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Nébuleuses et amas stellaires

Le rémanent de supernova RCW 103 situé à 10000 a.l. Le reste stellaire s'est transformé en magnétar. Document NASA/CXC.

Les rémanents de supernovae (III)

La supernova fait de la nova un bien pâle phénomène. Mais l'évènement explosif est éphémère et quelques mois plus tard, il ne reste tout au mieux qu'un résidu stellaire à peine visible dans les grands télescopes. En revanche, en explosant en supernova, le progéniteur a projeté dans l'espace l'équivalent de plusieurs masses solaires d'éjecta qui resteront généralement visibles durant des millions d'années. Cette nébuleuse porte le nom de rémanent de supernova ou SNR (Supernova Remnant). En 2020, le catalogue des supernovae répertoriait 2035 SNR (et PWN) dont 369 dans la Voie Lactée.

Concernant la nomenclature, les professionnels parlent de "rémanent" ou parfois de "vestige" pour qualifier la nébuleuse formant le SNR tandis que le résidu stellaire est généralement appelé le "reste" de l'étoile, une étoile à neutrons ou un trou noir situé généralement au centre du SNR.

Précisons immédiatement que les SNR tels ceux présentés sur cette page n'ont rien à voir avec les nébuleuses planétaires avec lesquelles certaines personnes les confondent en raison de leurs formes similaires. En effet, nous allons voir que les SNR se forment d'une toute autre manière que les nébuleuses planétaires et sont d'ailleurs beaucoup moins nombreux.

Nous allons successivement passer en revue les SNR les plus connus ou les plus spectaculaires parmi lesquels M1 la nébuleuse du Crabe, la Boucle de Barnard, les Dentelles du Cygne et quelques spécimens tout aussi étonnants (nous décrirons séparément SN 1987A) avant de décire les derniers développements en astrophysique les concernant, en particulier la nébuleuse du vent de pulsar (PWN) afin de mieux comprendre leur évolution et toute la complexité du sujet qui ne se résume pas simplement à une jolie bulle de gaz.

M1, la nébuleuse du Crabe

Un bel exemple de rémanent de supernova est Messier 1, la nébuleuse du Crabe qui nous rappelle qu'une supernova explosa à cet endroit précis de la constellation du Taureau en l'an 1054. Cette nébuleuse représente l'enveloppe de gaz et de poussière éjectée par l'étoile. Cette nébuleuse en émission visible dans un petit instrument amateur fut découverte en 1731 par John Bevis (l'auteur du catalogue "Uranographia Britannica"), peu avant que Charles Messier l'a répertorie en première ligne dans son fameux catalogue publié en 1774.

Ci-dessus à gauche, selon les spécialistes, ce dessin tracé sur la roche représenterait la supernova observée par les amérindiens Pueblos en 1054 qui brillait autant que la Lune. Elle donnera naissance à la nébuleuse du Crabe, M1 (au centre) dont voici une image prise par le VLT et une vue générale prise par le MPG de l'ESO. Après avoir éjecté son atmosphère extérieure, le reste de l'étoile s'est effondré et se transforma en pulsar (PSR B0531+21). Documents William C. Miller/Caltech/Carnegie Institution et NASA/ESA/STScI. A droite, l'étoile de Tycho (marquée "NOVA"), une supernova qu'il observa en 1572. Elle forme aujourd'hui le SNR G120.1+01.4 ou 3C10. La carte est extraite des oeuvres complètes de Tycho Brahé publiées en 1648.

A gauche et au centre, animation (infographie) de l'explosion de la supernova de 1054 qui donna naissance à la nébuleuse du Crabe, M1. A droite, explication sommaire de la fluorescence de l'anneau interne du SNR lors l'explosion de SN 1987A. Cliquer sur les images pour lancer les animations. Documents Mov de 3.9 MB, Mpeg de 6.4 MB et de 2.1 MB préparés par le STScI.

En l'an 1054, Yang Wei-Té, Astronome impérial à la cour de Chine sous la dynastie Sung (960-1279) découvrit un matin, peu avant le lever du Soleil, une "étoile invitée" (天關客星) plus brillante que Vénus (elle aurait atteint une magnitude visuelle de -3 voire -5 pour une magnitude absolue d'environ -19.7) à la place actuelle de la célèbre nébuleuse de la constellation du Taureau. Il consigna sa découverte dans les annales et connaissant trop bien les coutumes de son temps, il annonça un présage favorable à son maître. L'étoile invitée située à ~6500 années-lumière resta visible en plein jour pendant 23 jours. Par la suite, elle resta visible la nuit durant 2 ans. Comme on le voit ci-dessus à gauche, les Pueblos, ancêtres des amérindiens Hopi du Colorado l'aurait comparée dans leurs peintures à l'éclat de la Lune[3].

