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La diversité des étoiles

SN 1993J dans la galaxie M81 photographiée le 14 avril 1993 soit deux semaines après sa découverte. Le compagnon de la supernova a survécu. Photo LRGB prise par T.Lombry au foyer d'un Celestron C8.

Les supernovae extragalactiques (V)

Comme on le voit sur les photos ci-dessous, lorsqu'une supernova apparaît dans une galaxie extérieure, elle peut parfois atteindre la magnitude du noyau galactique, totalisant à elle seule la luminosité d'un milliard d'étoiles ! Malheureusement, nous pouvons scruter le ciel durant des siècles pour avoir la chance d'en observer une seule à l'oeil nu. En fait ce n'est jamais arrivé si on exclut SN 1987A située dans le Grand Nuage de Magellan.

En moyenne, chaque semaine une supernova explose dans une galaxie, du moins parmi celles facilement accessibles aux télescopes. En effet, si on pousse les plus grands télescopes jusqu'aux limites de leurs performances en terme de sensibilité, bande passante et de résolution, il est toujours possible de découvrir des supernovae extragalactiques dans les coins les plus reculés de l'univers sur des images dont le champ couvre une fraction de seconde d'arc ou en profitant de l'effet amplificateur des lentilles gravitationnelles. C'est notamment le cas lorsque les astronomes braquent le Télescope Spatial Hubble vers des amas de galaxies lointains comme MACS J1149.6+2223 (voir plus bas).

Il est très rare qu'une supernova extragalactique descende sous la magnitude apparente +12. La supernova SN 1994D atteignit la magnitude 11.8, de même que SN 1998BU. Il arrive parfois qu'une supernova extragalactique soit 5 plus brillante. En 1993, on put observer la supernova SN 1993J dans la galaxie M81 de la Grande Ourse située à 7 millions d'années-lumière comme on le voit à droite qui atteignit la magnitude +9.91 en bande U (cf. les courbes lumineuses). Sur la photo elle est de magnitude apparente ~10.5. Pour fixer les magnitudes, l'étoile double située au bas de l'image est de magnitude 9, celles situées à sa droite et à l'extrême droite sont de magnitude ~10.5.

Selon une étude publiée par l'équipe de Ji-Feng Liu de l'Université de Michigan dans "The Astrophysical Journal" en 2003, cette supernova fut accompagnée d'un écho lumineux découvert plus de 8 ans après l'explosion qui se propagea jusqu'à plus de 717 années-lumière de distance et dont la surface de brillance était 1000 fois plus dense que la poussière présente dans le milieu interstellaire.

SN 1995BW (jaune) et SN 1997W (bleue) dans la galaxie NGC 664 située à 242 millions d'années-lumière photographiée le 1 février 1997 par Carl Hergenrother.

SN 1994D (en dessous à gauche) dans la galaxie NGC 4526 située à 46 millions d'années-lumière photographiée par le HST.

SN 2011FE dans la galaxie M101 photographiée par B.J.Fulton/LCO/GTN. Voici une photo prise par Scott Rosen en 2012 où la supernova était retombée à la magnitude 13.

Ci-dessus à gauche, SN 1998BU dans la galaxie M96 (NGC 3368) photographiée le 27 mai 1998 au CTIO. Au centre, SN 2000CJ (en turquoise) dans la galaxie NGC 6753 photographiée par Nick Suntzeff. A droite, SN 2009IP dans la galaxie NGC 7259. Document Morgan Fraser.

SN 1993J qui apparut dans la galaxier M81 de la Grande Ourse fut la deuxième plus brillante SNe de Type II depuis l'explosion de SN 1987A et fut considérée comme la supernova la plus brillante observée dans l'hémisphère nord depuis 1937.

Cette étoile était une supergéante rouge dont 10% de la masse fut accrétée par une petite étoile bleue. Ce processus dura plus de 250 ans et affecta l'explosion de la supernova qui fut l'une des plus particulières observées à ce jour. Son compagnon bleu a survécu au cataclysme et comme le montre cette photo, il fut identifié telle une étoile très faible sur les images prises par le Télescope Spatial Hubble.

Notons qu'une analyse de la structure radioélectrique de la coquille éjectée par SN 1993J fut publiée dans la revue "Nature" en 1995 et les membres du département de radioastronomie de l'Université de Valence publièrent en 2007 une vidéo montrant l'expansion du SNR enregistrée à 8.4 GHz (36 mm de longueur d'onde).

Une vue générale et des gros-plans de l'amas de galaxies MACS J1149.6+2223 situé à 5 milliards d’années-lumière (z = 0.542) réalisés par le Télescope Spatial Hubble en optique et IR étendant la bande passante entre 4350-16000 Å. A gauche, grâce à l'effet d'une lentille gravitationnelle amplifiant 2000 fois la lumière des étoiles, on y découvrit en 2014 une supernova dénommée SN Refsdal située à 9.3 milliards d'années-lumière (z = 1.489) formant 5 images (S1 à S4 et SX). Son éclat est amplifié 20 fois. Au centre, en 2015 on y découvrit l'image d'une autre supernova et à cette occasion l'étoile la plus lointaine, une géante bleue nommée "Icarus". Voici la photo sans légendes. A droite, en 1998 on avait déjà observé une supernova (SN 1998) dans la petite galaxie décentrée. En fait toutes ces supernovae sont en réalité les "reflets" d'une même supernova. Documents NASA/ESA/STScI, C.Griullo et al. (2018), NASA/ESA/STScI et NASA/ESA/STScI, S.Rodney/JHU, Frontiers SN team.

Nous savons que les supernovae servent d'échelle de distance et offrent parfois des opportunités exceptionnelles pour mesurer les paramètres cosmologiques. Comme on le voit ci-dessus, grâce au Télescope Spatial Hubble, en 1998 les astronomes ont découvert une supernova dans l'amas de galaxies MACS J1149.6+2223 situé à 5 milliards d’années-lumière (z = 0.542). Puis en analysant de nouvelles images, en 2014 ils découvrirent une supernova dénommée "Refsdal" dont l'image était dupliquée 4 fois suite à l'effet d'une puissance lentille gravitationnelle formée par la galaxie située à l'avant-plan (entre les 4 images S1-S4). L'analyse de la distorsion gravitationnelle permit en 2015 de découvrir à proximité une 5e image (SX) de la supernova. En réalité comme l'explique le Centre d'Information de l'ESA, toutes ces supernovae n'en forment qu'une dont les images multiples évoluent en fonction des fluctuations de la densité de matière le long de la ligne de visée.

Du fait que ces images multiples sont relativement éloignées les unes des autres et très brillantes, l'analyse de leur distribution et leur confrontation aux modèles cosmologiques a permis aux astronomes de contraindre les paramètres cosmologiques, complétant les données précédentes. Sur base du modèle ΛCDM, les chercheurs ont estimé la constante de Hubble Ho = 70.4 km/s/Mpc à 1 ou 2% près (mais un niveau de confiance de 1σ seulement soit 84.13%), soit 4% inférieure à celle obtenue par Reiss grâce aux données de Gaia. Le paramètre de densité de la matière Ωm = 0.31 à 6% près, une valeur en accord avec les précédentes estimations.

A consulter : Latest supernovae - ASA-SN - ISN

A gauche et au centre, une supernova détectée en 2001 par le Télescope Spatial Hubble à une distance de plusieurs milliards d'années-lumière. Son analyse permit de mettre en évidence l'effet de l'énergie sombre et de contraindre les modèles cosmologiques. A droite, illustration artistique de l'interaction d'une binaire avant que l'étoile géante explose en supernova en 1993 (1993J). On estime qu'il s'agit d'une SN IIb mais elle présentait des variations lumineuses typiques d'une SN Ib. Documents NASA/ESA/STScI et ESA/Justyn R. Maund/U.Cambridge).

Si plusieurs supernovae furent particulièrement brillantes, actuellement la supernova la plus lumineuse est SN 2015L alias ASASSN-15lh (voir plus bas) qui atteignit la magnitude absolue de -23.5 (contre -27 pour le Soleil), suivie par SN 2005ap qui atteignit la magnitude absolue de -22.7.

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

Comme expliqué page précédente, jusqu'à présent il n'existait que deux types de supernovae : la supernova thermonucléaire (Type Ia) et la supernova à effondrement de coeur (Type II).

En 1980, l'astrophysicien Shigeki Miyaji de l'Université de Tokyo et ses collègues ont soupçonné l'existence d'un troisième type de supernova appelé la supernova à effondrement par capture d'électrons, ECSN en abrégé (electron-capture supernova), mais il manquait une nouvelle observation pour le confirmer.

En mars 2018, le chasseur de supernovae amateur Koichi Itagaki, un entrepreneur résidant à Tepp-cho, dans la préfecture de Yamagata, au Japon, découvrit la supernova SN 2018zd dans la galaxie spirale NGC 2146 située à environ 31 millions d'années-lumière dans la constellation de la Girafe (Camelopardalis). Elle s'ajoute aux 105 supernovae, aux 3 astéroïdes et aux 3 comètes qu'il a déja découverts (2021).

L'astrophysicien Daichi Hiramatsu de l'Observatoire de Las Cumbres (LCO) en Californie et ses collègues ont découvert que SN 2018zd correspond exactement au modèle des supernovae à effondrement par capture d'électrons. Les résultats de leurs travaux furent publiés dans la revue "Nature Astronomy" en 2021. Lire aussi l'article de Jujia Zhang et ses collègues publié en 2020 sur arXiv.

