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La diversité des étoiles

Les éléments plus lourds que le fer sont notamment formés au cours de la fusion de deux étoiles à neutrons grâce au processus r. Document ESO, L.Calçada, M.Kornmesser adapté par l'auteur.

Les sources de processus r (VII)

Cela fait des décennies que les physiciens et les astrophysiciens s'interrogent sur l'origine des éléments lourds qu'on détecte dans le milieu interstellaire et dans beaucoup de galaxies naines, notamment les actinides (numéros atomiques 89 à 109) qu'on retrouve dans le système solaire et 95% de tout l'or existant sur la Terre.

On sait aujourd'hui que ces éléments furent créés dans les étoiles lorsque les nucléons ont capturé des neutrons. Dans la plupart des vieilles étoiles ce processus nucléaire s'est déroulé rapidement, d'où sous nom de "processus r" où "r" signifie rapide, une réaction de nucléosynthèse déjà entrevue à propos du Soleil.

Si les astrophysiciens savent que le processus r existe, ils ignorent encore exactement quel type d'étoile ou de phénomène astrophysique produit cette réaction.

Des éléments lourds se forment dans le coeur des étoiles massives très âgées mais qui se sont formées trop tôt pour que les étoiles à neutrons résultantes aient eu le temps d'entrer en collision.

Voyons quels sont les sources possibles de processus r.

Les supernovae

On a longtemps pensé que le processus r était favorisé dans les supernovae car on n'imaginait pas d'autres étoiles ou évènements astrophysiques capables de produire des réactions nucléaires aussi violentes et des éléments aussi lourds. Mais au cours des dernières décennies de nouvelles données observationnelles ont fini par apporter les preuves que plusieurs autres phénomènes astronomiques pouvaient également former ces éléments par le processus r.

Selon le physicien nucléaire Anton Wallner du centre Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf (HZDR) et de l'Université Nationale Australienne (ANU) de Canberra et ses collègues, les supernovae ne peuvent pas expliquer la quantité d'éléments lourds qu'on trouve dans notre banlieue galactique. Cela signifie que d'autres évènements cosmiques y ont majoritairement contribués, notamment la fusion de deux étoiles à neutrons ou certaines supernovae atypiques associées aux GRBs et aux collapsars (cf. A.Wallner et al., 2021).

Echantillon de la croûte océanique contenant quelques atomes de Pu-244 et de Fe-60. Document A.Wallner et al. (2021).

Si un évènement impliquant un processus r s'était récemment produit à proximité du Soleil, certains parmi ces éléments se retrouveraient aujourd'hui dans la croûte terrestre. Wallner et ses collègues ont donc décidé de partir à leur recherche. Ils ont extrait du fond de l'océan Pacifique un échantillon de 410 g de croûte terrestre présenté à gauche et recherché des traces de processus r, notamment des radionucléides de plutonium-244 (Pu-244).

Grâce au spectromètre de masse par accélérateur du HZDR, un accélérateur d'ions qui permet de mesurer de très faibles teneurs d'éléments, les chercheurs ont pu identifier 180 atomes de Pu-244 qui se sont déposés dans la croûte terrestre au cours des 9 derniers millions d'années.

Les chercheurs ont ensuite comparé l'abondance du Pu-244 à celle d'atomes de Fer-60 dont la source est connue. Ce fer provient des supernovae de Type II, mais il s'est formé par des réactions de nucléosynthèse dans le coeur d'une étoile et non dans le cadre du processus r. Ils ont découvert 415 atomes de Fe-60.

Le Pu-244 présente une demi-vie de 80.6 millions d'années et celle du fer-60 est de 2.6 millions d'années. Ces deux éléments n'auraient donc pas pu être présents lors de la formation de la Terre, il y a 4.6 milliards d'années. Cela implique que leur source est un évènement relativement récent.

Aux cours de leurs analyses, les chercheurs ont calculé depuis combien de temps ces éléments avaient été déposés et découvrirent deux pics à ~ 2.5 millions et ~6.5 millions d'années, suggérant qu'au moins deux supernovae avaient récemment explosé à proximité de la Terre.

Mais les scientifiques ne peuvent pas affirmer que le plutonium provient également de ces supernovae. Si c'était le cas, la quantité de plutonium produite dans ces supernovae serait trop faible pour expliquer l'abondance des éléments lourds mesurée dans notre voisinage galactique. Cela suggère que les supernovae ne peuvent pas être la principale source d'éléments lourds, du moins à proximité du Soleil. Cela signifie que d'autres sources de processus r sont toujours nécessaires. Les fusions de deux étoiles à neutrons sont les candidates idéales.