Sans le savoir, ces observateurs avaient assisté en direct à l'explosion d'une supernova dont l'éclat était équivalent à celui de 250 millions de Soleil ! L'étoile progénitrice avait une masse comprise entre 8 et 12 M mais il semble qu'elle avait déjà perdu entre 3 et 7 masses solaires sous forme de vent stellaire avant de s'effondrer et d'exploser. La supernova était une ECSN, une supernova à effondrement par capture d'électrons (et non une SNe II comme on l'a longtemps supposé).

Images multispectrales de la nébuleuse du Crabe, M1, des rayonnements les moins énergétiques (gauche) aux plus énergétiques (droite). M1 n'a pas de coquille externe (on la cherche depuis des décennies); on voit les éjecta mais pas la trace du choc principal, ce qui suggère que la supernova était peu énergétique (voir plus bas le chapitre sur la PWN). L'interaction entre les éjecta et le milieu ambiant génère une intense énergie qui libère non seulement de la chaleur, mais tout l'éventail des rayonnements corpusculaires et électromagnétiques, des ondes radios aux rayons X et gamma. Cette nébuleuse apparaît dans un télescope de 10 cm de diamètre comme une petite tache ovale et pâle de magnitude 8.4 et mesurant 6'x4'. Documents NRAO/VLA/AUI (Radio), NASA/JPL (IR), NASA/ESA/STScI (Visible), NASA/Swift (UV), NASA/CXC/SAO (X) et NASA/DOE/Fermi LAT (Gamma).

Depuis cette explosion, le SNR est une radiosource (Taurus A) qui émet également des rayons X (Taurus X-1) et gamma ainsi que des rayons cosmiques qui peuvent atteindre une énergie de 450 TeV. Heureusement qu'elle est située relativement loin sinon ses émissions auraient des effets délétères sur Terre. On y reviendra.

Autres supernovae historiques

Quelques siècles plus tard, le 9 octobre 1604, Jan Brunowski, l'assistant de Johannus Kepler, observa l'explosion d'une "nouvelle étoile" dans la Voie Lactée. Kepler l'étudiera jusqu'au début de 1606. Le phénomène sera connu sous le nom de "nova de Kepler" ou "étoile de Kepler". L'étoile s'illumina brutalement pour atteindre la magnitude -2.5 puis disparut progressivement aux regards. Ce phénomène inhabituel l'encouragea à écrire son livre "De Stella Nova" (page 77). Nous savons aujourd'hui qu'il s'agissait d'une supernova de Type Ia, SN 1604, qui explosa à 13000 années-lumière dont la trace est aujourd'hui matéralisée par le SNR Kepler alias 3C358 (voir plus bas) situé dans la constellation de l'Ophiuchus ou Serpentaire.

Depuis l'an 1000, nous avons des preuves directes de l'explosion de 8 supernovae dans notre Galaxie ou dans le Grand Nuage de Magellan dont deux ne furent pas observées : SN 1006 (PKS 1459-41) apparue en l'an 1006 dont le rémanent est présenté plus bas, CM Tauri alias M1 en 1054, SN 1181 apparue en l'an 1181 associée à la nébuleuse Pa30 et l'étoile de Parker (cf. A.Ritter et al., 2021), "l'étoile de Tycho" en 1572 alias SN 1572 (G120.1+0.1.4 ou 3C10), "l'étoile de Kepler" en 1604 alias SN 1604 (3C358) présentée plus bas et Sanduleak -69°202 alias SN 1987A en 1987.

Isaac Asimov[4] rappela qu'il existe des preuves selon lesquelles la radiosource Cassiopeia A (3C461 ou W81) présentée ci-dessous à droite serait le rémanent d'une supernova qui explosa en 1667 mais dont personne ne signala la présence. Son explosion aurait été occultée par des nuages de poussières. Ainsi entre 1572 et 1667, un observateur extérieur mais centenaire aurait pu observer 3 supernovae ! Cassiopeia A est âgé de seulement 355 ans (2022).

A consulter : Catalogue des rémanents de supernovae - SNRcat

Trois très beaux exemples de rémanents de supernovae (SNR) identifiés dans le Grand Nuage de Magellan (LMC). La plupart des nébuleuses de ce type ont une forme annulaire mais elles peuvent également être bipolaires ou totalement déformées si le vent stellaire n'est pas homogène. A gauche, image composite optique (rouge) et rayons X (vert) du SNR 0509-67.5. La bulle s'étend sur 23 a.l. à la vitesse de 5000 km/s. Au centre, l'étonnant rémanent de la supernova SN 1987A qui explosa en 1987 et qui a pris la forme d'un diabolo. A droite, image composite optique (HST à 900 nm, en jaune), infrarouge (Spitzer à 24 microns, en rouge) et rayons X (Chandra, en bleu et en vert) du SNR Cassiopeia A alias 3C461 situé à 10000 années-lumière. Les filaments visibles (jaune) ont une température de 10000 K tandis que les filaments brillants en X (vert) ont une température d'environ 10 million de K. L'étoile à neutrons est visible au centre de la bulle X telle une étoile turquoise. Documents NASA/ESA/STScI, CXC/SAOJ, CfA/Pete Challis et NASA/JPL-Caltech/Spitzer.