Fait intéressant, SN 2018zd présente des similitudes avec la supernova de l'an 1054 qui donna naissance à la nébuleuse du Crabe, M1, un SNR (supernova remnant).

Jusqu'à la découverte de SN 2018zd, la supernova de l'an 1054 était classée parmi les SNe II mais au moment de son explosion elle était 10 fois moins brillante qu'une SN II typique (Mabs -19.7 contre -22.1 pour SN 2008fz) et elle resta visible en plein jour durant 23 jours et durant la nuit pendant 2 ans. Ses caractéristiques rappellent celles de SN 2018zd.

La nébuleuse du Crabe est relativement plus brillante que ce que prédit le modèle des SNe II. L'explication serait que sa luminosité a probablement augmenté suite aux collisions entre les éjecta et la matière expulsée par l'étoile progénitrice, un phénomène qu'on retrouve exactement dans SN 2018zd.

Selon les calculs des astrophysiciens, ce type de supernova ne concerne qu'un nombre restreint d'étoiles, des super-AGB dont la masse sur la Séquence principale varie entre environ 8 et 10 M. Ces étoiles sont parvenues à un stade intermédiaire entre l'évolution des naines blanches et l'effondrement explosif des étoiles à neutrons (qui peuvent se transformer en trou noir). 

Parmi les particularités qui les différencient des autres progénitrices de supernovae, les étoiles super-AGB ont déjà perdu une grande partie de leur enveloppe sous forme de vent stellaire et de poussières et présente par conséquent une composition chimique particulière. De plus, dans ces conditions la capture d'électrons est plus faible que dans une supernova de Type II et génère des éjecta contenant moins d'éléments radioactifs au profit d'éléments plus lourds (plus riches en neutrons).

A gauche, la supernova SN 2018zd apparue dans la galaxie spirale NGC 2146. Elle fut découverte par l'amateur japonais Koichi Itagaki en mars 2018. Voici une autre image prise par le Télescope Spatial Hubble. A droite, l'état du noyau d'une étoile super-AGB de 8 à 10 masses solaires juste avant son explosion en supernova ECSN. Document NASA/STScI/ J.DePasquale/Las Cumbres Observatory et S.Wilkinson/LCO adapté par l'auteur.

Comme illustré ci-dessus à droite, le noyau des étoiles super-AGB résiste à l'effondrement grâce à la pression générée par les électrons ou pression thermique (la même que celle régnant dans un gaz chaud). Lorsque le noyau devient suffisamment dense, les atomes de néon et de magnésium commencent à capturer des électrons libres qui sont responsables de la pression maintenant la stabilité du noyau de l'étoile.

Comme le montre le schéma, certains protons des noyaux de néon et de magnésium se transforment en neutrons en émettant un neutrino. Ensuite le magnésium-24 se transforme en sodium-24 qui se transforme à son tour en néon-24 par capture d'électrons, tandis que le néon-20 se transforme en fluor-20 puis en oxygène-20.

Du fait que des électrons sont absorbés, la pression électronique diminue soudainement, provoquant l'effondrement des régions internes de l'étoile. Le milieu présente une pression de dégénérescence ou pression de Fermi où apparaissent des effets quantiques. Le coeur se transforme en soupe de neutrons - c'est la future étoile à neutrons - tandis qu'en réaction, les régions externes explosent, donnant naissance à une supernova.

La destinée précise des étoiles super-AGB dépend des taux de capture des électrons et de la quantité d'oxygène-20 formé. Elles peuvent soit former des SNe II soit des ECSNe. Dans les deux cas il peut rester un coeur résiduel qui pour les ECSNe est un étoile à neutrons de faible masse (~1.25 M) présentant un faible taux de rotation et une faible impulsion (kick). On devrait donc la retrouver assez facilement à proximité du centre de SN 2018zd. Dans les autres cas le résidu stellaire est une naine blanche à coeur d'oxygène-néon (cf. J.J. Eldridge et C.A. Tout, 2004).

Selon Alexei V. Filippenko, professeur d'astronomie à l'Université de Californie à Berkeley et coauteur de cette étude, "C'est le cas le plus connu d'une catégorie intéressante de supernovae qui se situe entre la plage de masse de la naine blanche qui explose et le noyau de fer d'une étoile massive qui s'effondre puis rebondit et conduit à une explosion. Cette étude améliore considérablement notre compréhension des étapes finales de l'évolution stellaire."

Ken'ichi Nomoto de l'Université de Tokyo, coauteur de cette étude et de la prédiction faite en 1980 s'est dit très heureux que l'on ait finalement découvert la supernova à effondrement par capture d'électrons et le lien avec la nébuleuse du Crabe : "C'est un merveilleux cas de combinaison des observations et de la théorie".

La supernova à instabilité de paire (PISN)

Le 14 novembre 2016, le satellite Gaia de l'ESA détecta une nouvelle supernova, SN 2016iet (alias Gaia16bvd ou PS17brq) dans la constellation de Coma Berenices. La supernova se situe à z = 0.0676 soit 965 millions d'années-lumière. S'ensuivit trois années d'observations et d'analyses au moyen des grands télescopes (Gemini North de 8.1 m à Hawaï, MMT de 6.5 m en Arizona et Magellan Clay de 6.5 m au Chili) au terme desquelles les astronomes ont eu la conviction qu'il s'agit d'une supernova d'un nouveau type, la PISN ou supernova à instabilité de paire. De quoi s'agit-il ?

Photographie de SN 2016iet et de sa galaxie naine hôte la plus probable prise dans la bande I (proche infrarouge) le 9 juillet 2018 avec le spectrographe imageur LDSS-3 (Low Dispersion Survey Spectrograph) installé sur le télescope Magellan Clay de 6.5 m de l'Observatoire de Las Campanas au Chili. Documents S.Gomez et al. (2019) adaptés par l'auteur.

Dans un article publié par Sebastian Gomez du CfA d'Harvard-Smithsonian et ses collègues dans "The Astrophysical Journal" en 2019 (en PDF sur arXiv), les chercheurs ont découvert que cette supernova de Type I présentait un noyau de CO massif ainsi que des caractéristiques optique et spectroscopique uniques en son genre au point qu'ils ont d'abord cru qu'il y avait une erreur dans leurs données. 

SN 2016iet présenta une courbe lumineuse à deux pics presque égaux de magnitude d'environ -19 séparés d'environ 100 jours, puis une lente diminution d'environ 5 magnitudes en 650 jours – ce qui est très long -, un spectre dominé par de fortes raies d'émission du calcium et de l'oxygène avec une largeur de seulement 3400 km/s, superposées à un continuum bleu intense la première année et un environnement pauvre en éléments lourds. Les spectres nébulaires sont inhabituels, différents de ceux d'une supernova dont le noyau s'est effondré et différents de ceux des supernovae de Type Ic et des superlumineuses (SLSNe, voir plus bas). De plus, la galaxie naine hôte de 108.5 M présente une faible métallicité (~0.1 Z) même comparée aux galaxies LGRB (Long gamma-ray bursts). Selon les chercheurs, "aucun analogue évident n'existe dans la littérature astronomique."

Une autre caractéristique surprenante est l'emplacement de la supernova. La plupart des étoiles massives naissent dans des amas stellaires denses, alors que SN 2016iet s'est formée à une distance inhabituellement élevé de 53790 années-lumière ou 4.3 rayons effectifs du centre de sa présumée galaxie naine hôte (qui n'a pas encore reçu de référence).

Quelque 770 jours après l'évènement, une faible émission Hα fut détectée à l’emplacement de la supernova correspondant à un taux de formation stellaire de 3x10-4 M/an, une valeur assez faible mais probablement générée par la galaxie hôte ou par la présence d'une région HII.

Enfin, l'étoile éjecta dans son environnement plus de 3 M par an soit 35 M au cours de la décennie précédent son explosion.

Pour expliquer la durée et la lenteur de l’évolution de sa luminosité, quel que soit le modèle utilisé (désintégration radioactive, moteur central tel un magnétar milliseconde ou une accrétion de repli (fallback), interaction éjecta-milieu stellaire (CSM)), les chercheurs ont estimé que la masse des progéniteurs en fin de vie (c'est-à-dire la masse du noyau de CO) était de 55 M et atteignit potentiellement 120 M. Mais à quel type de supernova appartient SN 2016iet ?

A consulter : IAU Supernova Working Group

Courbes lumineuses et spectres de SN 2016iet. Notez à gauche, le double pic, la quasi stabilité durant 400 jours et la très longue courbe lumineuse et à droite l'absence des raies de l'hydrogène et de l'hélium. Documents S.Gomez et al. (2019).

Quel que soit le modèle utilisé, les données suggèrent que l'étoile commença sa vie comme une étoile d'environ 200 M soit voisine des étoiles de Population III apparues dans l'univers primordial, ce qui en fait la supernova isolée la plus massive et la plus puissante jamais observée !

Les astronomes ont prédit que si de tels monstres conservaient leur masse tout au long de leur courte vie (quelques millions d'années), ils exploseraient en supernovae à instabilité de paire (PISNe). Le qualificatif de "paire" fait référence au processus de production de paires d'électron-positron à partir des photons gamma.

