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La diversité des étoiles

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. Documents AAO/David Malin

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 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

Les supernovae (en abrégé SN au singulier et SNe au pluriel) sont subdivisées en plusieurs 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. Ces deux types sont subdivisés[10] en types Ia, Iax, Ib, Ic, IIb, IIL, IIP et IIn en fonction de la masse de l’étoile, de la composition de son enveloppe, de sa température et du profil du pic de brillance.

- La supernova à effondrement par capture d'électrons (ECSN)

- La supernova à instabilité de paire (PISN)

- La supernova à instabilité de paire pulsationnelle (PPISN).

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.

Supernovae historiques

Depuis l'an 1000, six supernovae sont documentées dans les annales :

- L'étoile invitée SN 1006 alias PKS 1459-41 qui fut observée en Chine et au Japon en l'an 1006 et pendant deux ans, à l'origine du SNR (supernova remnant) SN 1006 (cf. P.F. Winkler, 2013). Il s'agit d'une supernova de Type Ia.

- L'étoile invitée SN 1054 alias CM Tauri qui atteignit la magnitude apparente de -3 ou -5 (plus brillante que Jupiter et peut-être de Vénus) qui fut observée en Chine, au Moyen-Orient et peut-être par les amérindiens Pueblos (cf. les SNR) en l'an 1054 à l'origine de la nébuleuse du Crabe, M1 et de la formation d'un pulsar. Il s'agit d'une supernova de Type ECSN.

- L'étoile invitée SN 1181 observée par les Chinois en 1181 qui atteignit probablement la magnitude apparente de -1. Jusqu'ici le SNR était associé à 3C58 mais cette radiosource s'avère beaucoup plus ancienne. Ce n'est qu'en 2021 que les astronomes associèrent le SNR de cette supernova avec la nébuleuse Pa30 et l'étoile de Parker située en son centre découvertes par l'astronome amateur Dana Patchick en 2013. L'onde de choc qu'on distingue en périphérie de la nébuleuse se propage à ~1100 km/s. La position indiquée dans les annales chinoises et japonaises correspond à 3.5° près à la position du SNR. La supernova du rare Type Iax résulte de la fusion de deux étoiles naines blanches d'un système binaire (cf. A.Ritter et al., 2021).

Images en fausses couleurs du SNR Pa30 avec, en son centre, l'étoile de Parker qui est le reste d'une supernova de Type Iax. C'est l'une des étoiles Wolf-Rayet les plus chaudes. En 2021, des astronomes ont associé ce SNR à la supernova SN 1181. En a., l'image prise par WISE à 11 microns (vert) et à 22 microns (rouge). En b., même image de WISE complétée par les données proches UV de GALEX et les contours X de XMM-Newton. En c., image optique prise par le télescope de 2.10 m du KPNO sous filtre [OIII] révélant l'enveloppe gazeuse diffuse. Documents A.Ritter et al. (2021).

- La "nova de Tycho" qui explosa en 1572 et brilla à la magnitude apparente de -4 (aussi brillante que Vénus) alias SN 1572 ou 3C10 (B Cassiopeiae). 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. Il s'agit d'une supernova de Type Ia.

- L'"étoile de Kepler" de 1604 alias SN 1604 ou 3C358 qui atteignit la magnitude apparente de -2.5 (aussi brillante que Jupiter). 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. On suppose que le reste stellaire de la naine blanche fut détruit au cours de l'explosion de la supernova de Type Ia.

- L'étoile Sanduleak, SN 1987A qui explosa en 1987 et atteignit la magnitude apparente de +2.9. C'est une supernova de Type II située dans le Grand Nuage de Magellan, ce qui explique sa magnitude apparente plus faible.

A gauche, enregistrement de "l'étoile invitée", SN 1054, dans les annales chinoises de Lidai Mingchen Zouyi (歷代名臣奏議) rédigées en 1414. Document extrait du Journal of Astronomical History and Heritage, 2006. Au centre, la nova de Tycho (SN 1572). Dessin extrait du livre "De nova stella" de Tycho Brahé publié en 1573. A droite, la nova de Kepler (SN 1604) marquée d'un "N" sur la cheville droite de l'Ophiuchus. Carte extraite du livre "De Stella Nova" (page 77) de Johannus Kepler publié en 1606.