Enfin, une supernova aurait explosé vers 1858 mais personne ne la remarqua (bien que S.P.Reynolds et ses collègues la date de ~1908. Cf. aussi S.P.Reynolds et al., 2009), formant le SNR G1.9+0.3 du Sagittaire présenté ci-dessous à gauche du centre. Découvert en 1984 grâce au réseau radiointerférométrique du VLA (aujourd'hui Karl Jansky), son enveloppe gazeuse invisible en optique présente une symétrie bilatérale et mesure environ 100" de diamètre en rayons X et 84" en radio. Son âge ne fut déterminé qu'en 2008. C'est le plus jeune SNR connu dans la Galaxie !

Si on revient 2000 ans en arrière, il faut ajouter la supernova de l'an 185, SN 185 (probablement associée à RCW 86 alias MSH 14-63 ou bien RCW 89 alias MSH 15-52), SN 386 et SN 393 (probablement associé à CTB 37A ou CTB 37B ou RX J1713.7-3946) qui explosa vers l'an 393, ce qui porte le total à 11 supernovae apparues dans la Voie Lactée et le Grand Nuage de Magellan depuis 2000 ans. S'il n'y a pas d'ambiguïté sur l'existence de tous ces SNR, l'incertitude sur leur âge et le flou des rapports historiques des supernovae rend les associations difficiles.

De gauche à droite, images prises en rayons X des SNR de SN 1006 situé à 7100 années-lumière dans la constellation du Loup. Voici une autre image plus colorée; le SNR G1.9+0.3 dont voici une photo composite en optique+X situé à 25000 années-lumière dans la constellation du Sagittaire. La supernova explosa vers 1858 mais sa lumière n'atteignit la Terre que vers 1900; le SNR Kepler (SN 1604) alias 3C358 situé à 13000 années-lumière dans la constellation de l'Ophiuchus et le SNR 0103-72.6 situé dans le Petit Nuage de Magellan. Ce dernier forme une sphère quasi parfaite de 150 années-lumière de diamètre. Le front d'onde brillant qui délimite l'enveloppe extérieure de ces SNR constitue la limite des ondes de choc. Il emporte généralement 50% de l'énergie de l'explosion. Porté à plusieurs millions de degrés et turbulent, il forme la zone de contact entre les éjecta de la supernova et les nuages de gaz froids interstellaires. Documents CXC.

Sur base des derniers sondages et des modèles, le taux de formation est de 2 à 3 SNR dans la Galaxie par siècle; certains n'ont donc visiblement pas été observés.

Selon l'astronome Gilles Ferrand de l'Institut Riken du Japon et responsable du cataloge SNRcat, il y a 383 rémanents galactiques de supernovae identifiés, dont 4 nouveaux découverts entre 2016 et 2018, auxquels il faut ajouter ceux découverts dans les deux Nuages de Magellan. Un certain nombre de candidats sont en attente, et de toute façon les astronomes savent que les observations ne sont pas complètes. On estime que dans toute la Voie Lactée il y a probablement un bon millier de SNR.

La Boucle de Barnard

Parmi les rémanents de supernovae les plus spectaculaires, la Boucle de Barnard alias Sharpless 2-276 présentée ci-dessous occupe une place de choix. Située à l'est de la Ceinture et du Baudrier d'Orion à 600 années-lumière, elle s'étend sur plus de 10°. Au-dessus d'elle se trouve la région de Lambda Orionis et à pratiquement à l'ouest de Bételgeuse, dans la constellation de la Licorne, se trouve la célèbre nébuleuse de la Rosette. Plus au sud, on trouve également les nébuleuses Gum et de Véla.

La constellation d'Orion avec la boucle de Barnard entourant le Baudrier et la région de Lambda Orionis au dessus. Sur l'image de droite, ce qui ressemble à un immense boucle rouge près du Grand Nuage de Magellan est le SNR de la nébuleuse Gum qui est une extension de la nébuleus de Véla qui est également un SNR (voir la photo plus bas dans l'article). Ces photos exceptionnelles combinent plusieurs dizaines d'images indviduelles et parfois plusieurs centaines d'heures de temps d'intégration CCD. Elles furent enregistrées sous filtres sélectifs LRGB, proche IR ou H-alpha afin d'accenter les émissions des nuages d'hydrogène. Documents Stanislav Volskiy dont voici la version annotée, Rogelio Bernal Andreo et Petr Horalek.

Selon des sources historiques, la Boucle de Barnard aurait été découverte par William Herschel le 1 février 1786. Elle fut ensuite redécouverte par Edward E. Barnard aux alentours de 1900 qui lui donna son nom.