Comme nous l'avons expliqué, la plupart des étoiles massives finissent leur vie en supernova, éjectant dans l'espace de la matière riche en métaux lourds, tandis que leur noyau s'effondre en une étoile à neutrons ou un trou noir. Mais pas les supernovae à instabilité de paire. Leur noyau devenu extrêmement chaud (entre 300 millions et 3 milliards de degrés) produit énormément de rayons gamma. Ces photons très énergétiques se transforment spontanément en électrons et en positrons, autrement dit en antimatière, d'où le nom de ce type de supernova. Cette conversion réduit brutalement la pression de rayonnement interne de l'étoile, permettant à la gravité de produire l'effondrement de l'astre, ce qui déclenche une explosion thermonucléaire d'ampleur astronomique qui annihile toute l'étoile, y compris son noyau.

Les différents types de supernovae distribués en fonction de la masse stellaire initiale et du contenu initial en métaux. Document adapté de Fulvio314 et A.Heger al. (2003).

Les éjecta de la supernova entrent ensuite en collision avec la matière circumstellaire et alimentent les émissions qu'on observe aujourd'hui. Selon Gomez, "SN 2016iet est si brillante et si isolée que nous pourrons étudier son évolution au cours des prochaines années."

Pour Gomez, "Comment une étoile aussi massive peut-elle se former dans un isolement complet reste un mystère. Dans notre banlieue cosmique locale, nous ne connaissons que quelques étoiles qui s'approchent de la masse de l'étoile qui devint SN 2016iet, mais toutes évoluent dans des amas massifs avec des milliers d'autres étoiles."

Les modèles de PISNe prédisent que ce type d'étoile se forme dans des environnements pauvres en métaux tels que les galaxies naines et l'univers primitif , ce que cette étude a prouvé. Selon Gomez, "il s'agit de la première supernova dans laquelle la masse et le contenu en métaux de l'étoile se situent dans la plage prédite par les modèles théoriques. [...] toutes ces caractéristiques situent clairement l'évènement dans le régime des PPISNe ou PISNe."

Il est probable - et donc à confimer - que les supernovae SN 2006gy, SN 2007bi, SN 2213-1745 et SN 1000+0216 soient également des PISNe.

Selon Edo Berger, coauteur de cet article, "le concept de supernova à instabilité de paire existe depuis des décennies (cf. Z.Barkat et al., 1967 et Gary S. Fraley, 1968). Mais avoir enfin un exemple concret qui place une étoile mourante dans le bon régime de masse, avec le bon comportement et dans une galaxie naine pauvre en métaux constitue un progrès incroyable. Il n'y a pas si longtemps, on ne savait pas si des étoiles aussi massives pouvaient réellement exister. La découverte de SN 2016iet a clairement prouvé leur existence. Cela nous aide à mieux comprendre le développement de l'univers primordial après les Âges Sombres - lorsque le processus de formation stellaire n'existait pas encore pour former la splendeur de l'univers que nous observons aujourd'hui."

Mais selon Gomez, "malgré la cohérence globale de cette supernova et de son environnement inhabituel avec les PPISNe et PISNe, nous constatons que les propriétés inférées de SN 2016iet défient les modèles existants décrivant de tels évènements." S'il s'agit réellement d'une PISN, cette découverte va certainement imposer la création d'un nouveau type de supernova de Type I capable d'annihiler totalement son progéniteur sans laisser de résidus.

La supernova à instabilité de paire pulsationnelle (PPISN)

Dans un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2019, Shing-Chi Leung de l'Institut Kavli de Physique et de Mathématique de l'Université de Tokyo et ses collègues ont étudié l'évolution des étoiles massives et en particulier l'instabilité de paire pulsationnelle ou PPI, processus qu'on retrouve dans certaines supernovae.

Rappelons qu'au cours de leur courte vie (quelques millions d'années), des étoiles d'une masse initiale de 80 à 130 M sur la Séquence principale perdent leur enveloppe riche en hydrogène et deviennent des étoiles d'hélium de 40 à 65 M. Les étoiles d'au moins 3 M sur la Séquence principale forment un noyau riche en oxygène et deviennent des étoiles variables, dynamiquement pulsantes car leur température interne devient suffisamment élevée pour que les photons créent des paires d'électron-positron. Cette production de paires rend le noyau instable et accélère la contraction jusqu'à l'effondrement.

Comme illustré ci-dessous, si le noyau de l'étoile est très massif et très compressé, la fusion de l'oxygène déclenche une réaction explosive qui comprime davantage le noyau mais dont l'onde de choc de retour engendre simultanément une expansion rapide de l'enveloppe de l'étoile. Une partie de l'enveloppe externe de l'étoile est éjectée, tandis que la partie interne se refroidit et s'effondre à nouveau. La pulsation (affaissement et expansion) se répète jusqu'à épuisement de l'oxygène. Ce processus est appelé l'instabilité de paire pulsationnelle ou PPI. L'étoile forme ensuite un noyau de fer, réaction endothermique qui interrrompt brutalement la production d'énergie et conduit instantanément à l'effondrement du noyau en trou noir. Ce phénomène déclenche vraisemblablement l'explosion en supernova, d'où son nom de supernova PPI alias PPISN.

A gauche, le processus évolutif d'une supernova à instabilité de paire pulsationnelle (PPISN). Voir le texte pour les explications. A droite, la courbe rouge représente l'évolution temporelle de la température et de la densité au centre d'une PPISN ayant initialement une masse de 120 Ms. Les flèches indiquent la direction du temps. L'étoile oscille deux fois (deux contractions et deux expansions) en faisant des rebonds aux points #1 et #2 avant de s'effondrer le long d'une ligne similaire à celle d'une étoile de 25 Ms (fine ligne bleue CCSN ou supernova à effondrement central). La ligne bleue épaisse montre la contraction et l'expansion finale d'une étoile de 200 Ms qui est complètement perturbée sans former de trou noir (PISN ou supernova à instabilité de paire). La zone située en haut à gauche entourée par la ligne continue noire est la région où une étoile est dynamiquement instable. Documents Shing-Chi Leung et al. (2019) adaptés par l'auteur.

En calculant les paramètres stellaires durant ces pulsations et la masse des éjecta associés jusqu'à ce que l'étoile s'effondre pour former un trou noir, les chercheurs ont constaté que la masse maximale du trou noir formé à partir d'une supernova PPI est de 52 M.

Les étoiles dont la masse est supérieure à 130 M sur la Séquence principale (et forment des étoiles d'hélium de plus de 65 M) deviennent des supernovae PPI en raison de la fusion explosive de l'oxygène qui finit par complètement détruire l'étoile sans former de trou noir. Les étoiles de plus de 300 M s'effondrent et peuvent former un trou noir de plus de ~150 M.

Les calculs réalisés par les chercheurs prédisent qu'il existe un écart de masse entre les trous noirs de 52 M et environ 150 M. Or, en 2017 l'installation LIGO détecta l'évènement GW170729 qui résulte de la fusion de deux trous noirs de respectivement 50.6 et 34.3 M en un objet de 80.3 M. Vu la masse très élevée des deux trous noirs initiaux, celui de ~50 M est très probablement le vestige d'une supernova PPI.

Les résultats obtenus par les chercheurs prédisent également qu'un milieu circumstellaire massif se forme suite à la perte de masse pulsationnelle, de sorte que la supernova associée à la formation de ce trou noir induira une collision entre les ejecta et la matière circumstellaire, créant une supernova superlumineuse (SLS). On y reviendra à propos des trous noirs (cf. SN 2015L alias ASASSN-15lh), y compris des TDE qui accompagnent les trous noirs supermassifs.

La supernova née par la coalescence d'un système binaire

Dans un article publié dans la revue "Science" en 2021, l'astrophysicien Dillon Dong du Caltech et ses collègues ont annoncé la découverte d'un nouveau type de supernova : la supernova provoquée par la coalescence ou fusion d'un système binaire, l'un des deux astres étant une étoile à neutrons ou un trou noir.

C'est au cours du sondage VLASS (Very Large Array Sky Survey), un projet qui a pour but de détecter des sursauts radio dans le ciel profond, que les chercheurs ont détecté en 2017 une brève éruption radio extrêmement intense provenant de l'objet VT J121001+4959647. Il s'agissait d'une émission d'origine synchrotron, c'est-à-dire émise par des électrons soumis à un champ magnétique.

Document Spektrum.

Ce sursaut radio n'était pas présent lors des sondages réalisés entre 2003 et 2015. Un suivi effecté à la fois en radio par le réseau VLA Karl Jansky et dans les spectres visible et infrarouge par le télescope Keck révéla que la source correspondait à un rémanent de supernova (SNR) situé dans une galaxie naine d'à peine 10 milliards de masses solaires située à 475 millions d'années-lumière. Ce SNR est composé d'une enveloppe de gaz épaisse et dense en expansion qui fut éjectée à la vitesse de 10000 km/s. Cette enveloppe de matière fut probablement éjectée par l'étoile progénitrice 300 ans avant l'émission radio. Selon Dong, "l'étoile progénitrice avait subi un épisode éruptif de perte de masse, éjectant plus que l'équivalent de la masse du Soleil" dans l'espace.

Les chercheurs ont ensuite examiné des données plus anciennes. Ils ont découvert que le 14 août 2014, des jets de rayons X de type GRB furent émis à peu près du même endroit que VT J121001+4959647. Le sursaut X catalogué GRB140814A fut détecté par l'instrument MAXI (Monitor of All Sky X-ray Image), un détecteur de rayons X et gamma installé sur la station ISS. Le sursaut X fut détecté pendant 15 secondes entre 2 et 10 keV - donc comprenant des rayons X durs jusqu'à 0.124 nm de longueur d'onde. Ces rayons X directifs et très puissants furent émis par de la matière éjectée à grande vitesse au cours d'un phénomène cataclysmique.