Il faut ajouter deux supernovae mais qu'aucun observateur ne remarqua :

- Cassiopeia A alias 3C461 ou G111.7-2.1, un SNR résidu d'une supernova de Type II qui explosa en 1667 à ~11090 années-lumière. Il fut découvert en 1947.

- SNR G1.9+0.3, un SNR résidu d'une supernova de Type Ia situé dans le Sagittaire qui explosa vers 1858 à 27000 années-lumière. Il fut découvert en 1984 grâce au réseau radiointerférométrique Karl Jansky (ex-VLA).

Si on revient 2000 ans en arrière, il faut ajouter trois supernovae :

- la supernova de l'an 185 alias SN 185 observée en Chine et décrite dans les annales du "Hou Han-shu" qui relatent l'histoire des Han orientaux (25-220 de notre ère). Le SNR est probablement associé à RCW 86 (MSH 14-63) ou à RCW 89 (MSH 15-52). 

- SN 386 et SN 393 également observées par les Chinois. Le SNR de SN 393 est probablement associé à CTB 37A, CTB 37B ou RX J1713.7-3946 qui explosa vers l'an 393. Tous ces SNR sont des radiosources, des sources de rayons X et parfois de rayons gamma.

Notons qu'entre 1572 et 1667, soit en moins d'un siècle, trois supernovae explosèrent (SN 1572, SN 1604 et Cassiopeia A), ce qui est très rare.

Au total, 8 supernovae furent observées dans la Voie Lactée depuis l'an 1000 soit à peine une par siècle. Depuis 2000 ans, 11 supernovae explosèrent dans la Voie Lactée et le Grand Nuage de Magellan. Mais en réalité, sur base des derniers sondages et des modèles, le taux de formation est de 2 à 3 SNR dans la Galaxie par siècle. La majorité des supernovae galactiques n'ont donc pas été observées. Soit elles étaient trop pâles, soit elles étaient cachées derrière des nuages de poussières. On reviendra en détails sur les SNR.

Décrivons à présent en détails les caractéristiques des supernovae.

Classification des supernovae

C'est l'astronome américain d'origine allemande Rudolph Minkowski de l'observatoire du Mont Wilson en Californie, qui fut le premier en 1941 à reconnaître l'existence d'au moins 2 types différents de supernovae, celles qui présentaient des raies de l'hydrogène en émission dans leurs spectres (le Type II) et celles qui n'en présentaient pas (le Type I).

Ensuite, vers le milieu des années 1980, grâce à l'amélioration des instruments et de la qualité des données, cette classification s'est affinée. Les supernovae de type I ont été subdivisées en fonction de la présence ou de l'absence de silicium et d'hélium dans leurs spectres comme illustré ci-dessous.

Les versions simplifiée (gauche) et plus réaliste (droite) expliquant les relations entre les différents types de supernovae. En principe, les SNe IIn sont reliées aux SNe Ia mais ce n'est pas systématique car certains seraient des coeurs stellaires effondrés, d'où leur classement provisoirement séparé. Documents T.Lombry et M.Turatto et al., "1604-2004: Supernovae as Cosmological Lighthouses", 2004 (cf. ASP), adapté par l'auteur.

Les supernovae de Type I (SNe I)

Ces supernovae ne contiennent pas d'hydrogène dans leur enveloppe extérieure et présentent des raies du silicium à 615 nm. 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. 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

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 troisième distribution publiée en 2022 (Gaia DR3) contient des données sur ~1.7 milliard de sources (toutes ne sont peut-être pas des étoiles) de la Voie Lactée parmi d'autres données.

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 "The Astrophysical Journal" en 2018 (en PDF sur arXiv).

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 rémanents, 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 "The Astrophysical Journal" en 2018.

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

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 3C397 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 3C397 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.

Type Iax

Il s'agit d'un sous-groupe de supernova de Type Ia peu lumineuse qui se forme lorsqu'une étoile compacte accrète de la matière, en particulier lorsque de l'hélium s'accumule sur une naine blanche et la rend instable (cf. S.W. Jha, 2017). L'explosion ne détruit pas toujours le progéniteur, laissant un reste stellaire compact.

Scénario de formation d'une supernova de Type Iax.

