NOVAE ET SUPERNOVAE

Les supernovae

Le phénomène de supernova est à la fois très rare, puisqu'il ne survient en moyenne que tous les cinquante ans dans une galaxie comme la nôtre, et très spectaculaire ; l'explosion d'une supernova libère en effet une quantité d'énergie pratiquement égale à 10 p. 100 de celle qui est émise par l'ensemble de la galaxie. Une étoile seule brille alors comme une dizaine de milliards de ses congénères. Dans notre voisinage immédiat, très peu d'étoiles ont terminé leur évolution par ce type d'explosion. Le cas le plus connu est évidemment la supernova du Crabe, qui a explosé en l'an 1054 de notre ère ; cet événement a été rapporté dans les écrits des astronomes chinois de l'époque. L'explosion fut si forte que cette supernova a été visible pendant environ trois semaines en plein jour. Plus près de nous, Tycho Brahe en 1572 et Kepler en 1604 ont chacun également observé l'explosion d'une supernova. On ajoutera à cette liste Cassiopeia A, qui a dû exploser au xvii^e siècle, et SN 1987 A.

Supernova SN 1994D

Une des supernovae étudiées par le High-z Supernova Search Team, équipe à laquelle ont appartenu deux des Prix Nobel de physique 2011, Brian P. Schmidt et Adam G. Riess. Sur cette image acquise par le télescope spatial Hubble, la supernova (SN 1994D, découverte le 7 mars 1994) est bien... 

Crédits : ESA/ NASA

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Nébuleuse du Crabe, 2

La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952), reste d'une supernova ayant explosé en 1054, contient en son sein un pulsar en rotation très rapide (période de 33 millisecondes). La structure de ce reste, ici observé par le télescope spatial Hubble, présente de nombreux filaments, dont la masse... 

Crédits : NASA/ ESA/ JPL/ Arizona State University

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Malgré la rareté de cet événement (mille fois plus rare environ que celui de la nova), l'énergie intégrée est environ un million de fois plus importante : les supernovae sont l'un des agents les plus puissants qui gouvernent l'état physique du milieu interstellaire. Ainsi sont fixés la température élevée en dehors des phases denses, l'état d'ionisation, la turbulence ; les supernovae jouent certainement un rôle fondamental dans l'accélération du rayonnement cosmique. Leur explosion éjecte la matière de l'étoile qui subit le phénomène avec des vitesses de l'ordre de 20 000 kilomètres par seconde.

Du point de vue observationnel, on distingue, en première approximation, deux types de supernovae différents. Le type I (fig. 3a) regroupe des explosions de supernovae que l'on rencontre à la fois dans des populations d'étoiles plutôt âgées, comme les galaxies elliptiques, ou bien dans des régions où les étoiles sont jeunes, comme dans les associations d'étoiles O ou B que l'on observe dans les bras spiraux des galaxies spirales. Les supernovae de ce type montrent alors une courbe de lumière (c'est-à-dire une courbe représentant la luminosité de la supernova en fonction du temps) très régulière. On note enfin que l'hydrogène est absent du spectre de ces supernovae. Le type II (fig. 3b), pour sa part, se caractérise par le fait qu'on ne le rencontre que dans les associations d'étoiles très jeunes, que, de plus, les courbes de lumière des supernovae correspondantes sont très irrégulières et, qu'enfin, ces supernovae éjectent un gaz où l'hydrogène est présent.

Courbes de lumière

Courbes de lumière d'une supernova de type I (a) et d'une supernova de type II (b). 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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À toutes les longueurs d'onde, depuis les rayonnements gamma les plus énergétiques jusqu'aux ondes radio (puisque c'est à l'intérieur de tels objets que l'on a découvert de nombreux pulsars), les supernovae se manifestent de façon toujours très spectaculaire. Ce côté grandiose est dû au fait que le phénomène de supernova affecte en presque totalité des étoiles de grande masse, alors que le phénomène de la nova ne concerne que des quantités de matière pratiquement négligeables par rapport à celles qui sont éjectées lors de l'explosion d'une supernova.

