Accueil

|

Nos activités du mois

|

Le club de Toussaint

| Les éphémérides | Les dossiers | Le glossaire |

Contacts

|

Les liens

Toussaint,

 

Editer et expédier une demande de maintenance afin que nous en soyons automatiquement informés et puissions résoudre le problème.

| Lien(s) mort(s) | Erreur(s) | Bug(s) |

Imprimer

Les Supernovae

 

UNE SUPERNOVA, COMMENT CA MARCHE ? 

 

Dans son état initial, l'étoile qui va exploser en une supernova n'est même pas visible à l'oeil nu ou avec un télescope d'amateur, mais elle le devient lorsque se produit l'explosion. Un observateur a donc l'impression de voir une « nouvelle » étoile apparaître dans le ciel et, qui plus est, très brillante; d'où le nom de supernova donné à ces étoiles. On voit ci-dessous une comparaison entre la supernova SN 1987A, apparue dans le Grand Nuage de Magellan en février 1987, vers l'époque de son maximum d'éclat (photo de gauche), et l'étoile avant qu'elle n'explose (photo de droite, au bout de la flèche). Il s'agit de la dernière supernova en date à avoir été visible à l'oeil nu, la précédente ayant été observée en 1604 par Kepler, à la frontière dans la constellation du Serpentaire (entre Ophiuchus et le Scorpion).

Photo Malin / observatoire anglo-australien 

UNE ETOILE, COMMENT CA MARCHE ?

Commençons par le commencement : une étoile est une énorme boule de gaz à très haute température dont le coeur est le siège de réactions thermonucléaires par fusion des atomes. En particulier, c'est dans le noyau des étoiles que les atomes d'hydrogène (le "carburant" des étoiles) fusionnent pour donner naissance à de l'hélium, en dégageant une intense énergie sous forme de rayonnement.

Ce rayonnement chemine difficilement, au terme d'une progression de plusieurs millions d'années, vers les couches moins denses de l'étoile, appelées couches radiatives, avant de se disperser dans l'espace sous forme de rayons de lumière.

L'intérieur de notre Soleil (image tirée du logiciel "apprendre avec Redshift")

Si ce rayonnement de chaleur et de lumière était le seul phénomène en jeu, l'étoile s'évaporerait en quelques milliers d'années. Mais une autre force vient contre-balancer la pression des radiations : la force d'attraction gravitationnelle due aux milliards de tonnes de gaz contenus dans l'étoile. Cette force d'attraction gravitationnelle tend à tasser l'étoile sur elle-même, venant ainsi contre-carrer la pression de radiation. Entre pression de radiation et attraction gravitationnelle, un subtil équilibre s'instaure, qui vient maintenir la cohésion de l'étoile. Tant qu'il reste de l'hydrogène à brûler, cet équilibre se maintient à peu près et l'étoile reste stable.

Image tirée du logiciel "apprendre avec Redshift" 

LA MORT D'UNE ETOILE

Les choses se gâtent lorsque les étoiles vieillissent. Elles connaissent alors de sérieuses difficultés pour trouver le "carburant" nécessaire au maintien de leur équilibre. Après avoir mangé tout son hydrogène pour le transformer en helium, l'étoile consommera à son tour cet hélium pour former des éléments plus lourds, comme le carbone, l'oxygène, le magnesium, puis le fer. Durant cette phase, l'étoile gonfle pour former une étoile géante rouge.

Arrivé au stade d'étoile géante rouge, deux scenarii sont possibles :

1°) Si l'étoile de départ était de petite taille, comme notre Soleil, la géante rouge à laquelle elle a donné naissance va finir d'épuiser ses réserves d'hélium, de carbone, d'oxygène. Les gaz et métaux lourds résultant de cette combustion ne rayonnent plus suffisamment de chaleur et de lumière : l'équilibre entre la force de gravitation et la pression de radiation est alors rompu et l'étoile géante rouge va se rétracter en expulsant dans l'espace ses couches gazeuses les plus externes. Il ne restera plus de l'étoile qu'une étoile naine blanche pendant que les gaz expulsés formeront une jolie nébuleuse planétaire qui se dispersera en quelques milliers d'années

La nébuleuse planétaire M57, dans la constellation de la Lyre, vue par le télescope Hubble)