Les fusions d'étoiles à neutrons

Des expériences conduites par la Collaboration HADES dans l'accélérateur d'ions lourds du GSI installé à Darmstadt ont permis de simuler les conditions de la fusion d'étoiles à neutrons (cf. GW170817 plus bas). La reconstruction du rayonnement thermique donne une température de 800 milliards de degrés Celsius. C'est un niveau d'énergie permettant aisément la fusion des noyaux lourds (cf. Collaboration HADES, 2019).

En 2019, l'équipe de Imré Bartos de l'Université de Floride découvrit dans des météorites remontant à l'époque du système solaire primordial des isotopes radioactifs d'actinides prouvant qu'ils furent créés grâce au processus r. En calculant le taux de désintégration de ces isotopes et en les comparant à des simulations de la Voie Lactée, les chercheurs ont pu déterminer qu'ils furent créés au cours de la fusion de deux étoiles à neutrons situées à environ 1000 années-lumière de la nébuleuse protosolaire survenue quelque 80 millions d'années avant la formation du système solaire et 100 millions d'années avant la formation de la Terre.

Selon leurs calculs, le processus r serait probablement à l'origine de 0.3% des éléments les plus lourds existants sur Terre et notamment de l'or, du platine et de l'uranium, confirmant par une autre méthode les chiffres publiés en 2017 (cf. I.Bartos et al., 2019).

Précisons qu'une alliance de mariage en or qui exprime une connexion humaine profonde symbolise également notre connexion avec notre origine cosmique remontant avant l'émergence de l'humanité et même avant la formation de la Terre, à savoir que ce bijou contient environ 10 mg d'or qui furent créés il y a 4.6 milliards d’années...

Les processus r se produisent également dans les galaxies naines (cf. Meeting de l'AAS 2018) mais sur une échelle de temps plus longue, c'est-à-dire que les éléments lourds qu'on y détecte se sont formés plus récemment dans l'histoire de l'univers. C'est ce retard dans la production des éléments lourds qui permit d'affirmer que les fusions d'étoiles à neutrons est l'une des deux principales sources de ces éléments.

La kilonova

Après la supernova et la fusion de deux étoiles à neutrons, la troisième source d'éléments lourds et stables produits par le processus r est la kilonova (cf. GRB 130603B) ou hypernova qui présente à la fois les caractéristiques d'une supernova ou d'une nova et celles d'une étoile compacte (cf. N.Tanvir et al., 2013). Proportionnellement, c'est peut-être la source la plus importante.

La kilonova est surnommée la "supernova à processus r". C'est un astre qui devient soudainement aussi brillant que 1000 novae soit 1/10e à 1/100e de la luminosité d'une supernova. Cette réaction produit non seulement des éléments lourds mais elle les désintègre également en produisant un intense flux de rayonnements, de particules et des ondes gravitationnelles. Cette explosion est accompagnée de rayons gamma, les émissions les plus énergétiques de l'univers. Elles ne peuvent donc être émises que dans des circonstances particulières liées à des conditions extrêmes que les astrophysiciens commencent seulement à comprendre.

De façon générale, on regroupe les phases d'implosion gravitationnelle d'astres massifs (ou binaires) en rotation rapide sous le nom de "collapsar". Dans une étude publiée dans la revue "Nature" en 2019, l'équipe du physicien théoricien Daniel M. Siegel de l'Université de Columbia a estimé que "80% des éléments lourds existant dans l'univers furent probablement formés par des collapsars lors de l'effondrement d'étoiles massives d'au moins 30 M".

La contrepartie optique de GW170817

Le 16 octobre 2017, l'ESO annonça officiellement la découverte de la contrepartie visible d'une source d'ondes gravitationnelles découverte deux mois plus tôt grâce à l'interféromètre LIGO en collaboration avec Virgo et cataloguée GW170817. Moins de 12 heures plus tard, les astronomes avaient identifié la contrepartie optique. La source provenait d'un astre situé dans la galaxie NGC 4993 à environ 130 millions d'années-lumière dans la constellation de l'Hydre. Cette explosion qui secoua l'espace-temps était le résultat de la fusion de deux étoiles à neutrons qui donna naissance à une nouvelle étoile à neutrons hypermassive comme l'ont confirmé les astronomes de la RAS en 2018.

