau est émis dans une direction bien précise, déterminée par l'énergie cinétique de la particule. Ce rayonnement est ensuite détecté, amplifié et mesuré dans les 3 dimensions.

L'expérience de décroissance des neutrinos réalisée en 1987 durant l'explosion de la supernova SN 1987A a permis d'observer plusieurs anneaux de Cherenkov (schéma de gauche), seule signature de leur passage et d'en déduire les propriétés des neutrinos à l'origine de ce phénomène extrêmement rare. A droite, la cuve de Kamiokande I lors de sa construction en 1983 et à moitié remplie d'eau. Documents T.Lombry et Kamiokande/U.Tokyo.

Lors de l'explosion de SN 1987A les premiers neutrinos émis par la supernova furent détectés le 23 février 1987 à 7h35m45s T.U. par le détecteur Kamiokande II ou Super-Kamiokande installé dans une mine de zinc au Japon, par l'IMB installé à Cleveland aux Etats-Unis^[1] et en Russie (SAGE). En 13 secondes, deux paquets de 11 et 8 neutrinos furent détectés (sur les 10⁵⁷ émis !) avec une énergie oscillant entre 7 et 40 MeV. L'orientation par rapport au Grand Nuage de Magellan oscillait dans une fourchette de 15 à 135°. Le modèle théorique était confirmé mais un doute persista concernant les neutrinos.

Si la supernova les avaient bien émis en l'espace d'une seconde, ceux-ci auraient dû parvenir sur Terre en même temps. Ces particules rapides interagissant peu avec la matière ont traversé le globe terrestre avant de parvenir aux détecteurs qui se situaient tous dans l'hémisphère nord. Or le temps mis par les neutrinos pour arriver sur Terre suppose qu'il s'est produit un autre phénomène. Pour expliquer leur arrivée en l'espace de 13 secondes, les physiciens ont imaginé plusieurs scénarios. Certains ont proposé qu'il existait deux types de neutrinos, dont la différence de masse pourrait expliquer cette différence de flux. On peut également présumer que les neutrinos furent diffusés par le coeur métallique de la supernova avant de s'échapper. D'autres invoquent des émissions pulsées à la source et des scénarii plus exotiques encore.

Séquence de détection des neutrinos durant l'explosion de la supernova SN 1987A. A noter que les neutrinos ont dû traverser la Terre entière, des centaines de kilomètres de granit et de magma, avant d'atteindre les installations américaines, ce qui semble-t-il ne les a pas perturbés. De bien curieuses particules... Document U.Oregon.

Mais une autre hypothèse, plus élégante tient compte des théories de la physique quantique. En effet, déjà à l'époque certains physiciens supposèrent que les neutrinos ont une masse comme les expériences réalisées en 1998 semblaient le démontrer (et qui fut confirmé par la suite). Dans ce cas, leur saveur est indéterminée et celle-ci peut varier au cours de leur propagation, ce qu'on appelle les "oscillations des neutrinos". Voyageant à une vitesse proche de celle de la lumière, lorsqu'il arrive sur Terre, en l'espace de quelques mètres un neutrino électronique peut se transformer en neutrino muonique (en libérant un muon) ou tauonique (en libérant un méson tau). Ainsi en suivant un neutrino électronique, le physicien assistera à sa disparition peu de temps après, faute d'énergie. Mais le neutrino n'aura pas réellement disparu.

Cette hypothèse, bien que soutenue par les expériences de Super-Kamiokande, SAGE, GALLEX et d'autres détecteurs de neutrinos mettra plusieurs années avant d'être validée au LHC et dans une théorie des courants neutres plus adaptée à la réalité^[2]. Finalement le "problème des neutrinos solaires" sur lequel nous reviendrons ne fut résolu qu'en 2001 grâce au SNO, ce qui valut le prix Nobel de Physique à plusieurs de ses acteurs en 2002.

10°. Production de métaux lourds

La rencontre entre l'onde de choc et les couches entourant le noyau est si violente qu'en fait la pelure d'oignon créée à la fin de la vie de Sanduleak fut détruite, le plasma explosant littéralement sous le choc, dissociant les noyaux. L'énergie absorbée par cet évènement aurait compromis l'explosion naissante s'il n'y avait eu l'aide des neutrinos pour relancer l'explosion.