Mais la quantité de matière présente dans la coquille soufflée par une étoile massive durant la phase AGB notamment est trop faible pour expliquer les émissions radio et X de VT J121001+4959647. Un autre évènement a dû provoquer cette éjection de matière avant que l'étoile ne devienne une supernova.

Les chercheurs ont finalement établi un lien entre le sursaut X de 2014 et l'émission radio de 2017. Ils proposent un scénario en deux étapes. Voyons ce mécanisme en détails.

Dans une première étape, à l'origine il existait un système binaire composé de deux étoiles massives dont la principale explosa en supernova mais qui ne fut pas détectée (sans doute trop ancienne), laissant derrière elle son coeur à nu qui devint une étoile à neutrons.

Dans une seconde étape, comme illustré ci-dessous à droite, au fil du temps les deux étoiles se sont progressivement rapprochées l'une de l'autre dans un mouvement en spirale. L'étoile à neutrons plus compacte finit par accréter du gaz de sa compagne massive mais moins dense.

Schéma de la supernova née par la coalescence d'un système binaire composé d'une étoile massive et d'une étoile compacte. Document Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF adapté par l'auteur.

Alors que l'astre compact s'enfonçait en spiralant dans le noyau de l'étoile massive, il éjecta les débris de sa compagne sous forme de jets de matière et de rayonnements dans toutes les directions, formant un tore de matériau en orbite autour des deux astres.

Selon Dong, "Au fur et à mesure que l'étoile à neutrons ou le trou noir se met à spiraler, on s'attend à ce qu'une grande partie de l'atmosphère de l'étoile [la compagne] soit arrachée et éjectée à de grandes distances. Si la perte de matière atteint le noyau [de l'étoile compagne], la théorie prédit qu'il peut perturber la fusion, déclencher une supernova et lancer les jets que nous avons observés."

Si l'astre compact n'était pas un trou noir avant d'être absorbé par sa compagne, l'étoile à neutrons finit tout de même par former un trou noir au moment où elle atteignit le noyau de l'étoile massive. Avec autant de matière chaude tourbillonnante autour du trou noir, les lignes de champ magnétique associées furent tordues et enchevêtrées, formant une sorte d'entonnoir partant du pôle et orienté vers l'extérieur de l'astre. Cela provoqua l'éjection de matière du disque interne d'accrétion sous la forme d'un faisceau étroit. Selon Dong, "ce jet se fraie un chemin à travers l'étoile qui s'effondre et est projeté pratiquement à la vitesse de la lumière." C'est cette rafale de rayons X que les chercheurs enregistrèrent en 2014.

Finalement, le coeur de l'étoile massive s'effondra avant d'exploser en supernova de Type II en 2014. Mais l'onde de choc engendrée par cette explosion s'est heurtée à un obstacle, à savoir l'enveloppe du SNR qui avait été projetée auparavant dans l'espace. La collision des débris sur cette enveloppe créa une violente onde de choc et la décélération de la matière provoqua une libération d'énergie sous forme des intenses sursauts radio détectés en 2017.

Cela fait des décennies que les astrophysiciens étudient la coalescence des systèmes binaires et leur explosion en supernova, SN 1987A étant un exemple emblématique. Mais plus de 30 ans plus tard, il faut admettre qu'on comprend encore très mal le comportement de ces systèmes. A ce titre, l'étude de VT J121001+4959647 sera poursuivie car il est encore extrêmement difficile de modéliser et de simuler l'évolution des systèmes binaires car on ne maîtrise pas encore tous les mécanismes physiques qui se produisent lorsque deux étoiles fusionnent.

Selon Dong, "l'une des découvertes les plus passionnantes en astronomie de la dernière décennie est que la plupart des étoiles massives naissent dans des systèmes binaires, des systèmes triples, des systèmes quadruples, etc. Là où auparavant les astronomes modélisaient ces étoiles de manière isolée, nous réalisons maintenant qu'il existe un riche ensemble de phénomènes à explorer résultant des interactions de ces étoiles. Une supernova déclenchée par la coalescence, je pense, ne fait qu'effleurer la surface de ce qui est possible. Avec les sondages du ciel de nouvelle génération et les nouveaux développements en astrophysique théorique, nous pourrions découvrir que les étoiles se comportent de toutes sortes de manières inattendues."

Simuler pour comprendre

Toutes ces théories parfois validées par l'observation peuvent donner l'impression que les astrophysiciens maîtrisent parfaitement le phénomène de supernova. Mais en réalité, comme nous venons de l'expliquer personne ne peut décrire quantitativement ce qui se passe réellement au cours de ce phénomène extrêmement complexe qui réside encore partiellement au-delà de notre compréhension. En effet, nos connaissances des supernovae dépendent encore de paramètres et de phénomènes physiques qu'on ne maîtrise pas, et on peut le dire, totalement incontrôlés comme les équations d'état de la matière dont les conditions extrêmes en termes de pression, densité, température, vitesse et entropie sont inaccessibles aux expériences de laboratoire, les définitions des conditions initiales d'une étoile effondrée, la distribution des différents éléments ou nucléi dans l'enveloppe de l'étoile et bien d'autres paramètres libres.

En raison de ces lacunes, certains auteurs comme Sherwood A. Richers de Caltech parmi d'autres chercheurs tentent d'étudier les supernovae sur base de la théorie MHD en tenant évidemment compte des effets relativistes (GRMHD), d'autres comme Ye Zhou du LLNL les aborde par la théorie du chaos où les instabilités et les turbulences hydrodynamiques jouent un rôle majeur comme le montrèrent également les simulations du département d'Astrophysique de l'Irfa (CEA), ou même par la théorie des catastrophes comme le proposa René Thom dans son livre "Stabilité structurelle et morphogénèse" (1972), entendant par "catastrophe" tout changement de forme dans un sous-système fermé. Cette dernière approche fut reprise par plusieurs astrophysiciens comme mécanisme de base pour expliquer l'effondrement des étoiles massives suite à la rupture de l'équilibre entre la pression de radiation et l'autogravité, sachant qu'après la rupture ou bifurcation, le comportement devient littéralement chaotique et très difficile à modéliser.

A voir : Implosion du coeur d'une SN II - Now Playing: Core Collapse - in 3D!

Trois simulations réalisées sur des superordinateurs de l'explosion d'une supernova de Type II. A gauche, simulation GRMHD ou théorie MHD relativiste de l'explosion (symétrique) d'une supernova 165.55 ms après le rebond du choc. Au centre, simulation 3D de l'entropie d'un progéniteur de supernova à rotation différentielle et fortement magnétisé. La couleur rouge indique une matière à forte entropie (chaude) alors que le bleu représente une matière à faible entropie (froide). La matière fortement magnétisée est continuellement expulsée de la surface de la protoétoile à neutrons située au centre mais elle est fortement déformée de sorte qu'au lieu d'un jet bipolaire "simple" et "propre" sous l'emprise du champ magnétique, on observe deux immenses lobes contenant des points chauds. La taille de l'image représente 2000 km2. A droite, simulation d'une supernova 1 seconde après son explosion. L'image couvre 2500 km. La bulle bleue représente l'onde du souffle ou blast, l'intérieur étant coloré en fonction de l'entropie (la chaleur) de la matière choquée. Documents Sherwood A.Richers, Philipp Moesta/TAPIR/Caltech et Adam Borrows et al./Princeton.

Comme tout sujet mal compris et faisant l'objet d'études, on ne sera donc pas étonné de la publication de très nombreux articles scientifiques y compris de thèses sur les supernovae dont celle de Yves Pomeau de l'Université Pierre et Marie Curie et ses collègues en 2014 dans laquelle ils tentent de décrire leur mode d'implosion et d'explosion, d'autres chercheurs s'attachant à un détail particulier comme nous l'avons décrit ci-dessus. Bref, comme on dit dans ces cas-là, le ciel est si vaste et les mystères si nombreux qu'il y a du travail pour tout le monde.

Les hypernovae et les SLSNe

Les hypernovae sont une classe d'étoiles qui émet cent fois plus d'énergie qu'une supernova ! On ignore comment elles se forment exactement et deux théories ont été proposées : il s'agit soit d'étoiles 5 à 25 fois plus massives que le Soleil prises dans un intense champ magnétique soit d'un système binaire compact dont les étoiles entrent en collision. En effet, il s'agit des seuls pénomènes astronomiques qui développent une instabilité magnétorotationnelle (un champ magnétique toroïdal variable capable d'émettre des jets de plasma) suffisamment violente pour émettre des rayons gamma aussi intenses.

Une hypernova découverte dans la galaxie M101 de la Grande Ourse en 1999. Lire aussi l'analyse de S.L.Snowden et son équipe effectuée en 2001. Document Y.Chu/UIUC.

Dans tous les cas, vu la masse élevée de l'une des composantes, cette étreinte fatale donne obligatoirement naissance à un trou noir.

Selon certaines théories, une hypernova serait une combinaison entre une SN Ib/c pec et une SN IIn, ce qui laisse la porte ouverte à beaucoup d'interprétations.

Enfin, les supernovae superlumineuses (SLSNe) sont des étoiles massives instables ayant explosé dont la masse du progéniteur dépasserait 100 M. En écartant le cas particulier de SN 2015L (voir ci-dessous), parmi les SLSNe ayant récemment explosé citons SN 2008fz ,SN 2008es, SN 2006gy, SN 2005ap et PTF09cnd. Elles ont toutes dépassé la magnitude absolue de -22 soit une luminosité équivalente à celle du noyau d'une grande galaxie !