Le mécanisme de l'explosion doit répondre à deux critères. D’une part, il doit être suffisamment énergétique pour disperser la plus grande partie de la masse de l'étoile, et pour expliquer les très fortes luminosités observées (une supernova émet environ 10⁴⁴ joules d'énergie en quelques instants, c'est-à-dire la luminosité totale que le Soleil émettrait pendant environ dix milliards d'années). D'autre part, ce mécanisme doit être susceptible (au moins dans la moitié des cas) de laisser subsister un reste, qui est généralement une étoile à neutrons.

Reste de supernova N 49

Le reste de supernova N 49 (DEM L 190), dans le Grand Nuage de Magellan. N 49 abrite un pulsar d'une période de rotation de 8 secondes. Le 5 mars 1979, cette étoile à neutrons a émis un sursaut gamma d'une intensité exceptionnelle. 

Crédits : NASA/ The Hubble Heritage Team

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Les astrophysiciens proposent quatre mécanismes différents pour rendre compte de cette explosion, auxquels nous ajouterons un modèle fondé sur le caractère binaire d'un grand nombre d'associations d'étoiles (fig. 4).

Le premier mécanisme, appelé modèle de photodésintégration du fer, a été proposé par Fred Hoyle et William A. Fowler (prix Nobel de physique 1983) et permet d'expliquer l'explosion des supernovae les plus massives : dans les étoiles de masse supérieure à une dizaine de masses solaires, les régions centrales peuvent atteindre des températures très élevées (supérieures à 3 ou 4 . 10⁹ K). Cela permet aux réactions thermonucléaires de fusion de synthétiser des noyaux aussi lourds que ceux du fer. Ces réactions thermonucléaires de fusion ne synthétisent pas d'éléments plus lourds, car le noyau de fer est le plus stable de tous les noyaux connus. De plus, aux températures supérieures, les réactions de photodésintégration induites par les nombreux protons créés à ces très grandes températures commencent à détruire les noyaux lourds en noyaux plus légers, et cela en absorbant de l'énergie. Lorsque les réactions de photodésintégration commencent à se produire au centre d'une étoile massive, la quantité d'énergie que les régions centrales sont obligées d'absorber est telle que celles-ci se contractent et, par cet effet, font tomber la matière qui les entoure alors que celle-ci n'a pas achevé tous les cycles de combustion et de fusion dans des zones où la température est très élevée. La matière périphérique subit alors une déflagration due aux réactions nucléaires explosives qui se produisent. La contraction du centre conduit à la formation d'une étoile à neutrons (qui se manifeste comme un pulsar) si la masse de ce centre est supérieure à la limite dite de Chandrasekhar (du nom de l’astrophysicien Subrahmanyan Chandrasekhar, Prix Nobel de physique 1983), cette limite étant de 1,44 masse solaire. La masse typique d'une étoile à neutrons est de deux masses solaires. Les régions subissant l'explosion se dispersent dans le milieu interstellaire, qu'elles contribuent à « contaminer » en éléments lourds.

Le deuxième mécanisme, fondé sur la détonation induite par la fusion du carbone, intéresse en principe les étoiles dont la masse est comprise entre 4 et 10 masses solaires : lorsque les étoiles de cette masse en sont au stade où leurs régions internes subissent les réactions de fusion du carbone, on assiste alors parfois au phénomène dit de dégénérescence électronique : lorsque la matière est dense, la pression induite par les électrons devient indépendante de la température ; si celle-ci se met à augmenter brutalement, la pression ne peut plus exercer son effet thermostatique habituel. On peut alors assister à un emballement des réactions de fusion thermonucléaire du carbone et donc à l'explosion de l'étoile. Le seul inconvénient de ce modèle est que l'explosion intéresse alors toute l'étoile et qu'il ne subsiste ensuite aucun reste, contrairement au processus précédent. Les astrophysiciens se sont ingéniés, avec plus ou moins de succès, à essayer de remédier à ce défaut [...]

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Évolution des étoiles
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Étoile variable V838 Monocerotis
Crédits : NASA/ ESA & The Hubble Heritage Team

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SS Cygni : courbe de lumière
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Cycles C.N.O.
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