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La diversité des étoiles

Les supernovae (IV)

La phase de supernova constitue une évolution fatale dans la vie des étoiles massives. Le phénomène s'apparente à celui des novae mais l'éclat de l'étoile devient beaucoup plus intense, jusqu'à 15 magnitudes dans le spectre visible ! Environ 50 supernovae explosent dans notre Galaxie chaque année mais la plupart demeurent invisibles, cachées derrière les nuages de poussières qui dessinent la Voie Lactée.

Nous avons eu la chance en 1987 d'assister en direct à l'explosion d'une telle étoile, Sanduleak -69°202, devenue SN1987A. 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]. 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 !

A consulter : L'histoire de Sanduleak

ou comment naît une supernova

SN1987A pendant et après son explosion en mars et avril 1987. Elle passa de la magnitude 12 à 2.9 en quelques dizaines d'heures puis perdit progressivement plus de 10 magnitudes. Document AAO/David Malin.

Les différents types de supernovae

Les supernovae sont subdivisées en deux classes en fonction de leur constitution, le Type I et le Type II caractérisées respectivement par l'absence et la présence d'hydrogène dans leur atmosphère (leur spectre). Ces deux classes sont elles-mêmes subdivisées[10] en fonction de la masse de l’étoile, de la composition de son enveloppe et de sa température en types Ia, Ib, Ic, IIP, IIL et IIb. Seule une étude spectroscopique des raies d'émission permet de déterminer à quel type appartient une supernova :

- Le Type I : Ces supernovae ne contiennent pas d'hydrogène dans leur enveloppe extérieure et présentent des raies du silicium. Elles dérivent en général de progénétrices géantes peu massives (< 3 M) qui explosent dans une réaction thermonucléaire au cours de laquelle le noyau stellaire dégénère en matière neutronique.

Les supernovae de Type Ia (SNe Ia) apparaissant dans des systèmes binaires associés à des étoiles naines qui finissent par "siphoner" la matière de leur compagnon au point de devenir instable (la limite de Chandrasekhar est franchie) et exploser. Leur explosion libère quelque 1051 ergs d'énergie pour une magnitude absolue d'environ -19.5. 

Notons que ce sont notamment ces étoiles qui servent de "chandelles standards" aux astrophysiciens pour déterminer la constante de Hubble.

Les supernovae de Type Ib et Ic sont similaires au Type II. Le Type Ib n'affiche pas les raies du silicium mais celles de l'hélium tandis que le Type Ic n'affiche ni les raies du silicium ni de l'hélium mais les raies de l'oxygène. Elles parviennent au stade d'étoile géante au cours de laquelle elles perdent leur enveloppe d'hydrogène à travers soit un vent corpusculaire intense soit au profit d'un compagnon binaire. Elles peuvent dépasser 50 M. Comme le Type II, l'explosion est déclenchée par l'effondrement du coeur de fer. Mais contrairement au Type II, au moment de l'explosion leur éclat diminue de façon régulier. 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 II : se sont des supernovae massives dont les progénitrices sont des supergéantes d’au moins 20 M sur la Séquence principale, riches en hydrogène et présentant des raies de l'hélium.

Le Type IIb affiche une prédominance des raies de l'hélium. Le noyau de ces supernovae implose suite à l'effondrement des couches supérieures. A mesure que les réactions thermonucléaires 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. L'étoile de Sanduleak appartient à cette catégorie. Intrinsèquement, les supernovae de Type II sont deux fois plus pâles que les supernovae de Type I. Elles se concentrent particulièrement dans les bras des galaxies spirales, des régions fortement chargées de poussières où nous trouvons de nombreuses étoiles jeunes et massives.

Mentionnons à part les magnétars car ils n'obéissent pas aux modèles des supernovae  mais peuvent malgré tout devenir jusqu'à 200 fois plus puissants qu'une supernova. On y reviendra.

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. Ainsi, 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.

Les neutrinos pris en défaut

L’explosion de SN1987A a permis pour la première fois aux astronomes d’assister en direct à la naissance d’une étoile neutron. L’enveloppe de l’étoile était perméable aux neutrinos cela permit aux physiciens d’établir un diagnostic de la physique de son noyau.

Séquence de détection des neutrinos durant l'explosion de la supernova SN1987A. 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.

Pour détecter les neutrinos les physiciens ont réfléchi sur les méthodes à utiliser tant sur un plan technique que statistique. 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 baptisé l'effet Cerenkov. Cet anneau est émis dans une direction bien précise, déterminée par la vitesse 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 SN1987A a permis d'observer plusieurs anneaux de Cerenkov (schéma de gauche), seule signature de leur passage et d'en déduire les propriétés des neutrinos à l'origine de ce phénomène extrêmement rare. Les images ci-dessus représentent la cuve de Kamiokande en cours de construction et à moitié remplie d'eau. Documents T.Lombry et Kamiokande/U.Tokyo.

Lors de l'explosion de SN1987A les premiers neutrinos émis par la supernova furent détectés le 23 février 1987 à 7h35m45s T.U. par le détecteur Kamiokande II installé dans une mine de zinc au Japon, par l’IMB installé à Cleveland aux Etats-Unis[11] et en Russie (SAGE). En 13 secondes, deux paquets de 11 et 8 neutrinos furent détectés 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 scénarios plus exotiques encore.

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[12]. 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.

Prochain chapitre

Les résidus de supernovae

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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.

[11] K.Hirata et al.,Physical Review Letters, 58, 1987, p1490 - R.Bionta et al., Physical Review Letters, 58, 1987, p1494 - W.Haxton et W.Johnson, Nature, 333, 1988, p325.

[12] J.Steinberger, Science, 259, 1993, p1872.


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