Pednant ce temps, les couches extérieures de l'étoile qui continuèrent à tomber sur le noyau rencontrèrent l'onde de choc qui remontait vers la surface. Contenant une énergie faramineuse, l'onde de choc porta les couches stellaires proches du noyau à une température de 10 milliards de degrés ! La collision fut si violente qu'elle provoqua une combustion nucléaire explosive dans l'enveloppe, synthétisant en quelques heures tous les éléments lourds y compris l'or, l'uranium et des pierres précieuses dont on retrouvera plus tard certaines éléments dans le milieu interstellaire, dans les gaz et les poussières éjectés par l'explosion.

Arrêtons-nous un instant sur cet évènement. C'est dans ce contexte qu'à l'image des planètes nous sommes de la "poussière d'étoiles", formés des cendres des réactions nucléaires qui ont rythmé la vie d'anciennes étoiles ayant explosées en supernovae. En effet tout le carbone de notre corps comme tous les éléments lourds existants sur Terre ont été synthétisés il y a plus de 5 milliards d'années (l'époque est inconnue mais supérieure de quelques milliards d'années à l'âge de l'accrétion du nuage protosolaire) dans le coeur d'une première étoile qui explosa et dont les ingrédients furent disséminés dans l'espace avant d'être capturés par le nuage protosolaire il y a 5 milliards d'années. Ils furent ajoutés à la recette du système solaire et servirent à fabriquer tous ses membres constitutifs ainsi que les briques ayant servi à fabriquer toute l'architecture de notre corps. Sans les supernovae nous ne serions pas là et n'y aurait pas de Terre.

La fusion explosive généra encore plus de chaleur, neutronisa le fer, qui produisit d'autres éléments lourds, ce qui accéléra l'onde de choc, etc. Cette réaction en chaîne finit par atteindre les couches externes et moins denses de l'étoile.

11°. La supernova

Dans les deux heures qui suivirent l'implosion du coeur, l'onde de choc se fraya un chemin vers l'extérieur et fracassa la surface de l'étoile à une vitesse de l'ordre de 30000 km/s (par comparaison, le vent solaire se déplace entre 300 et 800 km/s à hauteur de la Terre et un obus moderne lancé par un Mig31 atteint 2700 km/h soit 0.75 km/s), faisant exploser son enveloppe jusqu'à l'incandescence, portant les gaz à 200000 K. L’explosion souffla un épais nuage de gaz qui se concentra dans le plan équatorial de l'étoile.

Pour une raison inconnue, ce gaz fut éjecté dans un plan légèrement différent de celui de l'anneau de gaz expulsé 20000 ans plus tôt. C'est alors que le spectre de Sanduleak accusa des raies d'hydrogène en émission, signature non équivoque que des gaz incandescants venaient d'être libérés (la spectroscopie nous apprend en effet qu'un gaz froid présente toujours des raies d'absorption).

Modélisations 3D de Salvatore Orlando/INAF

En aucun cas nous n'aurions pu observer le fort décalage des raies d'émission vers l'ultraviolet, indiquant que la photosphère de l'étoile était en expansion et se rapprochait de nous. En effet, si cela s'observe dans le spectre des novae (mais en absorption) l'effet de souffle accompagnant l'onde de choc vaporisa quasi instantanément la photosphère.

Après avoir fracassé la surface de l'étoile, cette onde de choc se propagea dans l'espace à une vitesse comprise entre 5000 et plus de 9600 km/s, détruisant tout sur son passage y compris la poussière dans un rayon aussi étendu que le système solaire interne. Nous verrons toutefois que cette poussière se reforma par la suite.

L'explosion ayant libéré des photons équivalents à la lumière de 100 millions de soleils, en quelques semaines l'étoile devint la plus brillante du ciel, attirant invariablement l'attention des observateurs. Elle devient une supernova. SN 1987A était née le 23 février 1987. L'étoile de Sanduleak atteignit seulement la magnitude 2.9 mais elle aurait pu atteindre les magnitudes négatives car le modèle standard donne aux supernovae de Type II un éclat d'un milliard de fois celui du Soleil.

Le silicium et le soufre qui se formèrent juste après l'implosion fusionnèrent pour donner naissance à du nickel et du cobalt radioactifs qui furent responsables de la courbe lumineuse de la supernova après les deux premières semaines comme l'indique le graphique présenté ci-dessus.