Cette nébuleuse très difficile à distinguer visuellement même dans des lieux privilégiés, présente des coquilles concentriques suggérant qu'elles seraient le résultat d'une onde de choc provoquée par une supernova plus récente dont le souffle aurait comprimé les éjecta d'explosions antérieures. La Boucle de Barnard se serait ainsi formée suite à l'explosion de plusieurs supernovae voici quelque 3 millions d'années. Actuellement les gaz se dissipent à une vitesse de 80 km/s.

La nébuleuse Gum présentée ci-dessous à gauche est une extension de la nébuleuse de Véla qui s'étend dans l’hémisphère Sud sur 60° de Sirius aux "Sac-à-Charbon". Des clichés exposés plus de 4 heures ont permis de révéler d'innombrables filaments perdus dans une forme lenticulaire très étendue. L'explosion remonterait à 11000 ans. Le pulsar de Véla alias PSR 0833-4510 pourrait être à l’origine de cette nébuleuse brillante. Notons que cet astre est un pulsar gamma milliseconde capable de convertir 1% de son énergie de rotation en photons gamma ! Quand on connaît leur potentiel de destruction (cf. les supernovae), on est heureux d'apprendre que ce pulsar est situé à environ 950 années-lumière et donc trop loin pour que ses rayons gamma altèrent la biosphère et notre santé.

A gauche, les rémanents de la supernova de Véla SNR G263.9-03.3 dans la constellation des Voiles. Le champ couvre 16°. Il s'agit d'une mosaïque de 60 images. L'étoile jaune à gauche est λ Velorum, la bleue en dessous à droite est γ Velorum dont l'une des composantes est une étoile Wolf-Rayet et la bleue au-dessus à droite est ζ (Zeta) Puppis. Cette zone abrite notamment le pulsar de Véla, PSR B0835-4510 connu pour ses "glitches" et ses émissions gamma. A droite, le rémanent de supernova Simeis 147 dans le Taureau photographié au foyer d'une lunette Takahashi FSQ de 106 mm f/3.6 EDXIII. Il s'agit d'un compositage RGB-Hα-OIII. La nébuleuse s'étend sur environ 3°. Documents Maurizio Cabibbo et Bob Gendler/DSS.

La Dentelle du Cygne

Parmi les autres rémanents de supernovae, un bel exemple est le complexe NGC 6960-6997, également appelé la Dentelle du Cygne, la nébuleuse des Voiles ou la Boucle du Cygne présentée ci-dessous à gauche et au centre. Située à une distance d'environ 1860 années-lumière (les valeurs ont varié entre 2500 et 1470 a.l.), cette nébuleuse très effilochée et déformée représente le dernier témoin de l'atmosphère d'une supernova qui explosa voici 5000 à 8000 ans selon les résultats des analyses spectroscopiques en EUV (FUSE) publiées en 2012 par William Blair de l'Université Johns Hopkins. C'est également au cours de cette étude qu'on localisa le progéniteur du SNR; c'était la seule étoile visible en EUV comme le révèle cette photo. Le SNR alias G74.0-8.5 est une source de rayons X et contient également quelques sources radios compactes.

Dispersée sur près de 4° (230'x160') soit 90 années-lumière, à moins d'utiliser un téléobjectif ou un astrographe, cette nébuleuse est si vaste qu'aucun télescope ne peut la capturer dans son ensemble. La nébuleuse du Crabe lui ressemblera d'ici 30000 à 50000 ans.

A gauche, la partie NE des Dentelles du Cygne, NGC 6995 qui s'étend sur 0.5° (12 a.l.) soit l'équivalent du diamètre apparent de la Lune et juste à sa droite l'image complète de la nébuleuse (comprenant NGC 6960, 6992, 6995, 6974, 6979 et IC1340) qui s'étend sur ~3° ou 100 a.l. La Dentelle se compose d'oxygène OII (bleu), de soufre SI froid (rouge) et d'un fin nuage d'hydrogène (vert), ces deux éléments étant à présent froids car situés derrière le front de choc. A droite du centre, une partie de la nébuleuse du Voile NGC 6960 située près de epsilon Cygni photographiée en 1997 et 2015 en lumière blanche (passez la souris sur l'image ou cliquer sur l'image). Consultez la version zoomable sur le site du Space Telescope. A droite, N49 (DEM L190) situé dans le Grand Nuage de Magellan. Il abrite une étoile à neutrons qui émet des rayons X et gamma (c'est un "soft gamma-ray repeater"). Tous présentent les caractéristiques des nébuleuses en émission. Documents Paul Mortfield/Stefano Cancelli, M.Tanous, NASA/ESA/STScI et NASA/ESA/STScI.