A gauche, la galaxie NGC 4993 située à environ 130 millions d'années-lumière dans la constellation de l’Hydre. Au centre, observation de la contrepartie optique du signal GW170817 et du flash gamma dans la galaxie NGC 4993 par le Télescope Spatial Hubble. A droite, illustration de la fusion de deux étoiles à neutrons à l'origine de l'émission des ondes gravitationnelles (GW170817) détectées le 17 août 2017 par LIGO et Virgo. Documents ESO, ESO/ESA/STScI et Robin Dienel/CIS.

Comme on le voit ci-dessous, environ 15 heures après l'émission des ondes gravitationnelles, le satellite Swift détecta un flash en UV. Neuf jours plus tard, les satellites Fermi LAT et INTEGRAL détectèrent un flash de rayons gamma d'une luminosité estimée à 9.7x1043 erg/s (un facteur 5 fois inférieur au flash du GRB 090510) qui fut suivi par une forte émission de rayons X détectée par Chandra et NuSTAR.

L'évènement de nature explosive présentait une luminosité 1000 fois supérieure à celle d’une nova classique. Le flash UV correspondait à une perte de masse d'environ 0.03 M sous forme de vent stellaire, typique d'une kilonova bleue comme l'expliquèrent Phil A. Evans de l'Université de Leicester et ses collègues dans la revue "Science" en 2017. L'analyse spectrale effectuée grâce au NTT et au VLT indiqua la présence de platine, d'uranium et probablement de césium et de tellure parmi d'autres éléments lourds issus des réactions de fusions thermonucléaires. De l'or a même été produit dans une quantité estimée à la masse de la Terre ! C'est la première fois qu'on identifia concrètement l'effet d'un processus r, le faisant enfin sortir des limbes des modèles théoriques.

A voir : Fusion de deux étoiles à neutrons, NASA

A gauche, la kilonova observée en UV par satellite Swift de la NASA observée 15 heures après l'évènement GW170817 produit par la fusion de deux étoiles à neutrons le 18 août 2017. Au centre, la kilonova observée par le Télescope Spatial Hubble superposée à l'enregistrement rayons X de Chandra détecté 9 jours plus tard. Cliquer sur les images pour lancer les animations (GIF de 1 MB). A droite, schéma de la fusion de deux étoiles à neutrons correspondant à l'évènement GW170817. Documents NASA/Swift et NASA/CXC/E.Troja.

Effet superluminique

Grâce à un réseau VLBI constitué des radiotélescopes du VLBA, Karl Jansky (VLA) et GBT, dans les mois qui suivirent l'évènement GW170817 les radioastronomes de l'observatoire NRAO ont découvert qu'une région du mergeur émettant un signal radio s'était déplacée à une vitesse tellement rapide qu'elle ne pouvait s'expliquer que par un jet superluminique, un effet très connu de la relativité restreinte.

Comme on le voit ci-dessous à gauche, les modélisations indiquent que le jet est probablement très étroit, formant un angle inférieur à 5°, et pointait à seulement 20° de la direction de la Terre au moment des observations. La matière émise par ce jet fut éjectée à plus de 0.97c, soit pratiquement à la vitesse de la lumière.

Selon les radioastronomes dont Kunal Mooley du NRAO et Caltech, comme on le voit ci-dessous à droite, le jet de plasma perça la coquille d'éjecta puis se brisa, poussant devant lui le nuage de débris en formant un point chaud. Entre octobre 2017 et avril 2018 soit en 155 jours ce point chaud parcourut 2 années-lumière, ce qui correspond à une vitesse apparente 4 fois supérieure à la vitesse de la lumière (4c) !

A gauche, modélisation de la fusion des deux étoiles à neutrons avec la formation d'un jet bipolaire et d'une bulle d'éjecta. La position de l'observateur (LIGO et NRAO) est indiquée par l'oeil. A droite, simulation de l'image radio observée à 3 et ~7 mois après l'évènement GW170817 avec l'apparition d'un jet superluminique qui parcourut 2 a.l. en 155 jours ce qui représente une vitesse apparente de 4c ! Documents NRAO/AUI/NSF adaptés par l'auteur.

C'est un heureux concours de circonstances qui permit d'observer ce phénomène car à quelques degrés près, si le jet ne pointait pas vers la Terre, l'émission radio aurait été trop faible pour être détectée.