ASASSN-15lh

Au cours du sondage automatique des supernovae ASAS-SN (prononcé "assassin") démarré en 2014 qui permit de découvrir quelque 250 supernovae en trois ans, une explosion stellaire d'une magnitude record fut enregistrée le 14 juin 2015 par Krzysztof Stanek de l'Université d'Ohio; il s'agit de l'évènement ASASSN-15lh alias SN 2015L dont l'explosion était tellement inhabituelle que Stanek rapporta la découverte dans la revue "Science".

SN 2015L explosa le 5 juin 2015 avec une puissance de 2 x 1038 W, soit dix fois plus énergétique que le précédent record. A titre de comparaison, la surface du Soleil irradie 3.8x1026 W.

La supernova fut découverte grâce aux télescopes jumeaux ASAS-SN de 14 cm de diamètre installés à l'observatoire du CTIO au Chili dédiés à la recherche de ce type d'évènements. Située à 3.8 milliards d'années-lumière dans la galaxie APMUKS(BJ) B215839.70−615403.9, selon l'étude de Huang Yan de l'Université de Péking et ses collègues publiée en 2018, ASASSN-15lh atteignit la magnitude visuelle +16.9 pour une magnitude absolue de -23.5.

Cette supernova superlumineuse fut bien sûr invisible à l'oeil nu mais elle illumina le ciel avec la puissance de 200 supernovae ! En quelque 550 jours, elle émit une énergie d'environ 1.8x1052 ergs (1.8x1045 J) soit à un facteur deux près l'énergie que dégage l'annihilation de matière dans les GRB ou les AGN (par comparaison le pulsar du Crabe émet 1047 ergs/an). Son éclat correspond à une luminosité équivalente à 570 milliards de fois celle du Soleil et 20 fois celle de la Voie Lactée ! Il va sans dire qu'il s'agit de l'explosion de supernova la plus lumineuse détectée à ce jour.

A voir : Superluminous ASASSN-15lh

La spirale fatale de ASASSN-15lh, Science

A gauche, l'explosion de la supernova SN 2015L alias ASASSN-15lh. A droite, illustration du phénomène réel : une étoile fut capturée par un trou noir et développa un TDE (la traînée) jusqu'à ce qu'elle ce qu'elle devienne trop instable et déclenche une explosion thermonucléaire juste avant d'être happée sous l'horizon des évènements du trou noir. Voir aussi l'animation ci-dessus. Documents DES/LCOGT et "Science".

Selon les modèles et les résultats spectraux, au maximum de son éclat ASASSN-15lh présenta une température d'au moins 20000 K et un rayon supérieur à 70000 R. Environ 50 jours après son maximum, elle était déjà retombée à 11000 K où elle accusa un plateau de luminosité (entre septembre 2015 et janvier 2016) avant de s'assombrir.

En fouillant dans les archives (cf. The Open TDE Catalog), comme on le voit ci-dessus à gauche, l'étoile fut déjà enregistrée de manière anonyme en 2014 au CTIO au cours du sondage DES (Dark Energy Survey) réalisé au moyen du télescope Blanco de 4 m de diamètre. A l'époque, c'était encore une étoile ordinaire. Elle fut également étudiée en UV grâce au télescope spatial Swift par l'équipe de Peter Brown de l'Université A. & M. du Texas et ses collègues mais n'a pas retenu particulièrement leur attention. En revanche, elle fut suivie en 2015 par le télescope de 1 m de diamètre du LCOGT (Las Cumbres Observatory Global Telescope) ou LCO qui observa son changement de luminosité tandis que les premiers spectres furent obtenus en 2016 grâce au télescope du Point de 2.5 m également installé à las Campanas. C'est alors qu'on l'identifa à une supernova de Type Ic.

Courbes lumineuses de l'objet ASASSN-15lh avec sa réactivation vers J+90 et un plateau qui dura plus de 100 jours. Doc D.Godoy-Rivera et al. (2017) adapté par l'auteur.

Selon Yan Huang, aujourd'hui ASASSN-15lh émet toujours des rayons X persistants peu pénétrants d'une luminosité de l'ordre de 1042 ergs/s ainsi que des photons UV mais reste invisible dans le spectre radio. Cette observation suggère que son rayonnement est absorbé par un milieu dense. Il pourrait s'agir des éjecta du SNR. Ils auraient été éjectés dans le milieu interstellaire à une vitesse maximale de ~900 km/s. Le vent stellaire induit par cette explosion représenterait une perte de masse d'au moins 0.003 M par an soit l'équivalent de 1000 Terre qui disparaissent chaque année en cendres (en fait en particules et poussières de métaux) ! La vitesse initiale des éjecta aurait été inférieure ou égale à 0.02c soit 6000 km/s. Sur base de ces chiffres, on estime qu'avant l'explosion un puissant vent stellaire très dense et une masse d'éjecta représentant au moins 60 M furent libérés dans l'espace.

Comme le montre les courbes lumineuses présentées à gauche, ASASSN-15lh finit par s'assombrir. Mais environ trois mois après le début de son affaiblissement, l'astre retrouva une certaine vigueur. Pendant 40 jours, son rayonnement ultraviolet augmenta et même quintupla avant de se stabiliser pendant encore quelques mois avant de retomber. Selon les modèles, durant sa réactivation la température effective de sa photosphère repassa de 11000 à 18000 K. Le rayonnement aux longueurs d'ondes visibles n'a pas suivi cette recrudescence et continua à s'affaiblir régulièrement.

Certains auteurs se basant sur la valeur élevée du spin de l'éventuel reste stellaire (valant 1000 fois par seconde) estimèrent qu'il s'agissait peut-être d'un magnétar milliseconde. Plus étonnant, le reste stellaire semble convertir son énergie de rotation avec un rendement proche de 100%, c'est-à-dire une valeur extrême que les astronomes ne pensaient pas découvrir dans ce type d'étoile.

Selon Stanek, si nous plaçons tout ce que nous connaissons des magnétars sur une échelle de 1 à 10, cet astre obtient la cote de 11 ! En fait, le comportement de cet objet est tellement inhabituel et unique que les astronomes ignorent s'il s'agit bien d'un magnétar ou d'un autre type d'astre. Finalement, l'hypothèse du magnétar n'a jamais été confirmée mais en théorie on ne pas l'exclure tant que le résidu stellaire ou le trou noir n'est pas identifié formellement.

En réalité, si ASASSN-15lh fut classée parmi les SLSNe, c'est vraisemblablement ce qu'on appelle une "supernova maréale", c'est-à-dire une étoile qui a probablement subit une perturbation par effet de marée ou TDE suite à son interaction avec un trou noir massif comme l'illustre les vidéos présentées plus haut. A mesure que l'étoile s'approcha du trou noir massif, elle devint tellement instable qu'elle finit par déclencher une immnense explosion thermonucléaire à l'origine de son éclat soudain puis disparut, absorbée sous l'horizon des évènements (cf. les articles publiés en 2016 dans les revues "Science" et "Nature Astronomy").

A consulter : L'observatoire de Tim Puckett, chasseur de supernovae

A gauche, la supernova SN 2006gy située dans la galaxie NGC 1260 à 240 millions d'années-lumière dans la constellation de Persée explosa avec une luminosité estimée à 100 fois celle d'une supernova classique; il s'agissait d'une SNe II qu'on peut classer parmi les hypernovae ou les supernovae superlumineuses (SLSNe) qui atteignit la magnitude absolue de -21.9 (V). En rayons X, elle fut aussi brillante que le noyau de la galaxie qui l'abritait ! Le progéniteur serait une géante rouge pesant probablement plus de 100 masses solaires. L'explosion ferait suite à une instabilité qui aurait entraîné la formation de paires de particules et d'antiparticules dont l'annhiliation pulvérisa le reste nucléaire. Il ne se forma ni étoile à neutrons ni trou noir. Lire également P.Ofek at al. (2007). On estime que d'autres étoiles très massives comme Eta Carinae exploseront de la même manière. Deux ans plus tard, SN 2008fz et SN 2008es dépassèrent la magnitude absolue de -22 (R). A droite, la courbe lumineuse de SN 2008es. Cette supernova superlumineuse dépassa également la magnitude absolue de -22 (R). Documents N.Smith et al. (2006), NASA/CXC/Lick/UCB) et Quark Nova/U/Calgary.

Cette découverte comme celles de nombreuses autres supernovae extraglactiques confirme que l'utilisation de petits télescopes est suffisante pour surveiller du ciel à la recherche des supernovae (mais également des astéroïdes ou des comètes voire des TDE les plus lumineux). C'est une activité à la portée des astronomes amateurs avertis pour peu qu'ils bénéficient d'un ciel clément et de moyens adaptés dont une caméra CCD. On reviendra en détail sur ce programme dans l'article consacrée à la recherche des supernovae rédigé en anglais.

A propos des hypersupernovae

Puisque nous utilisons des superlatifs, rappelons que les étoiles géantes de Population III qui sont apparues un court instant dans le jeune univers et dont la masse moyenne dépassait largement les 100 M (on cite des masses atteignant 150 M et peut-être même 300 M) ont selon toute vraisemblance explosé en hypersupernovae. Leur éclat devait être équivalent à celui de plusieurs centaines de milliards d'étoiles et donc supérieur à celui d'une grande galaxie. Leur explosion irradia l'espace de rayonnements ionisants mortels sur plusieurs milliers d'années-lumière !