Après avoir dispersé des neutrinos, on estima que la supernova libéra des ondes gravitationnelles à la limite de la détection des récepteurs actuels (3 x10⁵² ergs). On peut espérer que ces ondes émises par les supernovae seront détectées d'ici quelques années par les installations LIGO et VIRGO.

A gauche, observée en 2000 par le satellite Chandra sensible au rayonnement X, SN 1987A a soufflé dans l'espace une immense bulle de gaz et de plasma excessivement chaude à près de 30000 km/s - 108 millions de km/h ! -, parcourant près de 1.3 années-lumière en l'espace de 15 ans ! Au centre et à droite, l'étonnant écho lumineux. Au centre, les deux anneaux de poussière situés respectivement à 470 et 1300 a.l. de l'étoile meurtrie sont illuminés par la supernova depuis longtemps évanouie mais dont les "reflets" continuent à se propager dans l'espace comme une onde à la surface de l'eau. A droite, cliquer sur l'image pour lancer l'animation (GIF de 1.5 MB) des échos lumineux qui semblent s'étendre vers l'extérieur depuis le centre de SN 1987A. Cette animation fut construite à partir d'images prises par EROS-2 entre juillet 1996 et février 2002. Consulter ce document en anglais préparé par David Allen pour une explication du phénomène optique. Documents NASA/CfA/Chandra, AAO/David Malin et EROS-2/IN2P3/CNRS.

D'étoile géante bleue, elle devint rapidement une petite étoile bleue très chaude. En raison de la décroissance radioactive des éléments lourds produits au cours de l'explosion, en l'espace de deux mois la supernova perdit deux magnitudes. Elle se refroidit graduellement et passa d'une couleur bleue vive à une coloration rouge-rubis terne. Les supernovae de Type II peuvent être deux à trois fois moins brillantes que les supernovae de Type Ia.

Il y a 30000 ans, juste après avoir explosé, la supernova SN 1987A émit un vent stellaire constitué d'hydrogène, d'azote, d'oxygène et de soufre. Ce rayonnement surpassa en énergie et concentration celui qu'elle avait émis jusqu'alors durant sa phase de géante bleue.

12°. L'illumination de l'anneau

En 1994, le flux d'énergie libéré par SN 1987A entra en collision avec des nuages de gaz et de poussière interstellaires qui s'étaient déjà échappés jusqu'à 0.68 a.l., nous laissant découvrir un fin anneau orangé autour de l'étoile.

Au contact de l'onde choc le gaz fut porté un court instant à un million de degré avant que le froid de l'espace et la faible densité relative du milieu refroidissent les gaz excités. Aujourd'hui il présente encore une température comprise entre 5 et 25000 K.

Situé relativement près de l'étoile, cet anneau de gaz continua par la suite à subir l'assaut énergique des effets collatéraux de l'explosion de la supernova, en particulier les effets secondaires de la radioactivité ainsi que nous allons le décrire un peu plus bas (14°).

13°. L'illumination de la nébuleuse

11 ans après l’explosion de la supernova, suite aux interactions avec le rayonnement émis par la supernova, les débris les plus denses de l'enveloppe furent illuminés nous laissant cette fois découvrir sa forme en diabolo légèrement incliné vers la Terre par un effet de perspective, mais il n'est pas tout à fait centré sur la supernova pour une raison que l'on ignore encore. Ainsi que nous l'avons évoqué, la direction apparente des différentes éjections indique que l'explosion s'est produite en dehors du plan des anneaux de gaz. Rappelons que cette nébuleuse en diabolo fut éjectée au stade de pré-supernova.

A gauche, SN 1987A photographiée en avril 2005 par Pete Challis en lumière blanche. Les deux étoiles extérieures sont situées à l'avant-plan et n'appartiennent pas à la nébuleuse. L'anneau central orange, constitué de gaz et de poussière est situé à 0.68 a.l. de Sanduleak et mesure 1 a.l. de diamètre. Formé antérieurement à la supernova, il s'est illuminé en 1988, soit 11 ans après l'explosion de la supernova, balisant la progression des éjecta depuis le centre de l'image. Le double anneau extérieur forme les parties les plus visibles de la bulle de gaz en expansion prenant pour l'occasion la forme d'un diabolo. A droite, une image de l'anneau brillant obtenue en 2017. Il s'agit d'un composite multispectral pris par ALMA, le HST et Chandra. Documents NASA/ESA/STScI, Pete Challis/CfA et NASA/ESA/CXC.