Quant à l'étoile compagne, sous l'effet de l'explosion de la supernova soit elle est détruite soit en partie détruite (ses couches externes sont arrachées) et éjectée de son orbite.

Selon Saurabh W. Jha de l'Université de Rutgers, "Les SN Iax sont spectroscopiquement similaires à certaines SN Ia proches du maximum lumineux, mais sont uniques dans leurs spectres tardifs, qui ne deviennent jamais complètement nébulaires".

L'étoile progénétrice est généralement une naine blanche d'un système binaire qui accumule la matière de sa compagne. Il n'y a pas d'effondrement stellaire mais une coalescence, une fusion des deux étoiles.

Ce modèle fut prédit il y a des années mais ne fut prouvé qu'en 2021 grâce à l'émission transitoire radio de l'étoile VT J121001+495647 détectée par le réseau radiointerférométrique Karl Jansky. L'émission radio correspond à la collision des éjecta libérés par la supernova avec l'enveloppe dense de matériau potentiellement éjectée par l'interaction binaire au cours des siècles précédant l'explosion (cf. D.Z. Dong et al., 2021). On y reviendra page suivante.

Les SN Iax se produisant majoritairement dans les galaxies hôtes de type tardif, il s'agit d'une population relativement jeune.

Parmi les autres supernovae de Type Iax ou leurs restes, citons l'étoile de Parker, une Wolf-Rayet située au centre de la nébuleuse Pa30 (SN 1181), SN 2002cx et SN Iax 2012Z.

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 I et II.

Effondrement sans explosion

Dans une étude publiée dans "The Astrophysical Journal Letters" en 2020 (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 (SNe 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 des supernovae thermonucléaires de Type I, les SNe II explosent en raison de l'effondrement gravitationnel de leur noyau, d'où leur surnom de supernova à effondrement de coeur. Cette réaction génère en contrepartie une explosion d'ampleur littéralement astronomique. Leur pic lumineux atteint un magnitude absolue comprise entre environ -17 et -21.

Intrinsèquement, les SNe II sont deux fois plus pâles que les SNe 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.

Jusqu'en 2021, on avait classé l'étoile progénétrice de la nébuleuse du Crabe, M1, comme une supernova de Type II. De nouvelles études indiquent qu'il s'agit d'une ECSN, une supernova à effondrement par capture d'électrons. On y reviendra page suivante.

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 UVE 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 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 "The 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 montre 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.

Type IIn

Ce nouveau type de supernova fut proposé en 2002 mais cette sous-classe reste provisoire. Le "n" signifie narrow lines, c'est-à-dire "raies étroites".

Les SNe IIn se caractérisent par la présence de raies d'hydrogène en émission. Ces raies ont des profils similaires à celui des étoiles P Cygni et sont généralement très larges, indiquant que les éjecta présentent des vitesses d'expansion rapides.

On considère qu'on observe une SN IIn lorsque les éjecta interagissent avec l'enveloppe de matière circumstellaire (CSM) dense environnante. La lumière que nous voyons ne provient pas de la supernova elle-même, qui a disparu, mais de cette interaction. Comme illustré ci-dessous, la composante étroite des raies spectrales de l'hydrogène est produite par le gaz circumstellaire qui s'ionise lorsque le flash UV qui provoqua l'explosion de l'étoile produisit un choc dans le CSM. Les composantes des raies intermédiaires et larges sont produites par les éjecta de la supernova propulsés à grande vitesse et choqués suite à leur collision avec le CSM.

A gauche, le profil spectral de SN 2002ic (en bleu) comparé à celui d'autres supernovae de même type. A droite, localisation des émissions des raies larges et étroites de l'hydrogène dans une SN IIn. Documents J.L. Prieto et al. (2007) et T.Lombry.

En 1990, on observa plusieurs SNe II qui sont restées très lumineuses beaucoup plus longtemps que la normale et dont les raies de l'hydrogène semblaient différentes. Les raies avaient un vague profil P Cygni ou était inexistant, et affichaient à la place une composante étroite superposée sur une base beaucoup plus large. Ces supernovae furent provisoirement étiquetées de type "IIn" bien qu'il n'était certain que ces objets se forment tous de la même manière.