A voir : ExUL Workshop trailer, 2012

Les astronomes ont bien détecté des explosions de supernovae et d'hypernovae très violentes mais sans pouvoir identifier le progéniteur avec certitude et le mode d'explosion, aucun de ces phénomènes n'a été classé parmi les hypersupernovae, néologisme qui est pour l'instant réservé aux explosions des étoiles de Population III. Ceci dit, cette classification peut évoluer en fonction des découvertes.

Pour l'heure, le sujet des hypersupernovae est spéculatif et très peu documenté faute de théorie. Il existe bien des études sur le rayonnement des chocs émis par les supernovae et les hypernovae mais ils remontent aux travaux des physiciens Yakov Zel'dovitch et Yu Raizer en 1957 qui publièrent également un livre de plus de 900 pages sur le sujet en 1966 (cf. aussi ADS) qui fut réédité en 2002. Le seul document récent est une présentation (PDF) donnée par S.Blinnikov et ses collègues au cours de l'atelier ExUL qui s'est tenu en juin 2012 à Moscou consacré aux supernovae et GRB. Mais le néologisme "hyper-supernova" n'y figure que dans le titre, ce qui traduit bien l'embarras des astronomes et des physiciens. Voilà un bon sujet de thèse pour les futurs docteurs en astrophysique ou en physique !

Les GRB ou sursauts de rayons gamma

Le premier GRB (Gamma-Ray Bursts) fut détecté en 1967 grâce au satellite Véla précité. Les scientifiques ont d'abord cru qu'il s'agissait d'une explosion nucléaire terrestre mais sa signature était différente de celle d'une bombe atomique; il n'y a avait pas eu un intense flash initial et le rayonnement ne s'était pas graduellement dissipé. Il n'y avait pas eu non plus d'importante éruption solaire ni de nouvelle supernova ce jour là. Il fallut la détection de 15 autres phénomènes similaires et six ans de recherche pour qu'on découvre que ces évènements avaient une origine astrophysique et provenaient d'astres inconnus situés dans l'espace profond (cf. R.W. Klebesadel et al., 1973). Entre 1973 et 2001, plus de 5300 articles furent publiés sur les GRB.

En moyenne, les astronomes détectent 1 GRB par jour mais ce sont uniquement ceux dont le jet est dirigé vers la Terre. Une émission gamma fut détectée le 20 mai 1999 dans la galaxie M101 et le 29 mars 2003 dans une source située à 2.65 milliards d'années-lumière comme on le voit ci-dessous à gauche et dont l'origine est toujours inconnue.

Dans les cas extrêmes, les GRB peuvent libérer en quelques secondes une quantité d'énergie atteignant 1054 ergs (1046 joules ou 1053 TeV) soit mille milliard de milliards de fois l'énergie émise par le Soleil (qui émet 3.8 x 1033 ergs par seconde, 1 erg équivalant à 10-7 joule) ou 10 milliards de fois plus d'énergie que toutes les étoiles de la Voie Lactée !

L'émission est concentrée dans un jet bipolaire collimaté qui peut se déplacer à 99.97% de la vitesse de la lumière (cf. MPA) voire serait peut-être même supraluminique dans le milieu même du jet (cf. J.Hakkila et R.Nemiroff, 2019).

Il existe deux catégories de GRB, les courts (SGRB) et les longs (LGRB). Prenons quelques exemples.

A gauche, une émission gamma détectée en 2003 par le satellite HETE-II provenant d'un objet inconnu dénommé GRB 030329 situé à 2.65 milliards d'années-lumière. Cette émission correspond à l'énergie libérée par l'explosion d'un astre de 25 masses solaires. Il pourrait s'agir d'une hypernova. A droite, sursaut gamma de GRB 130603B survenu en 2003. Il pourrait s'agir d'une kilonova. Documents ESO et NASA/ESA/STScI.

GRB 130603B

L'explosion survenue en 2003 dans GRB 130603B que l'on voit ci-dessus à droite fut accompagnée d'une très puissante émission de rayons gamma mais également de rayons X et, ce qui est plus rare, de rayonnements radioélectriques. Elle fut d'abord considérée comme le résultat de la fusion de deux étoiles à neutrons (cf. cette analyse contradictoire) avant que les spectres ne confirment qu'il s'agissait de l'éruption cataclysmique d'une étoile naine blanche située à 4 milliards d'années-lumière (z = 0.356).

Le sursaut gamma détecté par le satellite Swift et photographié en optique (lumière blanche) par le Télescope Spatial Hubble dura à peine 0.2 seconde. Selon les chercheurs, l'explosion correspondit à la libération d'une énergie isotrope équivalente à 1051 ergs (1043 joules ou 1050 TeV) et l'objet atteignit la magnitude visuelle de 20.81. Ensuite son flux et sa luminosité chutèrent sur une période de plusieurs jours pour finalement disparaître dans le néant.

Dans une étude publiée dans la revue "Nature" en 2013, Nial Tanvir et son équipe ont démontré que cette éruption de courte durée produisit des éléments lourds compatibles avec le processus r typique d'une kilonova (une explosion 10 à 100 fois moins lumineuse qu'une supernova). On y reviendra.

GRB 080913

Un bref sursaut d'activité fut détecté dans GRB 080913 le 19 septembre 2008 (cf. la circulaire GCN 8217) en optique par les télescopes de l'ESO ainsi que par le détecteur GROUND (Gamma-Ray Burst Optical/Near-Infrared Detector) du satellite Swift qui enregistra le sursaut en rayons X juqu'à 10 keV. Il y eut également un sursaut gamma qui dura moins de 10 secondes.

Tous les instruments n'ont pas détecté cette explosion, notamment le sursaut gamma qui dura très peu de temps ainsi que le rayonnement X à certaines fréquences. Même dans la bande optique, toutes les photos n'ont pas révélé l'explosion (comme si l'astre n'existait pas). Dans certaines raies monochromatiques, la luminosité de l'astre montra une chute caractéristique provoquée par des nuages de gaz interposés dans la ligne de visée. Sachant que plus l'astre est éloigné plus la longueur d'onde où cet atténuation s'affaiblit est longue, on pouvait déjà estimer que l'astre se situait à très grande distance.

L'explosion de GRB 080913 situé à 12.8 milliards d'années-lumière - un record - observée le 19 septembre 2008. A gauche, le cercle indique la zone où se situe l'astre. A droite, l'enregistrement composite UV, optique et X réalisé par le satellite Swift. Documents DSS/STScI/AURA et Swift.

De plus, étant donné que l'explosion fut uniquement observée aux plus longues longueurs d'ondes (à de plus courtes fréquences), cela confirme que l'astre est très distant. L'analyse spectrale réalisée grâce au VLT pendant la décroissance lumineuse indiqua un redshift z = 6.7. L'astre se situe à ~12.8 milliards d'années-lumière. Cette explosion est donc survenue 825 millions d'années seulement après le Big Bang. Si on ignore exactement quel astre et quel processus sont à l'origine de cette explosion, compte tenu du spectre et des niveaux d'énergie dégagés, une interaction avec un trou noir est la plus plausible. Ce record de distance n'a pas tenu longtemps.

GRB 080319B

Le 19 mars 2008, le satellite Swift détecta un puissant sursaut gamma qui dura environ 10 secondes provenant de GRB 080319B situé dans la constellation du Bouvier à z = 0.95 soit 7.5 milliards d'années-lumière. Fait remarquable, bien que rapide l'explosion aurait pu être observée à l'oeil nu car la contrepartie optique fut photographiée par le groupe d'amateurs polonais "Pi of the sky" spécialisé dans la surveillance des sursauts optiques. En effet, la source GRB apparut durant ~30 secondes comme une faible étoile de magnitude 5.3 et resta sous la magnitude 9.0 durant ~60 secondes avant de disparaitre (cf. cette photo).

A voir : Naked-Eye Gamma-ray Burst Model for GRB 080319B, NASA/GSFC

Simulation du sursaut de GRB 080319B visible à l'oeil nu le 19 mars 2008

L'explosion de GRB 080319B situé à 5.9 milliards d'années-lumière fut brièvement visible à l'oeil nu le 19 mars 2008 telle une étoile de magnitude 5.8. A gauche, les images en rayons X (gauche) et optique/UV (centre). A droite, illustration extraite d'une simulation du jet de plasma dirigé vers le système solaire (voir aussi la vidéo ci-dessus). Documents NASA/Swift et NASA/Swift.

Cette source GRB fut temporairement 2.5 millions de fois plus brillante que la plus brillante supernova, ASASSN-15lh précitée (Mabs = -23.5). Si on rapporte GRB 080319B à 1 UA, lors de son sursaut elle atteignit la magnitude absolue de -67.57, un record absolu !

GRB 221009A

Le 9 octobre 2022, les télescopes orbitaux à rayons X, UV et optique Swift (cf. l'alerte Swift J1913.1+1946) et gamma Fermi (cf. l'alerte GRB 221009A) ainsi que le satellite Wind sensible au plasma (vent solaire et champ magnétique) détectèrent un signal dans la direction de la constellation de la Flèche (Sagitta). L'alerte fut immédiatement transmises aux astronomes.