Depuis qu'on photographie la Dentelle du Cygne, on constate que ce SNR accusa un léger déplacement en 18 ans comme le révèle la double image présentée ci-dessus à droite du centre prise par le Télescope Spatial Hubble en 1997 et en 2015. Sachant que le SNR grandit actuellement à une vitesse de 6" par siècle à une vitesse variant entre 116 et 390 km/s soit 1.4 million de km/h, certains filaments ont parcouru ~221 milliards de km ou 0.024 a.l. soit 45 fois la distance du Soleil à Pluton.

Certains rémanents de supernovae sont aussi de puissantes radiosources, émettant un rayonnement radio, X ou gamma intense, parmi lesquelles nous retrouvons M1 (Taurus A), SN 1987A, l'étoile de Kepler (3C358), la Dentelle du Cygne IC 443 (3C157), RCW 103, etc (cf. T.Brandt et al., 2015).

Le rémanent N63a situé dans le Grand Nuage de Magellan présenté ci-dessous à gauche est un exemple typique de SNR contenant des nuages moléculaires denses intégrés dans des nébuleuses ionisées par choc et photoionisées (cf. H.Sano et al., 2019). Il contient trois nuages moléculaires géants dont un bien visible près du centre représentant une masse totale de 800 M pour la région ionisée par choc et ~1700 M pour la région photoionisée.

A gauche, le SNR N63a situé dans le Grand Nuage de Magellan contenant des nuages moléculaires denses. Il est âgé entre 2000 et 5000 ans. Les couleurs assignées sont arbitraires, dites représentatives. Au centre, le SNR DEM L71 situé dans le Grand Nuage de Magellan, dont voici une image en rayons X. Le coeur (en bleu-vert) est composé de fer et de silicium portés à une température de 10 millions de K. C'est un exemple typique de structure à double choc. A droite, le SNR N132D dont voici l'image en rayons X. Son rayonnement X atteint 4 keV et serait fatal à tout être vivant à moins de 100 années-lumière et peut même endommager des composants électroniques. Documents CXC/STScI.

Le rémanent DEM L71 présenté ci-dessus au centre est un exemple classique de la structure à double choc qui se développe lorsqu'une étoile explose et éjecte de la matière à grande vitesse dans le gaz interstellaire environnant. Les éjecta en expansion entraînent une onde de choc vers l'extérieur qui se propage devant les éjecta dans le gaz interstellaire représenté par le bord extérieur brillant. La pression derrière cette onde de choc entraîne une onde de choc inverse se déplaçant vers l'intérieur qui chauffe les éjecta.

La séparation claire de la matière choquée et des éjecta chauffés à blanc a permis aux astronomes de déterminer que la masse de matière éjectée est comparable à la masse du Soleil. En plus, les spectres en rayons X affichent une concentration élevée d'atomes de fer par rapport à l'oxygène et au silicium, indiquant que les éjecta sont les restes d'une étoile naine blanche. D'une masse d'au moins 1.4 M, elle formait un système binaire avec un compagnon dont elle accréta la matière. Devenue instable, l'étoile naine explosa en supernova de Type Ia. La taille et la température du reste indiquent que l'explosion s'est produite il a plusieurs milliers d'années.

Le SNR CTB 1 d'où fut éjecté le pulsar PSR J0002+6216 visible à gauche avec sa longue queue radio brillante. ll s'agit d'une image composite radio (VLA) et infrarouge (IRAS). Document NRAO/DRAO/NASA.

La séparation claire de la matière choquée et des éjecta chauffés à blanc a permis aux astronomes de déterminer que la masse de matière éjectée est comparable à la masse du Soleil. En plus, les spectres en rayons X affichent une concentration élevée d'atomes de fer par rapport à l'oxygène et au silicium, indiquant que les éjecta sont les restes d'une étoile naine blanche. D'une masse d'au moins 1.4 M, elle formait un système binaire avec un compagnon dont elle accréta la matière. Devenue instable, l'étoile naine explosa en supernova de Type Ia. La taille et la température du reste indiquent que l'explosion s'est produite il a plusieurs milliers d'années.

Quand les conditions le permettent, on découvre en général qu'un pulsar ou même un magnétar dans le cas de RCW 103 est à l'origine de ces rayonnements si intenses et si particuliers. Toutefois dans le cas de SN 1987A, aucun pulsar n'a été détecté et aucun rayonnement. Le profil du reste de l'étoile géante bleue n'entre dans aucun modèle stellaire et bien qu'on suppose qu'il s'agit d'une étoile à neutrons de très faible énergie, son identité reste un mystère depuis plus de 30 ans, comme le soulignait Ian Shelton dans le webzine "ScienceNews" en 2017.