Selon Mooley, la détection d'un jet superluminique dans GW170817 renforce considérablement le lien entre les fusions d'étoiles à neutrons et les sursauts de rayons gamma de courte durée.

Les Fast Radio Bursts (FRBs)

Les "Fast Radio Bursts", FRBs en abrégé, sont des sursauts radios d'une durée de quelques millisecondes émis par des objets du ciel profond dont on ignore la nature et l'origine (à ne pas confondre avec les GRB d'une période bien plus longue).

Le système d'antennes CHIME installé au Canada assure une veille permanente des sursauts radioélectriques, en particulier des sources FRBs. Le système se compose de 4 réflecteurs hémisphériques de 20 m x 100 m fonctionnant entre 400-800 MHz avec une résolution de 0.39 MHz. Il peut traiter 2048 signaux simultanément. Document André Renard, Dunlap Institute/U.Torotnto/CHIME.

Les FRBs sont également appelés "sursauts de Lorimer" par référence à l'astronome Duncan R. Lorimer de l'Université de West Virginia, spécialiste des objets compacts (trou noir, étoile à neutrons, pulsar, naine blanche, etc.) qui découvrit le premier FRB dans le Petit Nuage de Magellan en 2007 et qui fit l'objet d'une publication dans la revue "Sciences".

A ce jour, plus de 1000 FRBs ont été détectés par les radiotélescopes dont celui de Parkes (64 m de diamètre) en Australie, Arecibo (305 m de diamètre) à Porto Rico, CHIME (un réflecteur cylindrique de 20 m x 100 m travaillant entre 400-800 MHz) installé au Canada, FAST qui découvrit six nouveaux FRBs en 2021 dans le cadre du sondage CRAFTS, et une poignée d'autres installations, mais leur nature reste inconnue car soit les flashes sont trop rapides soit la source est trop éloignée pour être identifiée.

Sur l'ensemble des FRBs connus, 19 sont des Répéteurs ou Repeating FRBs, c'est-à-dire des sources dont l'émission s'est répétée au moins une seconde fois (cf. E.Fonseca et al., 2020; CHIME/FRB Collaboration et al., 2019), les autres n'étant pas des Repeatings.

Ceci dit, certains astronomes ont évoqué en parallèle l'hypothèse d'une émission extraterrestre, mais qui n'a jamais été prouvée.

On a longtemps cru que les FRBs étaient situés dans la Galaxie jusqu'à ce qu'on localise certaines sources dans des galaxies situées à plusieurs milliards d'années-lumière. Ainsi en 2016, Evan Keane de l'organisation SKA (Square Kilometre Array) et son équipe sont parvenus à associer une source FRB avec une galaxie elliptique située à environ 6 milliards d'années-lumière dans la constellation du Grand Chien.

Les sursauts en rafale de FRB 121102

FRB 121102 fut découvert en 2014 par l'astrophysicienne américaine Laura Spitler dans les données d'Arécibo enregistrées en 2012. En 2017, sur base d'études par interférométrie, plusieurs équipes de chercheurs dont celle du doctorant Mitsuru Kokubo de l'Université de Tokyo et ses collègues, l'équipe dirigée par le radioastronome Cees G. Bassa du NIRA et celle de l'astrophysicien Shami Chatterjee de l'Université de Cornell ont déterminé que FRB 121102 est une source compacte d'une taille inférieure à 1.7 mas. Elle coïncide avec une radiosource très faible de 180 μJy qui émet également dans le spectre visible à la magnitude apparente de +25. C'est la premières source FRB associée à un objet visible.

La source FRB 121102 située dans une galaxie naine située à 2.4 milliards d'années-lumière. Voir aussi la vidéo MP4 sur le site Gemini Obs. Document Gemini Observatory/AURA/NFS/NRC adapté par l'auteur.

FRB 121102 se trouve dans une galaxie naine pauvre en métaux située à 2.4 milliards d'années-lumière (z=0.193) dans la constellation du Cocher. Elle est associée à une gigantesque nurserie d'étoiles pouvant contenir des étoiles à neutrons ou des magnétars qui se trouve à 6200 années-lumière du centre de cette galaxie qui mesure 20000 années-lumière de diamètre.