Lorsque l'hydrogène éjecté des couches superficielles fut suffisamment refroidi le spectre afficha de profondes raies d'absorption. De nombreux métaux neutres ou faiblement ionisés sont apparus (FeI, NaI, CaII) preuves de la recombinaison des atomes. Un an plus tard, cette clarté s'évanouit et nous découvrîmes une bulle de gaz en expansion, le SNR ou rémanent de supernova (supernova remnant) qui se différencie de la nébuleuse planétaire par sa dynamique particulière et sa composition gazeuse enrichie en métaux (éléments plus lourds que l'hydrogène) comme en témoignent les spectres présentés ci-dessous.

En calculant le rapport de la brillance de cet anneau dans une même raie spectrale on peut évaluer la concentration de cette matière. La lumière de ces différents éléments permet également d'identifier les gaz à certains niveaux de température. C'est en reconstituant les différents éléments de ce puzzle et en étudiant les courbes lumineuses de l'explosion que les astrophysiciens ont pu obtenir une image des processus stellaires et physiques ayant formé cet anneau et dont la température oscille encore entre 5 et 25000 K. Au début invisible, aujourd'hui cet anneau brille essentiellement en raison de la chaleur libérée par la radioactivité du titane-44 créé au cours de l'explosion de la supernova. Il devrait irradier la nébuleuse durant plusieurs décennies encore.

L'analyse spectrographique réalisée par le HST de l'anneau intérieur libéré par Sanduleak 20000 ans avant qu'elle ne devienne une supernova révèle qu'il est principalement constitué d'hydrogène et d'azote (les 3 anneaux rouges clairs), d'oxygène (vert) et de soufre (rouge). Document NASA/ESA/STScI.

14°. Les émissions secondaires

Les premières émissions continues que l'on reçut ensuite provinrent de l'interaction de l'onde de choc avec les gaz expulsés et la matière interstellaire ionisée. Excités par collisions, ces éléments ont tout d'abord émit un rayonnement radio, puis X quelques mois après l'explosion que ne manqua pas de détecter le satellite japonais Ginja (Chandra et XMM ne furent lancés qu'en 1999), détection confirmée par la station soviétique Mir. L'objet devint une radiosource.

Une seconde émission fut ensuite produite par les isotopes radioactifs synthétisés dans le noyau de la supernova (les isotopes du Na-22, Al-26, Ti-44, Co-56, Ni-56, Fe-60). Leur désintégration en l'espace de quelques mois ou de quelques années généra un rayonnement α (hélions), β (électrons) et γ, ce dernier n'ayant été "visible" si l'on peut dire, qu'une fois l'enveloppe transparente à ce rayonnement. Cela prend environ 600 jours pour une supernova de Type II. L'étoile de Sanduleak étant moins massive que le modèle habituel, l'émission du Co-56 fut détectée en décembre 1987, environ 300 jours plus tard par le satellite Solar Max^[3].

Il fallut également attendre que l'enveloppe de gaz se dilue dans l'espace pour détecter l'étoile à neutrons. Cela peut varier de quelques mois jusqu'à 10 ans en fonction de la vitesse des gaz et de la masse éjectée. Depuis 1987, les radioastronomes écoutent l'étoile de Sanduleak SN 1987A, attendant impatiemment les premières émissions de l'éventuel pulsar. Jusqu'à présent toutes les mesures corroborent l'hypothèse que l'astre qui implosa est une étoile à neutrons et non pas un pulsar^[4] et ne forma pas non plus un trou noir, la masse de l'étoile sur la Séquence principale n'était en effet pas suffisante pour former un objet aussi massif.

Les deux images de gauche nous montrent l'évolution de l'anneau intérieur de SN 1987A soufflé par les couches extérieures de l'étoile avant d'exploser. Il s'étend aujourd'hui à la vitesse de 10.2 km/s. Les deux images de gauche ont respectivement été prises en 1997 et le 2 février 2000. Lorsque les gaz soufflés par l'explosion atteignirent l’anneau intérieur, ils entrèrent en collision avec la matière qui, chauffée à blanc s'illumina. L'anneau d'une température de quelques milliers de degrés au départ fut porté à un million de degrés, autant que dans la couronne du Soleil. Les quatre images suivantes montrent l'illumination progressive de l'anneau : le 5 novembre 1995, le 2 avril 1999, le 23 novembre 2001 et le 28 novembre 2003. La dernière image fut prise en 2017. Il s'agit d'une image composite multispectrale prise par ALMA, le HST et Chandra. Voici un autre image montrant l'évolution du phénomène entre 1994 et 2004. Documents NASA/ESA/STScI et NASA/ESA/CXC.