De façon générale, il est difficile de savoir si l'astre qu'on observe au centre de ces rémanents est bien le progéniteur de la supernova. En effet, pour peu que l'effondrement soit asymétrique, la brutalité de l'évènement éjecta l'astre effondré à plusieurs centaines de km/s de son lieu de naissance. Si l'explosion eut lieu voici des centaines de milliers d’années, non seulement il sera très difficile d'établir une corrélation entre une étoile compacte et un SNR qu'il aurait produit, mais depuis ce temps tous les éjecta ont disparu ou se sont mêlés aux cirrus interstellaires. Bien souvent les pulsars ou les étoiles à neutrons restent les seuls témoins de ce cataclysme mais certains SNR sont dépourvus de pulsar.

Un exemple spectaculaire nous est donné par le rémanent CTB 1 présenté à gauche. Situé à 6500 années-lumière dans la constellation de Cassiopée, le pulsar est clairement visible à gauche avec sa queue radio brillante longue de 13 années-lumière pointant vers le SNR CTB 1 résultant de l'explosion d'une supernova survenue il y a 10000 ans. Le pulsar se déplace à 1127 km/s et se situe à 53 années-lumière de son lieu d'origine au centre du SNR.

Notons que grâce à la puissance des nouveaux processeurs graphiques, on peut observer en 3D les rémanents de supernovae et même explorer leur structure interne, comme le montrent les trois vidéos du SNR IC 443 présentées ci-dessous préparées par Sabina Ustamujic du centre Marshall de la NASA et ses collègues. Le centre Chandra propose également des impressions 3D de plusieurs SNR.

A voir : IC 443: Virtual Reality, NASA-MSFC, 2021

IC 443: Sketchfab Platform - IC 443: Voyager Platform

L'Arc de la Grande Ourse

Grâce au satellite GALEX fonctionnant dans l'ultraviolet, l'astrophysicien Andrea Bracco du CNRS et ses collègues ont découvert dans le milieu interstellaire diffus situé entre la Grande Ourse et la Petite Ourse un arc en émission long de 30° et d'une épaisseur de seulement quelques minutes d'arc qu'ils ont nommé "l'Arc de la Grande Ourse" représenté ci-dessous. Cette région ionisée très pâle se situe à environ 600 années-lumière et n'est identifiable que par des moyens photographiques.

Un premier segment de cet arc long de 2.5° nommé le "filament MB" fut découvert en 1997 grâce à son émission en Hα (cf. McCullough & Benjamin, 2001). Des sections complémentaires furent ensuite détectées en optique par des astronomes amateurs dont Dennis di Cicco. Des recherches complémentaires ont permis de retrouver la trace de cet arc ionisé dans les données du satellite Planck (cf. Collaboration Planck, XI., 2014). Les résultats de ces études ont fait l'objet d'un article publié dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2020.

En extrapolant l'étendue de cet arc, comme on le voit ci-dessous à droite, il formerait le "cercle UMa" qui encercle une zone de 2681 degrés carrés (0.25π steradians) soit 6.5% du ciel et 27% du ciel au-dessus de 32° de latitude galactique. Sa taille complète est comparable aux boucles de gaz ionisé découvertes dans les années 1960 (cf. Quigley & Haslam, 1965).

A gauche, l'Arc de la Grande Ourse long de 30° enregistré au cours du sondage MDW Sky Survey et présenté en négatif. Photographie enregistrée par David Mittelman, Dennis di Cicco et Sean Walker. Il s'agit vraisemblablement d'un SNR résultant d'une supernova remontant à 100000 ans. A droite, localisation et étendue de l'arc dans le ciel. Document T.Lombry.

Comparé aux autres SNR du même type, l'Arc de la Grande Ourse offre la particularité de présenter un rapport épaisseur/rayon extrêmement faible, une forme quasiment circulaire très étendue et une position très élevée sur le plan galactique.

La région couverte par le "cercle UMa" est connue des astronomes pour présenter les plus faibles densités de colonne d'hydrogène neutre du ciel, en particulier le "Trou de Lockman" qui se trouve à 5°4 à l'intérieur de l'arc et la "Bande Étendue de Groth" (Extended Groth Strip) qui couvre 70'x10' Cette dernière fait partie d'une cavité de faible densité inclinée verticalement, identifiée comme la "Cheminée Locale". On y reviendra à propos du Nuage Local de la Voie Lactée.

Selon les chercheurs, l'Arc de la Grande Ourse est la relique d'un choc radiatif qui s'est produit à moins de quelques centaines de parsecs du Soleil. Il s'agit vraisemblablement d'un SNR, des traces laissées par l'onde de choc engendrée par une supernova qui remonte à 100000 ans. Des études complémentaires sont en cours, notamment pour mieux comprendre et décrire correctement la structure du milieu interstellaire proche et son effet sur les études extragalactiques et cosmologiques.

La nébuleuse de vent de pulsar (PWN)

Il s'agit bien de nébuleuse ou non pas d'un simple vent stellaire ordinaire, raison pour laquelle la nébuleuse de vent de pulsar ou PWN en abrégé (Pulsar Wind Nebula) est classée parmi les rémanents de supernovae mais dont elle forme une composante distincte. On y reviendra.