En 2002, la supernova SN 2002ic amena les astronomes à remettre en question la validité du Type SN IIn en tant que sous-classe des SN II. Au début de son activité, le spectre de SN 2002ic montrait clairement le profil d'une supernova de Type Ia à tous égards sauf un - il montrait une faible émission Hα. La détection de l'émission Hα dans les spectres des SN Ia était attendue comme une conséquence naturelle du modèle dégénéré unique actuellement privilégié pour ces objets. Dans ce modèle, le progéniteur évoluait dans un système binaire, soit une étoile post-AGB soit une naine blanche accrétant de la matière provenant d'un compagnon massif, un scénario qui impliquerait probablement de l'hydrogène (cf. L.Wang et al., 2004), mais la recherche de la raie Hα dans les spectres des SN Ia avait toujours été infructueuse jusqu'à cette découverte.

SN 2002ic a été classée comme SN Ia, mais au cours des semaines suivantes, à la grande surprise des astronomes, son spectre évolua vers celui d'une SN IIn ! En d'autres termes, si nous n'avions pas observé SN 2002ic dès son apparition, elle aurait été classée comme SN IIn et non comme SN Ia. Cela implique clairement que les SNe IIn ne sont pas nécessairement des SNe II, et qu'au moins une partie d'entre elles peut résulter de l'interaction des SNe Ia avec leur environnement. Concrètement, ce sont des SNe Ia qui explosent dans un nuage dense de gaz circumstellaire.

Ce CSM peut prendre la forme d'une coquille sphérique mais aussi celle d'un disque (un tore) comme on peut en observer dans certains SNR ou des nébuleuses planétaires bipolaires comme NGC 6302 présentée ci-dessous. Nous avons des exemples où la perte de masse s'est avérée très asymétrique. Par exemple, dans la nébuleuse pré-planétaire IRAS 16342-3814 expulsée par une étoile au stade post-AGB, le tore dense présente une masse de 0.1 M et une densité de 108/cm3. Une configuration similaire peut aussi se produire lors de l'évolution d'un système binaire conduisant à une explosion thermonucléaire.

A gauche, la nébuleuse planétaire bipolaire NGC 6302. A dorite, la nébuleuse pré-planétaire IRAS 16342-3814 (droite) et sa modélisation. Documents NASA/ESA/STScI et IRAS/DSS2/H.Imai et al. (2012).

Pour comprendre le profil du spectre de SN 2002ic et son évolution au cours du temps, il faut se pencher sur la nature du CSM qui l'entoure, une tâche qui s'avère difficile à comprendre, même en recourant à des modélisations car à ce jour il existe peu d'éléments comparatifs.

Lifan Wang du LBNL et ses collègues ont étudié le CSM de SN 2002ic (cf. L.Wang et al., 2004). Si le rayonnement de ce nuage de gaz résulte d'une interaction avec le vent stellaire, la luminosité de la raie Hα aurait été insuffisante et aurait diminué au cours du temps. Si le CSM était assez dense et choqué, il peut devenir radiatif et produire suffisamment d'émissions Hα pour correspondre aux observations. En revanche, le profil de la raie Hα à la limite du choc où la vitesse des éjecta atteint 11500 km/s serait trop large avec un sommet plat comparé au profil étroit de celle de SN 200ic.

La masse d'hydrogène nécessaire pour produire la luminosité de la raie Hα fut estimé à ~6 M, ce qui est trop élevé. En effet, la grande étendue radiale du CSM de SN 2002ic semble incompatible avec un modèle dans lequel l'hydrogène représente une enveloppe commune expulsée jusqu'à une distance d'environ 66 UA (cf. M.Livio et A.G. Riess, 2003).

L'arbre de décision décrivant le schéma de classification des spectres des SN IIn proposé par C.Ransome et al. (2021).

Nous avons expliqué qu'une nébuleuse planétaire résulte de l'éjection lente des couches supérieures d'une étoile arrivée en fin de vie; ce n'est pas un SNR. La phase de nébuleuse protoplanétaire ne dure que quelques centaines d'années. Cela peut expliquer la rareté des évènements tels que SN 2002ic mais soulève des questions sur la façon dont les SNe IIn évoluent durant cette phase. On peut aussi imaginer une structure évoluant à partir d'un système binaire bien que son phasage rester à préciser. En tout cas, le cas de SN 2002ic suggère qu'une SNe Ia peut se produire dans l'environnement d'un CSM.