Conformément aux prédictions de Richard McCray du Joint Institute for Laboratory Astrophysics de Boulder et N.Lin de l'Université de Californie à Santa Cruz, fin 1999 les éjecta atteignirent l'anneau intérieur avec lequel ils entrèrent en collision formant un spectaculaire feu d'artifice comme en témoignent les photographies présentées ci-dessus. Cette friction entraîna l'illumination des parties de l’anneau demeurant invisibles jusqu'alors.

En 2016, cet anneau intérieur avait déjà parcouru 0.68 année-lumière et mesurait 1 année-lumière de diamètre. On en déduit qu'il parcourt environ 2 UA par an (323 millions de km) à la vitesse de 10.2 km/s. Le SNR se dissipera dans le milieu interstellaire dans plusieurs centaines de milliers d'années seulement s'il n'est pas attiré entre-temps par un autre nuage de matière plus dense où il pourra poursuivre l'alchimie cosmique.

L'anneau intérieur est actuellement illuminé par le rayonnement (chaleur) dégagé par la radioactivité du titane-44. L'anneau devrait briller jusqu'en 2052 environ, le temps que cet isotope libère complètement sa radioactivité et se transmute par décroissance en scandium puis en calcium-44. A ce moment là seule la radioactivité résiduelle d'autres isotopes libérés par le coeur de la supernova ou plus vraisemblablement le rayonnement de l'étoile à neutrons (fluorescence) pourrait encore éclairer les parties intérieures du SNR durant quelques milliers d'années sinon davantage avant qu'il ne faiblisse et s'éteigne définitivement suite à la mort de l'étoile à neutrons.

Lors de l'explosion d'une supernova, le rayonnement des éjecta et de la nébuleuse résiduelle (SNR) s'étendent à travers tout le spectre électromagnétique, des ondes radios aux rayons X en passant par le spectre visible, IR et UV. SN 1987A (ci-dessus) et M1, la nébuleuse du Crabe (ci-dessous) étant proches et très brillantes, ce sont deux sujets privilégiés pour étudier le rayonnement et l'évolution stellaire. Documents CEA, coll.SAINTS (HST), ATNF, A.Ray et NASA/UIT adaptés par l'auteur.

15°. Survivance de la poussière

En 2016, des chercheurs ont découvert qu'en explosant, l'onde de choc de SN 1987A qui s'est propagée à plus de 9600 km/s n'avait pas pulvérisé toute la poussière environnante comme on le présumait mais qu'au contraire, celle-ci se reforma et s'aggloméra à nouveau rapidement après son passage.

Dans le cadre du programme international SOFIA du centre MSFC de la NASA, grâce à un télescope de 2.70 m FORECAST (Faint Object infraRed CAmera for the SOFIA Telescope) sensible à l'infrarouge moyen et lointain (MIR et FIR) à 11.1, 19.7 et 31.5 μm embarqué à bord d'un avion B747SP de la NASA, l'équipe de Mikako Matsuura de l'Université de Cardiff a découvert que la nébuleuse contenait 3 à 7 x 10^-4 M de poussière dans les anneaux entourant la cavité centrale contre 10^-5 M en théorie, soit 10 fois plus que prévu, confirmant les données enregistées cinq ans plus tôt par le télescope spatial Herschel à 70 μm. Les données indiquent que les grains de poussière peuvent se reformer ou croître rapidement, même après les dégâts catastrophiques causés par l'onde de choc, ce qui suggère que même s'il pourrait s'agir de la fin d'un chapitre du cycle de vie d'une étoile et de la poussière, ce n'est pas la fin de l'histoire.