Sur l'ensemble des FRBs, seul FRB 21102 a présenté plus d'une centaine de sursauts radio depuis 2012 à une cadence variable. FRB 121102 suit une période d'activité d'environ 157 jours : il est actif durant ~90 jours puis reste silencieux durant ~67 jours (cf. K M. Rajwade et al., 2020).

En 2018, la source présenta 93 sursauts en l'espace de 5 heures dont 45 pulses durant les 30 premières minutes (cf. Y.G.Zhang et al., 2018) dont les périodes s'échelonnaient entre 0.03 ms et 2 ms. Entre le 29 août et le 29 octobre 2019, elle présenta 1652 sursauts sur une période de 59.5 heures réparties sur 47 jours. Durant cette période, jusqu'à 122 sursauts par heure furent détectés; c'est le taux le plus élevé jamais enregistré pour une source FRB (cf. D.Li et al., 2021).

L'émission présente une polarisation linéaire proche de 100% et une rotation de Faraday très importante et variable. Ces phénomènes sont la signature d'un effet magnéto-optique, c'est-à-dire d'une interaction entre la lumière et un champ magnétique intense dans le milieu interstellaire. Concrètement, la polarisation de la lumière subit une rotation proportionnelle à la composante du champ magnétique dans la direction de propagation de la lumière.

Dans un article publié dans la revue "Nature" en 2018, Daniele Michilli de l'Université d'Amsterdam et ses collègues ont suggéré que FRB 121102 est un petit objet d'une douzaine de kilomètres de diamètre, la taille typique d'une étoile à neutrons. Elle serait plongée dans le champ magnétique intense du disque d'accrétion (chargé électriquement) d'un trou noir massif d'au moins 10000 M situé à proximité.

Imaginer qu'un si petit objet soit visible à plusieurs milliards d'années-lumière paraît invraisemblable. En fait, étant donné sa distance FRB 121102 brille principalement en dehors du spectre visible par son émission non thermique.

Certains chercheurs ont suggéré qu'il s'agit d'une étoile à neutrons car des astronomes du NRAO ont déjà découvert une telle configuration en 2013. Comme illustré ci-dessous à gauche, à environ 0.5 année-lumière du trou noir supermassif Sgr A* situé au coeur de la Voie Lacté gravite un magnétar, c'est-à-dire un pulsar fortement magnétisé, catalogué PSR J1745-2900. Dans une étude publiée en 2015, Jonathan I. Katz suggéra que cette étoile compacte se comporte comme un FRB mais de nouvelles mesures sont nécessaires pour le confirmer.

En attendant de confirmer cette théorie, les astronomes doivent approfondir leurs connaissances de la dynamique des interactions magnéto-ioniques dans le milieu interstellaire et vérifier si les modèles de FRB et les prédictions correspondent aux observations. Aussi, pour l'heure les chercheurs n'excluent pas d'autres explications, notamment en ce qui concerne les sursauts non répétitifs qui ne sont peut-être pas associés ou de même nature que la source FRB 121102.

A consulter : FRB Catalogue

A gauche, illustration du magnétar PSR J1745-2900 situé à proximité du disque d'accrétion du trou noir supermassif SG A* situé au coeur de la Voie Lactée. Son comportement est similaire à celui de la source FRB 21102. A droite, l'environnement de 6 FRBs observés dans des galaxies extérieures photographiées en IR (F160W) par le Télescope Spatial Hubble et Gemini North (FRB 180916). Le champ couvre 5 à 10" selon les images. Document Bill Saxton/NRAO-AUI-NSF et A.Mannings et al. (2021).

Dans une étude publiée dans "The Astrophysical Journal" en 2021 (en PDF sur arXiv), l'astrophysicienne Alexandra Mannings de l'UCLA et ses collègues sont parvenus à étudier en haute résolution l'environnment de 8 FRBs grâce au Télescope Spatial Hubble dont 6 images prises en infrarouge à 1600 nm sont présentées ci-dessus à droite. L'emplacement du FRB est indiqué par l'ellipse tiretée.

Par déduction, les chercheurs ont écarté les anciennes hypothèses, notamment celle associant les FRBs à des régions riches en étoiles massives et seraient des supernovae. Ces FRBs ne proviennent pas non plus de la fusion de vieux coeurs d'étoiles compactes tels que des étoiles à neutrons, car de telles collisions sont rares et ont tendance à se produire loin en dehors des bras galactiques. Les observations de Hubble de 2009, 2019 et 2020 suggèrent plutôt que les sursauts des FRBs proviendraient de magnétars (voir plus bas).