Le concept de PWN fut proposé en 1976 par A.S.Wilson et K.W.Weiler après avoir analysé les propriétés radioélectriques à 1.4 GHz de près de 150 SNR radiosources (SN 1054, SN 1181, la Boucle du Cygne, Cassiopeia A, IC 443, etc) qui semblaient correspondre à une "classe particulière de rémanents de supernovae ressemblant à la nébuleuse du Crabe". Deux ans plus tard, Weiler développa sa théorie en collaboration avec Nino Panagia qui fit l'objet d'un article consacré à la nébuleuse du Crabe publié en 1978 dans la revue "Astronomy and Astrophysics". Pour la première fois y figure le néologisme "plérion" qui selon les auteurs qualifie "ces rémanents remplissant le centre de la supernova" qu'on appelle aujourd'hui plus communément PWN.

En résumé, les chercheurs suggéraient "l'existence dans ces objets d'au moins deux types d'évènements distincts", autrement dit de deux composantes de nature différente qui remettaient en question la classification jusque là assez rigide des Type I et Type II de supernovae. Depuis, nous savons effectivement que ce classement est plus subtil que prévu et que dans certaines conditions (selon le profil de la courbe lumineuse, l'intensité des interactions des éjecta avec le milieu, etc) une supernova peut glisser d'un sous-type à un autre (cf. ce schéma).

Donc dès 1978, les astrophysiens divisaient le rémanent en deux composantes : le SNR à proprement dit résultant de l'interaction des éjecta avec le milieu ambient, décrit ci-dessus, et la PWN ou plérion uniquement produite par le reste stellaire. C'est cette seconde composante que nous allons à présent décrire.

A consulter : Pulsar Wind Nebula, Patrick Slane

PWN Catalog - TeVCat

A gauche, simulation de la densité hydrodynamique de la nébuleuse d'un vent de pulsar (PWN) se développant dans un rémanent (SNR) qui évolue dans un milieu circumstellaire présentant un gradient de densité croissant vers la droite. Le pulsar se déplace vers le haut. À mesure que l'onde du souffle (le blast) du SNR se propage à travers des quantités croissantes de matière circumstellaire, une onde de choc inverse se propage vers le centre du SNR et peut l'atteindre en l'absence de PWN. Quand une PWN est présente, l'onde de choc inverse interagit avec la nébuleuse avant de pouvoir atteindre le centre. Dans cette simulation, l'onde de choc inverse (le cercle intermédiaire rouge foncé) se propage vers l'intérieur et se rapproche préférentiellement de la partie supérieure droite de la PWN en raison des effets combinés du déplacement du pulsar et du gradient de densité du milieu circumstellaire. Au centre, diagramme du profil de densité pour une coupe radiale à travers le SNR simulé à gauche. Les couleurs correspondent aux différentes régions physiques identifiées dans la simulation du SNR. Documents P.Slane (2017) et Chandra/Matheson et Safi-Harb (2010) adaptés par l'auteur. Lire également S.P.Reynolds et al. (2018) et M.Lemoine-Goumard et al. (2015). A droite, image composite des données X (Chandra, en bleu) et infrarouge (Spitzer, en vert et rouge-jaune) du SNR G54.1+0.3 situé à environ 20000 années-lumière. La source blanche au centre est un pulsar qui génère un vent de particules de haute énergie qui se dilate dans l'espace. La coquille infrarouge qui entoure ce vent de pulsar est composée de gaz et de poussière qui se sont condensés à partir des débris de l'explosion de la supernova. Document CXC.

Lors de l'explosion d'une supernova, l'équivalent de plusieurs masses solaires sont expulsés sous forme d'éjecta à une vitesse de l'ordre de 10000 km/s dans le milieu circumstellaire et interstellaire environnant. Le front de choc qui résulte de l'expansion rapide des éjecta délimite la partie externe visible (en optique ou X) du rémanent. Cette onde de choc se propage à une vitesse largement supersonique qui au contact du gaz ambiant circumstellaire le comprime et le chauffe littéralement à vif. A quelque distance derrière ce front, on observe une décélération rapide des particules qui entraîne un retour de choc ou choc inverse dans les éjecta "froids", formant une zone de contact discontinue et très turbulente (voir schéma ci-dessus). Cette onde de choc inverse va chauffer la région intermédiaire composée d'éjecta gazeux enrichis en métaux jusqu'à des températures où ils émettent des rayons X.