A voir : Dust Survives Obliteration in Supernova 1987A - Animation

A Tour of Supernova 1987A, Chandra

A gauche, illustration de l'anneau de poussière de SN 1987A qui se reforma après le passage de l'onde de choc. Voici l'animation (GIF de 455 KB). Voir aussi la vidéo ci-dessus. A droite, arrêt sur image sur une simulation 3D de l'anneau intérieur basée sur les données rayons X de Chandra. Documents NASA/SOFIA/Symbolic Pictures/The Casadonte Group et K.Arcand et al. (2017).

Selon les chercheurs, la poussière détectée par SOFIA pourrait résulter soit d'une croissance importante des particules de poussière existantes, soit de la formation d'une nouvelle population de poussière. Ces nouvelles observations obligent les astronomes à réviser leurs connaissances sur l'évolution de l'environnement post-supernova. Ces résultats publiés dans les "MNRAS" en 2019 aideront les astronomes à résoudre le mystère entourant l'abondance de la poussière dans la Voie Lactée et en particulier les différences entre les modèles de destruction de la poussière et les observations.

16°. Découverte de l'étoile à neutrons

Qu'est devenu le reste de l'étoile ? Sanduleak subit littéralement une métamorphose en explosant et en soufflant son enveloppe gazeuse dans l'espace. Ce qui resta, le noyau neutronique subit à son tour une lente transformation en vertu des lois de la physique et entra en théorie dans le club restreint des étoiles à neutrons.

Comme le souligna Ian Shelton dans le webzine "ScienceNews" en 2017, comme ses collègues astrophysiciens il estimait qu'une étoile à neutrons est effectivement cachée au centre du rémanent, mais à l'époque aucune observation ne l'avait débusquée. On supposait qu'elle était trop faible pour être détectée. De toute façon, en éliminant le pulsar, le magnétar et le trou noir, on serait bien embarrassé d'imaginer un autre type d'astre.

Notons qu'un pulsar présente une structure similaire à celle d'une étoile à neutrons, à la seule différence qu'il est en rotation et magnétisé. Si Sanduleak présente peut-être une lente rotation sur elle-même comme bon nombre d'étoiles, elle n'est pas magnétisée et n'est donc pas accompagnée d'émissions électromagnétiques (radios). L'astre est inerte et se refroidit lentement; il se meurt.

Après 30 ans de recherche, grâce à la grande résolution angulaire d'ALMA (~80 mas), en 2019 Phil Cigan de l'Université de Cardiff et ses collègues annonçèrent dans "The Astrophysical Journal" avoir trouvé la trace de l'étoile à neutrons laissée par la supernova. Ils ont constaté que "la poussière et le gaz pourraient être à des températures plus élevées que le matériau environnant [...]. L'une des possibilités est qu'une source compacte fournit de la chaleur supplémentaire à cet endroit." Sur base de la distribution d'énergie dans l'infrarouge lointain obtenue par ALMA, l'étoile à neutrons se cache dans un nuage d'éjecta froid composé de poussière (CO, SiO, etc) porté à une température de 18 à 23 K.

Localisation de l'étoile à neutrons au coeur de SN 1987A (gauche) et de l'hypothétique PWN associée (droite). Voici une autre illustration de la PWN. Documents P.Cigan et al. (2019) et NuSTAR adaptés par l'auteur.

En utilisant les rendements de nucléosynthèse prédits comme limite supérieure, les chercheurs ont obtenu une masse de poussière d'éjecta comprise entre 0.2 et 0.4 M pour les grains de carbone ou de silicate avec un maximum < 0.7 M pour un mélange de différentes espèces de grains.

Comme illustré ci-dessus à droite, selon les chercheurs, il existerait dans le SNR une caractéristique compatible avec l'émission provenant d'une nébuleuse de vent de pulsar ou PWN (cf. les SNR). Mais à l'époque, ils n'ont pas approfondi le sujet.

17°. La PWN

Dans un article publié dans "The Astrophysical Journal Letters" en 2021 (en PDF sur arXiv), Emanuele Greco de l'Université de Palerme et ses collègues ont analysé les données enregistrées par les satellites X Chandra et NuSTAR entre 2012 et 2014 et ont constaté une augmentation du flux non thermique dans la bande 10-20 keV durant cette période en raison d'un rayonnement synchrotron émis par le SNR de Sanduleak.

Selon les auteurs, "en assumant que l'émission de la PWN est constante, l'augmentation du flux de rayons X dur est liée à l'émission thermique en constante augmentation résultant de l'interaction du reste avec la région HII."