Depuis, des dizaines d'autres SNe IIn ont été étudiées, montrant une évolution spectrale et photométrique presque identique dans le temps à SN 2002ic, indiquant que ces supernovae étaient peut-être aussi des SNe Ia. Cependant, d'autres SNe IIn présentent des caractéristiques différentes, et il se pourrait que ces objets soient associés à des supernovae à effondrement de cœur, c'est-à-dire des supernovae des Types Ib, Ic ou II (voir schéma plus haut).

Si une SN IIn provient à la fois d'un SN Ia et d'une supernova à effondrement de cœur, cela expliquerait pourquoi seules certaines SNe IIn sont des émetteurs radio alors que d'autres ne le sont pas. En effet, d'un part les SNe Ia ne présentent pas d'émission radio. Par conséquent, on s'attend à ce que les SNe IIn résultant de SN Ia ne présentent pas non plus d'émission radio. D'autre part, les supernovae à effondrement de cœur émettent aux longueurs d'ondes radio et donc on s'attend à ce que les SNe IIn associées à ces supernovae affichent également cette émission.

En résumé, la validité de la sous-classe SN IIn reste fragile car les astrophysiciens manquent d'observations. Davantage de données sont donc nécessaires avant que les astronomes puissent décider une fois pour toutes si ces objets doivent avoir leur propre classification. En 2021, la sous-classe IIn était toujours d'actualité et sera probablement définitivement établie.

Cependant, face aux confusions possibles, en 2021 Conor Ransome de l'Université John Moores de Liverpool et ses collègues ont revu le catalogue des SNe IIn jusqu'à z < 0.02 (cf. C.Ransome et al., 2021). Sur les 115 objets classés, il s'avéra que seuls 87 objets correspondaient effectivement à des SNe IIn, les autres étant mal classés. Les auteurs ont donc proposé un schéma de classification des SNe IIn présenté ci-dessus à gauche basé sur le profil H-alpha sachant qu'il n'est pas fortement affecté par l'inhomogénéité des SNe IIn.

L'émission de neutrinos

En 2022, des astrophysiciens et des physiciens ont annoncé la détection d'un neutrino extragalactique au cours de l'évènement AT20190fdr. Selon certains chercheurs, ce neutrino proviendrait d'un TDE (une perturbation par effet de marée d'un trou noir) qui se serait produit dans un AGN (cf. S.Reusch et al., 2022 et en PDF). Mais d'autres indices suggèrent qu'il fut émis par une supernova de Type IIn superlumineuse (cf. T.Pitik et al., 2022).

Schéma de l'évènement AT2019fdr après l'explosion de la supernova et la formation du trou noir. Voir le texte pour les explications. Document T.Pitik et al. (2022).

De façon générale, comment une supernova produit-elle des neutrinos ? Comme illustré à droite, ce schéma représente l'évènement AT2019fdr après l'explosion de la supernova, en supposant une symétrie sphérique, et la formation du trou noir stellaire (en noir au centre).

Le trou noir est entouré des éjecta de la supernova (région orange, les flèches bordeaux indiquant le sens de propagation du matériau éjecté) et d'une enveloppe de matière circumstellaire (CSM) dense (région jaune) qui s'étend jusqu'au bord extérieur marqué RCSM. La limite externe du CSM se situe à une distance de l'ordre de 50 à 100 UA du trou noir. Le dégradé de couleurs décrit le gradient de densité (des teintes les plus sombres aux plus claires à mesure que la densité diminue).

La ligne noire pointillée marque la position du rayon de brisure (Rbo), la distance où les photons initialement piégés sont libres de diffuser vers la photosphère. Il correspond au rayon d'éclatement du choc. La ligne indigo représente le choc avant qui se propage radialement vers l'extérieur. La ligne pointillée noire marque l'emplacement du rayon de décélération des éjecta (Rdec). Ce dernier est situé à des rayons inférieurs à RCSM pour une masse CSM relativement importante par rapport à la masse des éjecta (comme c'est le cas dans ce schéma) ou supérieurs à RCSM pour des éjecta très massifs et des CSM raréfiés.