Aux premières heures du 14 octobre 2022, deux équipes indépendantes d'astronomes utilisant le télescope Gemini Sud du Chili exploité par le NOIRLab de la NSF, l'une dirigée par Brendan O'Connor de l'Université du Maryland/Université George Washington utilisant le spectrographe d'imagerie proche infrarouge FLAMINGOS-2, l'autre dirigée par Jillian Rastinejad de Université Northwestern utilisant le spectrographe multi-objet Gemini GMOS observèrent à l'endroit indiqué l'une des explosions les plus puissantes jamais enregistrées, l'évènement GRB 221009A. Il s'agit d'une explosion gamma qui s'est produite à 2.4 milliards d'années-lumière de la Terre (à 0.15 < z < 0.20). Elle fut probablement déclenchée par une supernova qui donna naissance à une étoile à neutrons ou un trou noir.

Sur base de l'énergie libérée par l'explosion, GRB 221009A résulte probablement de l'effondrement d'une étoile massive atteignant 30 M. Mais à ce jour les astronomes n'ont pas encore confirmé l'origine de GRB 221009A et recherchent le rémanent de la supernova (SNR) et l'éventuel reste à l'aide des plus grands télescopes pour trouver des indices sur la nature du progéniteur.

A gauche et au centre, images X enregistrées le 9 octobre 2022 respectivement par les satellites Swift et Fermi du sursaut gamma de GRB 221009A. Cliquez sur l'image centrale pour lancer l'animation (GIF de 1.7 MB). A droite, l'image optique en bandes I, J, H, K obtenue par le télescope Gemini South le 14 octobre 2022. Il pourrait s'agir de l'explosion cosmique la plus puissante détectée à ce jour par les astronomes avec un énergie dépassant 18 TeV. Documents NASA/Swift/A. Beardmore, NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration et Gemini Obs./NoirLab, B. O'Connor et al. (2022).

Selon O'Connor, "GRB 221009A fut exceptionnellement long et lumineux. C'est le GRB le plus brillant jamais enregistré et sa rémanence bat tous les records à toutes les longueurs d'ondes." En effet, GRB 221009A libéra une énergie estimée à 3x1054 ergs  (>1046 joules ou >1053 TeV) soit 1000 fois supérieure à celle d'une supernova ordinaire ! Selon une étude non validée publiée en novembre 2022 par l'équipe de Sarira Sahu de l'Uniuversité Nationale d'Astronomie du Mexique, l'observatoire chinois LHAASO (Large High Altitude Air Shower Observatory Projet) de rayons gamma et de rayons cosmiques détecta des photons d'une énergie d'au moins 18 TeV (par comparaison, le LHC du CERN peut générer des photons de 13 TeV). Selon les chercheurs, un autre sursaut gamma aussi brillant pourrait ne pas se produire avant des décennies, voire des siècles.

Rastinejad et ses collègues ont surnommé ce sursaut "BOAT" (Brightest Of All Time), " car lorsque vous regardez les milliers de sursauts que les télescopes à rayons gamma détectent depuis les années 1990, celui-ci se démarque. La sensibilité de Gemini et sa suite d'instruments variés nous aideront à observer les contreparties optiques de GRB 221009A bien plus tard que la plupart des télescopes au sol. Cela nous aidera à comprendre ce qui a rendu ce sursaut gamma si unique et si énergique."

Des perturbations dans l'ionosphère terrestre

GRB 221009A étant relativement proche de la Terre à l'échelle de l'univers, dans un article non validé publié dans les "RNAAS" (Research Notes of the American Astronomical Society) en octobre 2022, les astrophysiciens solaires Laura A. Hayes de l'ESA et Peter T. Gallagher de l'Institut d'Etudes Avancées de Dublin ont découvert que son rayonnement avait provoqué une perturbation ionosphérique brusque de la couche D de l'ionosphère terrestre au-dessus de l'Europe du Nord qui affecta les très basses fréquences entre 3 et 30 kHz (VLF).

Ce type de perturbation est connu et survient généralement après certaines éruptions solaires et avec les aurores. On en avait également détectée après l'éruption d'un GRB en 1988 (cf. G.J. Fishman et U.S. Inan, 1988) et celles de magnétars en 1999 (U.S. Inan et al., 1999) et 2018 (S.Palit et al., 2018).

Selon les auteurs, sur base d'études statistiques des effets des éruptions solaires, cette perturbation équivaut à une éruption solaire de rayons X de classe modérée, C3 à M1.0.

Normalement, une perturbation de la couche D de l'ionosphère se produit vers 90 km d'altitude et n'affecte que les bandes HF entre 160 et 40 m de longueur d'onde durant la journée sans perturber les communications à longue distance. Cette fois, l'éruption de ce GRB ionisa l'atmosphère jusqu'à 20 km d'altitude. L'ionisation fut si importante qu'on l'a détecta sur la face éclairée de la Terre où normalement un changement de densité électronique de la couche D aux fréquences VLF est difficile à mesurer durant la journée.

L'éruption de GRB 221009A enregistrée le 9 octobre 2022 provoqua une perturbation de la couche de D de l'ionosphère terrestre aux basses fréquences (VLF). A gauche, l'amplitude VLF sur toute la journée est représentée en (a), avec un zoom en dessous. A droite, les signaux des rayons X et gamma du GRB enregistrés respectivement par l'instrument rayons X STIX (c) de la sonde spatiale Solar Orbiter et par le satellite gamma Fermi (détecteur NAI-7, d). Document L.A. Hayes et P.T. Gallagher (2022).

Hayes et Gallagher ont également mesuré un décalage temporel en VLF entre les émissions X et gamma. Dans le cas du Soleil, on sait qu'il existe un décalage de 2-3 minutes entre les émissions X et radios. Dans le cas de GRB 221009A, le délai entre les émissions X et gamma atteignit près de 55 secondes et il fallut une demi-heure pour revenir à une amplitude normale (la recombinaison des atomes ionisés).

Selon les auteurs, à ce jour il s'agit de l'effet le plus fort produit par un GRB dans l'environnement terrestre. Sur base de ces nouvelles données, les chercheurs vont améliorer les modèles de l'ionosphère afin de mieux comprendre comme les rayonnements d'un GRB peuvent pénétrer si bas dans l'atmosphère et quels peuvent être leurs éventuels impacts, en particulier sur l'ionosphère des exoplanètes.

GRB 221009A est si brillant qu'il faudra des mois avant qu'il disparaisse dans les grands télescopes, ce qui signifie que les astronomes ont le temps de l'étudier. Son pic lumineux ayant atteint la 16e magnitude (cf. AAVSO), des astronomes amateurs se sont même lancés dans l'observation de ce GRB.

Du fait de sa relative proximité de la Terre, cet évènement est également une occasion unique de mieux comprendre l'origine des éléments plus lourds que le fer, en particulier s'ils se forment uniquement lors de fusions d'étoiles à neutrons ou également lors des explosions de supernovae ou de GRB. En effet, selon les modèles, les GRB les plus énergétiques pourraient former certains éléments lourds comme l'or.

GRB 090423

Aujourd'hui, le record de distance est détenu par GRB 090423 situé dans la constellation du Lion (A.D.: 9h 55m 35s, Décl.: +18°9' 37s, J2000). Le 23 avril 2009, les satellites Fermi et Swift détectèrent une rafale de rayonnement gamma durant 10 secondes ainsi que des rayons X provenant de cet astre. Etant donné qu'aucune lumière (visible) n'accompagna l'explosion, cela suggère que l'astre se situe à grande distance. L'analyse spectrale révéla que la source d'émission se situe à z = 8.2 soit 13.09 milliards d'années-lumière. Elle s'est produite à peu près 630 millions d'années après le Big Bang, en pleine époque de réionisation (cf. la théorie du Big Bang). Voici les communiqués de presse de la NASA et du CfA.

L’explosion détectée proviendrait d’un jet de particules et de rayons gamma. On suppose qu'il fut émis suite à l'effondrement d'une étoile massive qui s'est transformée en trou noir. Toutefois, on ne peut pas en avoir la certitude sans une preuve directe.

Photos de l'afterglow (lueur résiduelle) suivant l'explosion de GRB 090423 le 23 avril 2009. L'astre est situé à z = 8.2 soit 13.09 milliards d'années-lumière, un record. A gauche, l'image infrarouge prise par le télescope Gemini North. A droite, composite UV/Optique (B+V) et rayons X (orange, rouge) réalisé par Swift (GROUND). L'image couvre un champ de 6.2' x 6.2'. Documents Gemini Obs/NASA et Swift.

Selon Nial R. Tanvir et ses collègues qui observèrent ce sursaut d'éclat, si nos instruments actuels sont capables de détecter des émissions aussi puissantes à z = 8.2, ils peuvent aussi détecter des émissions plus faibles à z > 20, c'est-à-dire à plus de 13.5 milliards d'années-lumière, 180 millions d'années seulement après le Big Bang.

GW170817, une source GRB

Comme on le voit ci-dessous, il s'avéra qu'une autre surprenante source GRB apparut suite à la fusion de deux étoiles à neutrons qui généra des ondes gravitationnelles détectées par la collaboration LIGO en 2017, l'évènement GW170817.

L'évènement GW170817 fut notamment associé à une contrepartie gamma TeV SSS17a qui fut détectée par les radiotélescopes du réseau H.E.S.S le 17 août 2017. Les cercles indiquent la position de la source à différentes heures dans un rayon de 1.5°. Il s'agit d'une source GRB. Document Collaboration H.E.S.S., (2017).