Les éjecta absorbant fortement les rayonnements, le flux de l'hypothétique PWN est fortement réduit en dessous de 8 keV. Comme on le voit ci-dessous à gauche, dans la région centrale de 0.3" (dans le cercle noir), bien à l'intérieur de l'anneau d'émission X détecté par Chandra, l'émission de la PWN est ~4% plus faible que l'émission thermique.

A voir : Quick Look: Supernova 1987A Pulsar Wind Nebula, CXC

Images de SN 1987A enregistrées par les satellites X Chandra et NuSTAR. A gauche, l'émission entre 0.1-8 keV. Le cercle noir au centre indique la région de 0.3" où l'émission X est absorbée par les éjecta. Elle est 4% plus faible que l'émission thermique. A droite, l'image dans la bande 3-30 keV. Documents E.Greco et al. (2021).

Ceci dit, d'un point de vue purement statistique, si on supprime l'effet de l'absorption par les éjecta, il n'y a que 1% de différence entre l'intensité de l'émission d'une PWN et celle liée à l'accélération diffuse des chocs (DSA) dans les couches extérieures du SNR. Pour savoir quelle composante est la plus probable, Greco et ses collègues ont étudié chaque scénario.

Concernant la DSA, en tenant compte d'un champ magnétique standard (selon une étude publiée en 2018, le champ magnétique de SN 1987A est d'environ 0.002 G soit 50000 fois plus faible que celui d'un petit aimant pour frigo) et d'une vitesse des chocs de 2000 km/s, les auteurs ont calculé qu'il faudrait environ 390 ans pour accélérer les électrons émetteurs de rayons X jusqu'à l'énergie maximale observée, c'est-à-dire bien plus que l'âge de SN 1987A. En revanche, en se basant sur une simulation MHD, les auteurs estiment que "la PWN est la source d'émission synchrotron de rayons X durs la plus probable, même si le scénario DSA ne peut pas être exclu. De nouvelles études du flux X > 10 keV par NuSTAR devrait permettre d'exclure le scénario de la DSA si on observe une diminution des émissions X."

Enfin, étant donné l'expansion et la raréfaction rapides des éjecta, l'absorption des rayons X mous devrait s'affaiblir dans la source interne. À partir de leur simulation MHD, Greco et ses collègues estiment que "le PWN deviendra détectable par Chandra et/ou Lynx dans les années 2030, confirmant définitivement le scénario PWN" et les premiers indices relevés par Cigan et ses collègues.

En guise de conclusion

Bien qu'il reste encore des zones d'incertitudes et beaucoup de théories spéculatives, en validant les modèles théoriques des supernovae, les astrophysiciens ont pu confirmer la théorie du Big Bang, en particulier la théorie des particules élémentaires. En effet, l'explosion d'une supernova libérant une énergie colossale et une température de plusieurs milliards de degrés, nous nous retrouvons dans les mêmes conditions qu'une fraction de seconde après la naissance de l'Univers, il y a environ 13.77 milliards d'années.

Les modèles théoriques s'appliquant assez bien dans les faits, les astrophysiciens eurent la confirmation que leurs recherches ne sont pas vaines et que leurs modèles confinés dans les limbes de la connaissance théorique sont conformes à la réalité. Cette relation entre un savoir abstrait, symbolique, et le monde sensible est une notion fondamentale sur laquelle nous insisterons encore en d'autres circonstances et principalement dans le dossier consacré à la philosophie des sciences. Ce 23 février 1987 les astrophysiciens eurent la chance de pouvoir vérifier la validité de leurs lois. Rien qu'à ce titre le phénomène qui se produisit au-dessus de nos têtes était exceptionnel et méritait toute notre attention. Nous savons aujourd'hui que nous pouvons faire confiance à nos connaissances.

Pour plus d'informations

IAUS 331: Supernova 1987A thirty years later, Alak Ray, Nature, 2017

Twenty Years of Supernova 1987A (PDF), ESO, 2007

The Ten-Years Photometric Evolution of SN 1987A, N.B.Suntzeff/CTIO, arXiv, 1997

Improved analysis of SN1987A antineutrino events, G.Pagliaroli et al., arXiv, 2008

Supernova neutrinos, Oulu University

Supernova SN 1987A, AAVSO

The Open Supernova Catalog

Hubblesite archives.

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