Notons que lorsque le rapport des masses MCSM/Mejecta est extrêmement élevé, il est possible que Rdec < Rbo.

L'interaction de l'éjecta stellaire avec le CSM conduit à la formation d'un choc vers l'avant (se propageant dans le CSM) et d'un choc inverse (se propageant vers l'arrière, dans l'éjecta stellaire). Ces deux chocs, avant et arrière, pourraient en théorie contribuer à l'émission de neutrinos. En effet, des collisions inélastiques proton-proton entre les protons relativistes accélérés par le choc direct et les protons froids du milieu circumstellaire pourraient produire des neutrinos.

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".

Dans un article publié dans la "Physical Review D" en 2010 (en PDF sur arXiv), Jason Norhaus du College de Darmouth et ses collègues ont présenté les résultats de simulations de l'explosion d'une supernova illustrée ci-dessous (l'une des rares disponibles à ce jour avec ce niveau de détails). Ils ont montré que 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 proposées 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.

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. 

Images X prises par Chandra et ROSAT entre 0.5-2.1 keV de six résidus de supernovae (SNR) contenant autant d'étoiles 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 le sens 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).

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 "The Astrophysical Journal" en 2017 (en PDF sur arXiv), 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 2018 (en PDF sur arXiv).

Comme on le voit ci-dessous, 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 un jet de titane en sens opposé. De plus, seulement 20% du titane (en bleu) 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 propulsée 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 titane-44 par nucléosynthèse dans certains 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 positif. 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 "The 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.

Les trois autres types de supernovae (ECSN, PISN et PPISN) étant plus rares, nous les décrirons page suivante.

L'explosion annoncée de Bételgeuse

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.

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

Dans un article publié dans "The 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 tout cas elle reflètera la structure respectivement sous-dense ou surdense de la région émettrice proche de la photosphère de l'étoile.

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.

L'explosion annoncée de Bételgeuse peut-elle mettre en péril la vie sur Terre ? Il existe effectivement un risque que les éjecta émis par la supernova atteignent le système solaire et que les rayons cosmiques les plus énergétiques, y compris les rayons gamma aient des effets délétères sur les organismes vivants. Ca c'est le scénario théorique brut mais il ne vaut pas mieux qu'une boule de cristal car à ce jour, aucune étude ne permet de chiffrer ce risque. En effet, si on peut estimer - ou plutôt approximer car il reste beaucoup de paramètres libres - sur base de simulations le spectre des rayonnements émis par cette supernova, on ignore le spectre d'énergie des rayonnements qui arriveraient au niveau de la tropopause et par conséquent quel risque encourra l'humanité à cette époque, si elle existe encore. Tout ce que l'on sait, c'est que Bételgeuse est située dans la zone critique où les effets de la supernova peuvent encore être ressentis. Avec quelle intensité et quels effets ? Sauf progrès scientifiques majeurs, ce dont on peut espérer, nos descendants ne connaîtront peut-être la réponse que le jour fatidique.

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 ~300 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 conduisant 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 survenue il a 1.6 million d'années. Mieux vaut donc ne pas en faire l'expérience !

Illustration d'une supernova explosant à 500 années-lumière du système solaire. Ses éjecta sous forme de rayons cosmiques, gamma et de radioisotopes notamment vont impacter durablement l'environnement terrestre. Document T.Lombry.

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. On y reviendra.

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. Ce qui veut dire que Bételgeuse représente une menace potentielle. A quel point ? Nul ne le sait. 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 par nucléosynthèse (on non par le processus r) mais qui n'est libéré dans l'espace qu'à travers les supernovae de Type II.

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, les équipes de Breitschwerd et de Wallner avaient déjà trouvé des traces de fer-60 remontant respectivement à ~2.2 et ~2.6 millions d'années et peut-être une autre trace remontant entre 6 et 9 millions d'années, suggérant que la Terre a traversé plusieurs fois les nuages faiblement radioactifs des retombées de supernovae situées entre 150 et 300 années-lumière de distance. La supernova qui explosa il y a ~2.6 millions d'années proviendrait de l'Association Scorpion-Centaure composée d'étoiles massives OB. On reviendra sur les sources de contamination à propos du processus r.