2°) En revanche, si l'étoile fait au moins 8 fois la masse du Soleil, son agonie sera infiniment plus violente. Arrivé au dernier stade de sa vie d'étoile supergéante rouge, le noyau ne contient plus que du fer. Lorsque le noyau d'une étoile très massive tente de fusionner ces atomes de fer, la désintégration nucléaire résultante absorbe plus d'énergie qu'elle n'en libère. Les conséquences sont immédiates et catastrophiques : en pompant toute la chaleur de l'étoile, le noyau est responsable d'un effondrement de la pression de radiation thermique qui maintenait en place les couches externes de l'étoile. La gravitation remporte alors brutalement la lutte qu'elle menait depuis si longtemps contre la pression de radiation. En quelques minutes, l'étoile s'effondre sur son noyau passant d'une supergéante rouge de quelques centaines de millions de kilomètres de diamètre à un objet de quelques milliers de kilomètres de diamètre seulement. Au fur et à mesure que les couches les plus internes de l'étoile tombent sur le noyau de fer très dense, elles rebondissent et viennent se heurter aux couches les plus externes qui sont également en train de s'effondrer en direction du noyau. Le choc est terrible. Il en résulte une explosion d'une violence qui défie l'imagination : la supernova. Pendant l'explosion, l'étoile brille autant que dix milliards d'étoiles réunies en un seul point !

>

Les éléments atomiques les plus lourds se forment à ce moment là, grâce aux températures de plusieurs milliards de degrés atteints. Ces éléments lourds vont à leur tour fusionner pour se transformer en des atomes généralement stables à plus basse température. Non seulement les supernovae permettent ainsi la synthèse de ces éléments lourds, mais elles créent aussi les conditions de leur dispersion dans l'Univers, grâce au souffle de l'explosion. C'est pourquoi on peut dire que nous sommes véritablement des « poussières d'étoiles » : les éléments lourds dont notre corps est constitué ont été créés dans la « forge nucléaire » des étoiles géantes, et si certaines d'entre elles n'avaient pas explosé il y a plus de 5 milliards d'années, nous ne serions pas là pour en parler... 

LES DEUX TYPES DE SUPERNOVAE :

Les astrophysiciens distinguent 2 types de supernovae : celles produites par des étoiles naines blanches ou celles produites par des étoiles massives. Les premières se produisent dans le ssytèmes binaires (= formés de deux étoiles en orbite l'une autour de l'autre) dont l'une des composantes est une étoile naine blanche, un cadavre d'étoile, qui aspire du gaz provenant de l'atmosphère de son étoile compagne. Au fil des siècles, ce gaz s'accumule à la surface de la naine blanche. Lorsque la masse de la naine blanche dépasse 1,44 fois la masse du Soleil, elle s'effrondre. Cet effondrement produit suffisament de chaleur pour entamer la fusion nucléaire de l'oxygène et du carbone qui composent la naine blanche. L'énergie dégagée par ces réactions de fusion fait éclater la naine blanche.

Ces supernovae un peu particulières présentent un intérêt énorme aux yeux des astronomes : elles permettent de calculer les distances des galaxies de l'univers. En effet, les SN de type Ia explosent toujours lorsque l'étoile naine blanche dépasse la masse critique de 1,44 masses solaires, appelée également "masse limite de Chandrasekhar". Ces supernovae ont donc toujours le même éclat intrinsèque. En comparant le décalage en leur éclat réel observé au télescope et cet éclat intrinsèque théorique, les astrophysiciens peuvent en déduire la distance à laquelle se trouvent ces supernovae et, par la même occasion, la distance de la galaxie dans laquelle se trouve la supernova : une SN Ia très éloignée semblera moins brillante que son éclat théorique. Par ailleurs, c'est en comparant le Redshift des galaxies et la distance des SN Ia que les astronomes se sont aperçus que l'expansion de l'univers est actuellement en voie d'accélération...

Le deuxième type de supernova se produit lorsqu'une étoile de plus de 8 masses solaires arrive au terme de sa vie. Il se produit alors un effondrement extrêmement brutal du coeur de l'étoile sur lui-même, comme expliqué plus haut. La quantité formidable d'énergie dégagée par la collision des couches gazeuses externes sur le noyau de l'étoile fait exploser celle-ci.

