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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 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]. 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 pas irradié par son rayonnement comme cela aurait été le cas si la supernona avait explosé à proximité du Soleil. Nous verrons à propos de l'extinctions des dinosaures et des changements dans la biodiversité qui eurent lieu voici plusieurs millions d'années 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

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. Document AAO/David Malin.

Les supernovae (SNe en abrégé) sont subdivisées en deux 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 (leur spectre). Ces deux types sont eux-mêmes subdivisés[10] en fonction de la masse de l’étoile, de la composition de son enveloppe, de sa température et du profil du pic de brillance en types Ia, Ib, Ic, IIb, IIL et IIP. 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.

Les supernovae de 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 peu massives (une naine blanche dont la masse < 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 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 supernova SN 2011fe qui explosa dans la galaxie M101 de la Grande Ourse située à 21 millions d'années-lumière était de Type Ia. Elle atteignit la magnitude visuelle 9.9. Voici une photo prise par Scott Rosen en 2012 où la supernova était retombée à la magnitude 13.7. Document B.J.Fulton/LCO/GTN.

La différence entre une SNe Ia et une SNe II dépend selon que l'étoile a pu ou non retenir ses couches extérieures d'hydrogène et d'hélium avant d'exploser.

Étant donné que ces étoile sont peu massives et ne peuvent donc pas exploser d'elles-mêmes, ces supernovae apparaissent dans des systèmes binaires associés à des étoiles naines. On pensait au début que les deux étoiles entraient en collision, d'où l'explosion qui en résultait. Mais après de longues études, il s'avère vraisemblablement que l'une des étoiles accrète la matière de son compagnon mais celui-ci n'entre jamais en collision avec elle. L'augmentation de masse finit par rendre l'étoile principale instable (la limite de Chandrasekhar de 1.44 M 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 ou 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 deuxième distribution publiée en 2018 (Gaia DR2) contient des données sur ~1.7 milliard de sources (toutes ne sont peut-être pas des étoiles) de la Voie Lactée et des galaxies proches.

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 l'"Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv) en 2018.

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 dans les prochaines années. Selon Shen, la probabilité que les astronomes découvrent d'autres étoiles de ce type est de 25%. La chance serait donc avec eux.

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.

La "nova de Tycho" qui explosa en 1572 et donna naissance au SNR de Tycho SN 1572 alias 3C10 (ou B Cassiopeiae) ainsi que l'"étoile de Kepler" qui donna naissance au SNR SN 1604 étaient des supernovae de Type Ia qui explosèrent dans la Voie Lactée à une génération d'intervalle, ce qui est très rare.

Dans les deux cas, le reste stellaire de la naine blanche n'a pas été découvert et fut probablement détruit au cours de l'explosion. En revanche, dans le cas de SN 1572, 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. Dans le cas de SN 1604, 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 avait été 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.

Type Ib et Type Ic

Ces supernovae sont similaires au Type II, 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 régulier.

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 II et I.

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

Schéma expliquant les relations entre les différents types de supernovae. Document M.Turrato (2003) adapté par l'auteur.

Les supernovae de Type 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 du Type I, les SNe II explosent en raison de l'effondrement gravitationnel de leur noyau, qui en réaction génère une explosion d'ampleur littéralement astronomique. Leur pic lumineux atteint un magnitude absolue comprise entre environ -17 et -21. 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.

La supernova de l'an 1054 qui donna naissance à la nébuleuse du Crabe, M1, était de Type II mais 10 fois moins brillante qu'une SNe II typique (Mabs -19.7 contre -22.1 pour SN 2008fz).

Au cours de l'effondrement de l'étoile et juste avant l'explosion, trois phénomènes se produisent :

- son coeur se transforme en étoiles 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 EUV 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. l'étude de l'équipe de Daniel Kasey, 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 (SNR) 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 en 2017 dans l'"Astrophysical Journal", 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 montra 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.

Enfin, 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.

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". Selon les simulations conduites par Jason Norhaus du College de Darmouth (en PDF sur arXiv) et ses collègues en 2010 présentées ci-dessous (l'une des rares disponibles à ce jour avec ce niveau de détails), 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 proposés 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. 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.

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

Dans une étude publiée en 2017 dans l'"Astrophysical Journal" (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 en 2018 dans la revue "Space Science Reviews" (en PDF sur arXiv).

Comme on le voit ci-dessus à droite, 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 d'un jet de Ti-44 en sens opposé. De plus, seulement 20% du Ti-44 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 Ti-44 a été propulsée dans la ligne de visée avec une vitesse variant entre 1100 et 5700km/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 Ti-44 par nucléosynthèse dans certaines 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 (Z>0). 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 en 2018 dans l'"Astrophysical Journal" par Satoru Katsuda de l'Université de Saitama et ses collègues et 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 à la direction 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.

Prochain chapitre

Les supernovae extagalactiques

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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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