Bien que la fraction réelle du rémanent stellaire reste débattue, généralement ce qui reste du noyau effondré est une étoile à neutrons hautement magnétique qui tourne rapidement sur elle-même (c'est un pulsar) et génère un vent corpusculaire ainsi qu'un champ magnétique confiné par les éjecta environnants. Les données enregistrées par les télescopes optiques et les satellites X et gamma (dont Chandra et Fermi) indiquent que les vents de pulsar sont composés de particules de haute énergie constituées d'électrons et de positons (que nous rassemblons parmi les particules par simplicité), avec peu ou pas de matière ionisée (ions). Cet ensemble forme une nébuleuse de vent de pulsar (PWN). Son évolution est déterminée par les propriétés du pulsar central, du SNR et de la structure du milieu environnant comme on le voit sur le schéma présenté ci-dessus à gauche et au centre.

A gauche, image rayons X composite prise par Chandra du rémanent SNR G21.5-0.9. La coquille du SNR de la supernova est centrée sur le jeune pulsar et rayonne légèrement en rayons X. Le centre clair (blanc) de la nébuleuse est envahi par le vent du pulsar composé d'électrons hautement relativistes émettant fortement en rayons X. Autour se trouve les éjecta froids et plus loin les éjecta chauffés par l'onde de choc qui s'étend dans le milieu interstellaire. On retrouve cette structure dans la plupart des SNR (sauf M1, voir plus haut). Au centre, schéma de la PWN. A droite, zoom sur la partie centrale du SNR M1, la nébuleuse du Crabe, montrant la nébuleuse du vent de pulsar, l'étoile rouge au centre étant le pulsar du Crabe PSR B0531+21. Il s'agit d'une image composite optique (HST, en rouge) et rayons X (Chandra, en bleu). Voici une image générale de la PWN de M1 en optique. Documents CXC, Gaensler et Slane (2006) adapté par l'auteur et Hubble site.

Pour nous résumer, quand on évoque la nébuleuse formée par une supernova, il est important de distinguer deux points importants. Tout d'abord, si pendant longtemps les astronomes ont désigné les nébuleuses PWN sous le nom générique de SNR (en généralement pour qualifier sa région centrale), en réalité il ne s'agit pas des mêmes composantes et ce ne sont donc pas des rémanents ou SNR. En effet, comme le montra Patrick Slane du CfA Harvard-Smithsonian en 2017, les PWN sont exclusivement créés par un vent magnétique confiné produit par un pulsar d'intense énergie. Au début du processus, le matériau confiné est constitué par les éjecta de la supernova, mais par la suite il peut simplement s'agir d'éléments composant le milieu interstellaire.

Sur base de l'analyse de nombreux SNR et PWN, selon Slane il faut réserver le terme SNR à la structure produite par les éjecta de la supernova en expansion et leur interaction avec le milieu circumstellaire et interstellaire environnant. Ceci dit, rien n'empêche de classer les PWN dans le même catalogue que les SNR car ils vont en général de pair comme le confirme Gilles Ferrand.

Ensuite, lors de la description de la phase évolutive d'une PWN (ou d'un SNR composite, c'est-à-dire un SNR contenant une PWN), ce n'est pas nécessairement l'âge réel du système qui décrit sa structure. Au contraire, c'est l'âge dynamique résultant des interactions de l'astre avec son milieu, ce qui explique que des pulsars identiques produisant par exemple des enveloppes de densité très différentes, évolueront différemment.

La nature et la quantité de poussière produite au cours de l'explosion des supernovae sont encore en partie mystérieuses. L'étude des PWN fournit aux astrophysiciens une pièce importante du puzzle.

Aujourd'hui, le catalogue PWN recence 56 PWN dont 24 ne sont pas associées à un pulsar.

Parmi les découvertes récentes, en 2021 l'étude du rayonnement X dur émis par l'étoile à neutrons qui survécut à la supernova SN 1987A indique l'existence d'une proto PWN qui émet une énergie non thermique dans la bande 10-20 keV en raison d'un rayonnement synchrotron. Si cette émission peut s'expliquer par une accélération de choc diffuse (DSA), les simulations indiquent qu'il s'agit très probablement de l'émission d'une PWN (cf. E.Greco et al., en PDF sur arXiv, 2021).

Nous verrons plus loin que le même le type de vent constitué de particules de haute énergie est également émis par les magnétars.

Enfin, parmi les autres objets que l'on trouve dans la Voie Lactée et les autres galaxies il y a les amas ouverts et les amas globulaires qui font l'objet des prochains chapitres.

Prochain chapitre

Les amas ouverts

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[3] s/dir Anthony F. Aveni, “World Archaeoastronomy”, Cambridge University Press, 1988, p145.

[4] I.Asimov, "Ces soleils qui explosent", Payot, 1987, p102. Le SNR Cassiopeia A (3C461) serait soit le résultat d'une supernova qui n'aurait été visible sur Terre qu'à partir de 1667 (et qu'aurait peut être vu John Flamsteed le 16 août 1680) soit d'une autre supernova hypothétique (voire mythologique) qui aurait été observée en 1630 en présage de la naissance du futur roi Charles II d'Angleterre.


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