Les chercheurs ont également exclu l'idée que les sursauts pourraient provenir de galaxies naines, car les télescopes ne distinguaient pas de bras en spirale ou d'autres structures galactiques. Le traitement d'image avancé et l'analyse des données de Hubble ont permis aux chercheurs d'écarter cette explication pour ces huit FRBs.

Pour comprendre la nature des dizaines d'autres FRBs, en 2017 le physicien Justin Vandenbroucke de l'Université du Wisconsin à Madison et ses collègues ont publié les résultats d'une étude dans "The Astrophysical Journal" visant à vérifier si les sources FRBs étaient des émetteurs de neutrinos.

Entre mai 2011 et mai 212, ils ont recherché des émissions neutrinos dans les archives de l'Observatoire IceCube installé au pôle Sud. Sur les 138322 évènements concernant potentiellement des neutrinos muoniques, aucun ne correspondait à la localisation d'une source FRB. Les scientifiques peuvent donc déjà fixer la limite supérieure de la quantité de neutrinos qui serait émise pendant les sursauts FRBs et les comparer aux prédictions des différents modèles d'étoiles ou d'émetteurs magnéto-ioniques. D'ores et déjà il s'avère que les FRBs qui ne sont pas d'intenses émetteurs de neutrinos. Donc l'idée qu'ils seraient des quasars (AGN, etc), des GRB ou des trous noirs semble également écartée.

A voir : Hubble Tracks Origins of Energy Blasts, NASA-GSFC, 2021

Le flash FRB d'un magnétar ?

Le 28 avril 2020 à 7h34 locale, CHIME enregistra un flash FRB de plusieurs millisecondes comprenant deux composantes, une émission X très puissante et une émission radio. En raison de sa luminosité (~3x1034 erg à 400-800 MHz), les astrophysiciens savaient que cette source était proche, contrairement aux autres FRBs qui sont tous situés dans d'autres galaxies. Cette émission provenait du magnétar galactique SGR 1935+2154 découvert en 2014 à ~30000 années-lumière dans un rémanent (SNR) de supernova. C'est une découverte importante qui surexcita tous les membres de la collaboration CHIME/FRB qui s'empressa de publier un article sur ce phénomène sur le serveur arXiv trois semaines plus tard.

Un autre radiotélescope à grand champ, le Survey for Transient Astronomical Radio Emission 2 (STARE2) formé de trois antennes comprenant des dipoles croisés dispersées dans l'ouest des États-Unis et fonctionnant à 611 MHz détecta également le signal FRB le 28 avril et mesura son énergie. Ses résultats furent également publiés sur le serveur arXiv.

Cette découverte pourrait être le chaînon manquant tant recherché par les astronomes depuis plus d'une décennie. En effet, ces évènements simultanés suggèrent que les deux signaux proviennent de la même source cosmique.

Bien qu'il s'agisse d'un évènement unique, de nombreuses questions demeurent, notamment pourquoi ce flash était 30 fois moins énergique que le FRB le plus faible détecté dans une autre galaxie ? De plus, seuls cinq des 30 magnétars connus dans la Voie Lactée émettent des signaux radio faibles et SGR 1935+2154 n'en fait pas partie.

Localisation du magnétar SGR 14935+2154 à la limite inférieures des émissions des FRBs déduites des mesures de STARE2. Document E.Ó. Catháin.

Les astronomes sont de plus en plus convaincus que certains, sinon tous ces flashs radio de type laser proviennent de magnétars. Cette explication exclurait des sources plus exotiques telles que les trous noirs supermassifs et la fusion des étoiles à neutrons.

Si cette hypothèse est exacte, pour la prouver il faudrait détecter simultanément un neutrino et une éruption radio du même magnétar. Mais ce sera un défi difficile à relever car les neutrionos ne se laissent pas facilement capturer.

Comment expliquer qu'un magnétar pourrait alimenter un FRB ? En 2010, Brian Metzger de l'Université de Columbia et ses collègues ont déjà proposé un modèle dans lequel les magnétars émettent de fréquentes rafales de particules à des vitesses proches de celle de la lumière, semblables aux grandes bouffées de plasma que le Soleil éjecte sous forme de CME. Lorsqu'une telle émission frappe la matière émise plus tôt, il se forme une onde de choc qui provoque un déplacement en spirale des électrons autour des lignes de champ magnétique, générant une puissante impulsion radio de type laser. Le groupe de Metzger n'avait pas appliqué son modèle à un astre aussi faible que SGR 1935+2154, mais quand il le fit, cela fonctionna. Ce modèle peut également expliquer pourquoi l'impulsion des rayons X du magnétar était 100000 fois plus énergique que la composante radio.