Lors de l'explosion, la supernova voit sa luminosité augmenter d'un facteur de l'ordre de 100 millions en quelques semaines. En quelques mois, la quantité d'énergie dégagée est équivalente à celle produite par le Soleil au cours de 100 millions d'années. Mais, rapidement la luminosité diminue et en quelques mois la supernova disparait. Cependant, le gaz éjecté lors de l'explosion continue de s'étendre dans l'espace et reste détectable pendant plusieurs milliers d'années. Quant aux restes du noyau de l'étoile, il peuvent former une étoile extrêmement dense, appelée étoiles à neutrons ou pulsar. Une cuillère à café de la matière composant cette étoile pèse aussi lourd que le porte-avions Charles de Gaulle. Et à un stade de plus de densité, c'est un trou noir qui peut se former : sa densité et sa force d'attraction gravitationnelle sont si intenses que rien, pas même les rayons de la lumière, ne peuvent s'échapper de leurs griffes.

Un pulsar

A QUAND LA PROCHAINE SUPERNOVA ?

Quelle est la fréquence des supernovae ? Dans notre galaxie, on estime qu'il y a une supernova en moyenne tous les 100 ans environ. En raison de la présence de nombreux nuages de poussières, la plupart demeurent malheureusement invisibles à l'oeil nu. Voici la liste des supernovae historiques observées à l'oeil nu dans notre Galaxie au cours des 2 derniers millénaires :

ANNEE
CONSTELLATION
DUREE DE VISIBILITE
MAGNITUDE
185 après JC
Centaure
20 mois
- 8
393 après JC
Scorpion
8 mois
- 1
1006 après JC
Loup
plusieurs années
- 10 à -12 ?
1054 après JC
Taureau
22 mois
- 5
1181 après JC
Cassiopée
6 mois
0
1572 après JC
Cassiopée
18 mois
- 4
1604 après JC
Serpentaire
12 mois
- 2.5
1680 après JC ?
Cassiopée ?
totalement passée inaperçue à l'époque, seul l'astronome anglais Flamsteed en a fait mention
 

La supernova de 1572
son découvreur : Tycho Brahe
les restes de la supernova
vus par le télescope Chandra
 
Aujourd'hui, il se découvre environ une cinquantaine de supernovae par an dans des galaxies extérieures à la nôtre. La plupart des découvertes sont le fruit de recherches systématiques faites par des télescopes robotisés ou par des astronomes amateurs. Beaucoup de supernovae explosent toutefois sans que l'on puisse les détecter. En effet, on estime que dans tout l'Univers observable (environ 100 millards de galaxies), il y a environ 10 supernovae qui explosent chaque seconde !

Une supernova peut-elle exploser près de la Terre ? Il se produit environ une supernova suffisamment proche de nous pour être visible à l'oeil nu tous les 250 ans. On ne peut prédire actuellement quelle étoile sera la prochaine supernova ni quand elle explosera : plusieurs candidates existent cependant, en particulier des étoiles supergéantes rouges en fin de vie comme Eta Carina, Betelgeuse.

L'étoile Eta Carinae vue par le télescope Hubble

Toutefois, aucune de ces nominées au titre de supernova n'est suffisamment proche de la Terre pour que cela présente un danger quelconque. On estime qu'une supernova devrait se trouver environ à une centaine d'années-lumière de la Terre pour être dangereuse. Le principal risque pour la biosphère proviendrait alors de la destruction de la couche d'ozone par les rayon X et gamma ainsi que par les rayons cosmiques émis par la supernova. Or, les étoiles massives et les systèmes binaires comprenant une naine blanche pouvant exploser en supernova se trouvent toutes au-delà de cette limite.

Les dentelles du Cygne, restes d'une supernova, vues par le télescope NOAO 
L'exemple d'une supernova : SN2005cs dans la galaxie des Chiens de Chasse en juin et juillet 2005 

Retour haut page

 
InfInformation sur l'utilisation de la pagermation

Accueil

|

Nos activités du mois

|

Le club de Toussaint

| Les éphémérides | Les dossiers | Le glossaire |

Contacts

|

Les liens

Merci de nous faire part de toutes vos remarques, critiques et commentaires sur ce site