En 2018, après deux ans d'analyses et de simulations, l'astrophysicien théoricien Davide Lazzati de l'Université d'Orégon et ses collègues confirmèrent dans les "Physical Review Letters" ce qu'ils avaient prédit deux ans plus tôt dans les "MNRAS", à savoir que le jet pulsé relativiste de rayons gamma observé dans les éjecta au cours de cet évènement correspond exactement au modèle canonique d'au moins une éruption GRB générée par la fusion de deux étoiles à neutrons. Les jets structurés produisirent par ailleurs un écho lumineux de rémanence qui s'intensifia au cours du temps avant de disparaître comme ce fut le cas de l'émission X.

L'équipe de Lazzati avait prédit que d'autres rayonnements différents de la rémanence générée par l'éruption GRB seraient émis après l'éruption gamma : des ondes radios et des rayons X, ce qui fut effectivement observé avec la luminosité qu'elle avait prédite.

Cette découverte est importante car les GRB sont classés en deux catégories : les GRB courts dont les éruptions gamma brèves (durant quelques secondes à quelques minutes) sont associées à la mort d'une étoile massive dont le noyau se transforme en trou noir et les GRB longs (voir plus bas). C'est la première fois qu'on associa une source d'émissions brève GRB de l'ordre de 2 secondes à un évènement astrophysique lié à la fusion de deux étoiles à neutrons qui conduisit également à la formation d'un trou noir.

Conclusion, nous avons à présent la certitude validée par l'observation que certaines sources GRB sont associées à l'activité cataclysmique de naines blanches et d'étoiles à neutrons binaires. En particulier, les GRB peuvent apparaître suite à la fusion de deux étoiles à neutrons. Plus intéressant, on peut les étudier indirectement grâce à LIGO mais également dans tout le spectre de rayonnements.

GRB 211106A

Dans un article à paraître dans "The Astrophysical Journal" en 2022 (en PDF sur arXiv, lire aussi le communiqué), une équipe internationale d'astronomes dirigée par Tanmoy Laskar de l'Université de Radboud aux Pays-Bas a découvert un bref sursaut gamma catalogué GRB 211106A qui pourrait fournir un contexte important pour comprendre ce genre d'explosion.

Comme GRB 130603B décrit plus haut, l'évènement GRB 211106A correspond à la fusion (merge) de deux étoiles à neutrons qui engendra une explosion spectaculaire appelée une kilonova. La fusion libéra également des ondes gravitationnelles et une brève explosion de rayonnement gamma sous forme d'un jet bipolaire comme illustré à gauche.

Illustration de GRB 211106A. On distingue le jet bipolaire et l'impessionnante onde de choc dans le gaz ambiant. Document ALMA/M.Weiss.

Le sursaut gamma GRB 211106A est survenu le 6 novembre 2021 et fut détecté par le satellite X et gamma INTEGRAL de l'ESA. Une alerte fut immédiatement transmises aux autres observatoires dont ALMA de l'ESO et c'est le satellite Swift de la NASA parmi d'autres, qui effectua le suivi. Le sursaut GRB dura moins de deux secondes, mais la rémanence de la kilonova fut détectable pendant près de 60 jours car le jet de particules libéré par la fusion excita le gaz environnant.

Selon l'astronome Wen-Fai Fong de l'Université Northwestern d'Illinois et coauteur de cet article, "Ce sursaut gamma court était le premier GRB que nous essayions d'observer avec ALMA. Les rémanences pour les rafales brèves sont très difficiles à trouver. C'était donc spectaculaire d'avoir capturé cet éclat si brillant."

Sa collègue Geneviève Schroeder précisa que "les longueurs d'ondes millimétriques peuvent nous renseigner sur la densité de l'environnement autour du GRB. Lorsqu'elle sont combinées avec les rayons X, elles peuvent nous renseigner sur la véritable énergie de l'explosion."

Alors que les jets d'un GRB se déplacent à plus de 99.9% de la vitesse de la lumière dans le vide, en traversant le gaz environnant, les ondes de choc accélèrent les électrons. L'énergie rayonnée par ces électrons culmine aux longueurs d'ondes millimétriques et peuvent donc indiquer aux astronomes l'énergie totale de l'explosion.

Les mesures d'ALMA suggèrent que le GRB 211106A libéra une énergie totale comprise entre 2x1050 ergs et 6x1051 ergs, ce qui le place parmi les GRB courts les plus puissants détectés à ce jour.

Ce niveau d'énergie est impressionnant quand on sait que l'évènement GRB 211106A se produisit il y a entre 6.3 et 9.1 milliards d'années, et que la galaxie hôte se situe de nos jours à environ 20 milliards d'années-lumière du système solaire en raison de l'expansion de l'Univers. A cette distance, les ondes gravitationnelles libérées par la fusion étaient trop faibles pour être détectées.

L'avantage d'ALMA sur les observatoires rayons X et gamma est que la rémanence aux longueurs d'ondes millimétriques dure plus longtemps. Cela donne aux astronomes plus de temps pour étudier le jet du GRB qui commence comme un flux étroit, puis s'élargit progressivement, comme un pointeur laser.

L'équipe de Fong et Schroeder a calculé que l'angle d'ouverture du jet était de 16°, ce qui est le plus large jamais mesuré pour un GRB court. Ceci est important car on ne peut détecter ou voir un GRB que lorsque son jet est dirigé vers la Terre. Donc plus le jet est large, plus nous avons de chances de le détecter.

A gauche, la contrepartie optique de magnitude ~25.7 de la source GRB 211106A enregistrée par le HST sous filtre infrarouge F110W (1100 nm) avec la position détectée par Chandra incrustée en vert (CXO). A droite, sursaut gamma de moins de 2 secondes de GRB 211106A enregistré par ALMA le 19 novembre 2021. La rémanence provoquée par l'excitation du gaz subsista ~60 jours. Documents HST, ALMA, T.Laskar et al. (2022) et S.Dagnello/NRAO.

Les astronomes ont calculé le taux de fusion des étoiles à neutrons en fonction du nombre de GRB courts détectés à ce jour et des estimations des angles d'ouverture de leur jet. Les résultats indiquent que si des GRB plus courts ont des jets plus larges, les astronomes ont peut-être surestimé le nombre de fusions d'étoiles à neutrons. Ceci à des répercussions en cosmochimie.

Les conditions lors des fusions d'étoiles à neutrons sont si extrêmes que certains des éléments les plus lourds et les plus précieux de l'Univers, tels que l'or, le platine et l'argent, sont forgés durant ces collisions au cours du processus r sur lequel nous reviendrons. On estime qu'une seule fusion d'étoiles à neutrons peut produire entre 3 et 13 masses terrestres d'or. Par conséquent, l'abondance cosmique de ces éléments dépend fortement de la vitesse à laquelle les fusions d'étoiles à neutrons se produisent.

Origine des GRB longs

La deuxième catégorie regroupe les GRB longs dont les émissions longues sont associées à des étoiles massives d'environ 10 M qui s'effondrent asymétriquement en étoile à neutrons ou en trou noir. L'effondrement radial provoque la formation d'un disque qui s'effondre ensuite, tandis que le moment cinétique est conservé et génère des jets le long de l'axe de rotation.

En 2019, Ashley Chrimes de l'Université de Warwick et ses collègues ont annoncé dans les "MNRAS" la découverte probable de l'origine d'un GRB long : les jets gamma seraient liés à la vitesse de rotation élevée acquise par l'étoile mourante piégée dans le champ gravitationnel de son compagnon. Les forces de marée réciproques empêchent leur ralentissement et peuvent même accélérer leur spin. Cette énergie rotationnelle peut se coupler avec la rotation propre des deux étoiles et finir par les éloigner l'une de l'autre.

Grâce à des modélisations, les chercheurs ont également pu prédire les caractéristiques de ces systèmes binaires, notamment leur température effective et leur luminosité, leur modèle s'appliquant à des étoiles de différentes métallicité, un paramètre important qui resta longtemps non résolu dans les équations.

A gauche, illustration artistique de deux étoiles de différente taille générant des sursauts gamma ou GRB. Dans les deux cas, le GRB est produit par un jet perforant à travers l'étoile. Ce jet bipolaire est généralement projeté le long de l'axe de rotation de l'étoile. A droite, un système binaire GRB. Dans le cas d'un GRB long, c'est la vitesse de rotation élevée de l'étoile massive mourante piégée dans le champ gravitationnel de son compagnon qui explique la durée plus longue de l'émission gamma ainsi que la taille plus élevée de l'étoile. Documents Mark A. Garlick pour A.Chrimes et al./U.Warwick.

Ceci dit, pour mieux comprendre la nature des hypernovae, SLSNe et GRB, les astronomes ont besoin d'instruments à très haute résolution pour rassembler de nouvelles données et affiner les modèles afin d'établir des prédictions plus précises. S'agissant de phénomènes transitoires, identifier avec certitude un rémanent d'hypernova est délicat et même si des chercheurs comme ceux de l'équipe de MAXI pensent que la grande bulle du Cygne en est un (cf. M.Kimurta et al., 2012), bien malin celui qui pourrait l'affirmer.

Selon les modèles, des hypernovae et des supernovae superlumineuses pourraient être découvertes dans l'univers primordial jusqu'à z~20 ou 30 au moyen du télescope spatial James Webb. L'analyse de leur rayonnement et du SNR pourrait mettre les astrophysiciens sur la voie de la physique des GRB. En attendant cet heureux évènement, bien que nous ayons quelques pistes, l'origine des GRB reste encore en partie mystérieuse mais ne compte plus parmi les plus grands mystères de l'univers. La Science progresse.

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[11] J.Paul, “L’homme qui courait après son étoile”, Odile Jacob, 1998, p167.


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