A voir : A Bubbly Origin for Stars Around the Sun, CfA, 2022

A gauche, illustration de la Bulle Locale large de ~1000 années-lumière. A droite, la cartographie de sa région centrale. La Bulle Locale contient un plasma chaud ténu qui rayonne en rayons X et qui résulte de l'explosion d'une quinzaine de supernovae survenues au cours des 14 derniers millions d'années, la plus récente remontant à ~2.6 millions d'années. Documents C.Zucker et al./CfA (2022) et D.R. adapté par l'auteur.

Depuis quelques milliers d'années, le système solaire se déplace à travers un nuage dense de gaz et de poussière appelé le Nuage Local qui se trouve au coeur de la Bulle Locale dans laquelle le Soleil serait entré il y a 5 millions d'années. (cf. Le Nuage Local et la Bulle Locale). Cette bulle de 1000 années-lumière de diamètre est une région vide dans laquelle la densité d'hydrogène est de seulement ~5% par rapport à la région extérieure. Ce gaz est composé d'un plasma chaud (de l'ordre du million de degrés) qui émet des rayons X (cf. H.A. Abt, 2015). Cette région abrite également quelques unes des étoiles proches dont Sirius, Véga, Aldébaran et Arcturus ainsi que la nébuleuse Gum, un autre rémanent de supernova.

Abt nota qu'il n'y a pas de pulsars évidents résultant de supernovae ayant pu créer ces cavités. Mais comme l'avaient découvert Welsh et Lallement en 2008, "la bulle contient 5 étoiles B le long de son périmètre qui présentent des ions OVI et CII formés à haute température, confirmant la température interstellaire élevée". C'est un indice en faveur d'un rayonnement cosmique intense pouvant provenir d'une supernova. Si c'est le cas, ces cavités devraient contenir du fer-60.

Wallner et ses collègues ont donc décidé de rechercher cet isotope dans des sédiments terrestres récents. Et effectivement, ils ont découvert du fer-60 dans les sédiments à des niveaux extrêmement faibles - 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.

D'autres études ont suggéré que le fer-60 piégé dans les particules de poussière pourrait rebondir dans le milieu interstellaire. Dans ce cas, le fer-60 pourrait provenir d'explosions de supernovae plus anciennes, et ce que nous mesurons est une sorte d'écho.

Plus précisément, selon l'astrophysicien émérite Helmut Abt de l'Oservatoire National du Kitt Peak, cette région contient trois cavités. Grâce à l'analyse spectrale des jeunes étoiles O et A résidantes dans cette région, Abt détermina l'âge de ces cavités (cf. H.Abt, 2011). Il y a la cavité centrale où se trouve le Soleil qui aurait été formée par une supernova il y a 160 millions d'années. Vers l'extérieur, il y a la cavité contenant les Pléiades qui aurait été formée par une supernova il y a environ 50 millions d'années. Enfin, il y a l'extension vers le centre galactique qui aurait été formée par une supernova il y a 4 millions d'années. Une dizaine d'autres supernovae sont à l'origine des nurseries stellaires et de certaines nuages moléculaires denses proches. Au total, sur base des données de Gaia, en 2022 les astronomes ont estimé qu'une quinzaine de supermovae ont créé la Bulle Locale au cours des derniers 14 millions d'années (cf. C.Zucker et al., 2022).

Nous verrons à propos de la formation du système solaire, qu'en analysant la composition isotopique de la météorite d'Hypatia, des géologues ont apporté la preuve qu'au moins une supernova explosa à proximité du système solaire peu avant sa formation.

A propos des rayons cosmiques et 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 UVE).

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 !

On peut assister au même phénomène avec les rayons cosmiques émis par une supernova. Lorsqu'ils atteignent la Terre, au lieu de disperser leur énergie à des altitudes comprises entre 48 et 32 km, ils dispersent la plus grande partie à environ 11 km d'altitude, au niveau de la tropopause, ce qui accentue l'ionisation jusqu'au sol. Or c'est dans la troposphère que résident 75% de la masse de l'atmosphère. Ces conditions sont heureusement exceptionnellement rares et à ce jour il n'y a jamais eu d'effet sur la couche d'ozone que l'on aurait pu associer à une supernova.

Mais rassurez-vous. Sachant que l'une des sources les plus proches de rayons cosmiques ou gamma 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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