Le physicien théoricien et astrophysicien Maxim Lyutikov de l'Université de Purdue pense que l'éjection de matière se produit près de la surface du magnétar. En 2002, des années avant la découverte des premiers FRBs, il proposa un moteur basé sur la reconnexion magnétique, dans lequel les lignes de champ se brisent et se reconnectent dans de nouvelles configurations, à l'image de ce qu'on observe sur le Soleil et qui provoque de puissantes éruptions.

Selon Lyutikov, sur une étoile à neutrons ces reconnexions pourraient engendrer des rafales presque simultanées de rayons X et d'ondes radio, bien que son modèle ne prenne pas encore en compte l'impulsion laser.

Quelle que soit le mécanisme à l'origine des FRBs, le flash du 28 avril 2020 montre que les magnétars sont capables de produire quelque chose de plus puissant que leurs faibles signaux radio habituels. Si on place le signal dans un diagramme luminosité/fréquence comme celui présenté ci-dessus à droite, on constate que les magnétars peuvent combler l'écart avec les FRBs. Cette découverte rend aujourd'hui cette possibilité beaucoup plus plausible.

L'avenir est aux basses fréquences

Actuellement on ne peut pas en dire plus et donc le mystère demeure. C'est la raison pour laquelle les scientifiques recherchent d'autres moyens pour compléter leurs connaissances des FRBs.

Les chercheurs pensent que les sursauts FRBs sont probablement bien plus fréquents qu'on l'observe. Dans une étude publiée en 2017 dans les "The Astrophysical Journal Letters", les astronomes Abraham (Avi) Loeb du CfA Harvard-Smithsonian et sa collègue Anastasia Fialkov ont analysé le profil spectral de FRB 121102 et extrapolé son activité afin de calculer le nombre de FRB observable par les futurs radiotélescopes entre 50 MHz et 3.5 GHz. Ils obtiennent un taux d'émission supérieure à 1 FRB par seconde sur la totalité du ciel en tenant compte des sources faibles dans l'univers lointain. Selon d'autres études, il existerait peut être 10000 évènements FRBs émis chaque jour dans toutes les directions.

Vandenbroucke estime qu'il est possible que les FRBs obéissent à une physique exotique. Mais Lyutikov estime que la découverte du flash du magnétar précité exclut cette possibilité : "Le jeu des théories alternatives devient de plus en plus difficile. Pour la majorité, c'est une question résolue : ce sont des magnétars".

Pour confirmer cette théorie, il faut des outils pour les étudier. Or, la résolution des instruments à 1.4 GHz (Parkes, Arecibo, ASKAP) est insuffisante pour identifier directement les sources individuelles ou leur fréquence de travail ne convient pas (par ex. 0.4-0.8 GHz pour CHIME et 0.8 GHz pour le GBT et UTMOST). C'est la raison pour laquelle les chercheurs comptent beaucoup sur les nouvelles installations radioastronomiques interférométriques et en particulier sur le SKA (Square Kilometre Array) en mode basse fréquence (array SKA-LOW fonctionnant entre 50-350 MHz avec une sensibilité de 2 mJy) qui en théorie pourrait détecter plus d'un FRB par minute sur la totalité du ciel jusqu'à l'époque de la réonisation de l'Univers, soit 700 millions d'années seulement après le Big Bang, entre z ~ 6 et 12 (cf. les résultats de la Collaboration Planck sur les contraintes sur l'histoire de la réionisation, XLVII, 2016).

Si on parvient à ce résultat, les chercheurs auront plus de chances de comprendre la nature des FRBs. En plus, s'ils atteignent cette époque primordiale, grâce aux FRBs ils pourront étudier la structure et l'évolution de l'Univers à très grandes distances, y compris sa composition et l'effet des émissions FRBs sur le rayonnement cosmologique et les premiers nuages d'hydrogène ionisé.

Enfin, pour en revenir aux étoiles compactes, dans leur évolution les étoiles à neutrons sont non seulement les filles dégénérées d’étoiles massives mais sont également associées aux pulsars.

Prochain chapitre

Les pulsars

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