23.3 : Observations de supernovas
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire les caractéristiques observées du SN 1987A avant et après la supernova
- Expliquer comment les observations de diverses parties de l'événement SN 1987A ont contribué à confirmer les théories concernant les supernovae
Les supernovae ont été découvertes bien avant que les astronomes ne se rendent compte que ces cataclysmes spectaculaires marquent la mort des étoiles (voir l'encadré Supernovae in History ci-dessous). Le mot nova signifie « nouvelle » en latin ; avant les télescopes, lorsqu'une étoile trop sombre pour être vue à l'œil nu éclatait soudainement dans une explosion éclatante, les observateurs en venaient à la conclusion qu'il devait s'agir d'une étoile toute neuve. Les astronomes du XXe siècle ont reclassé les explosions les plus lumineuses en supernovae.
À partir des archives historiques de telles explosions, des études sur les vestiges de supernovae dans notre Galaxie et des analyses de supernovae dans d'autres galaxies, nous estimons qu'en moyenne, une explosion de supernova se produit quelque part dans la Voie lactée tous les 25 à 100 ans. Malheureusement, aucune explosion de supernova n'a été observée dans notre Galaxie depuis l'invention du télescope. Soit nous avons été exceptionnellement malchanceux, soit, plus probablement, de récentes explosions se sont produites dans des parties de la Galaxie où la poussière interstellaire empêche la lumière de nous atteindre.
LES SUPERNOVAE DANS L'HISTOIRE
Bien que de nombreuses explosions de supernovas dans notre galaxie soient passées inaperçues, quelques-unes étaient si spectaculaires qu'elles ont été clairement vues et enregistrées par les observateurs du ciel et les historiens de l'époque. Nous pouvons utiliser ces données, qui remontent à deux millénaires, pour nous aider à déterminer où se trouvaient les étoiles qui explosaient et donc où rechercher leurs vestiges aujourd'hui.
La supernova la plus spectaculaire a été observée en 1006. Il est apparu en mai sous la forme d'un point lumineux brillant visible pendant la journée, peut-être 100 fois plus lumineux que la planète Vénus. Il faisait suffisamment clair pour projeter des ombres sur le sol pendant la nuit et a été enregistré avec crainte et crainte par des observateurs de toute l'Europe et de l'Asie. Personne n'avait rien vu de tel auparavant ; les astronomes chinois, notant qu'il s'agissait d'un spectacle temporaire, l'ont qualifié de « guest star ».
Les astronomes David Clark et Richard Stephenson ont parcouru des données du monde entier pour trouver plus de 20 signalements de la supernova 1006 (SN 1006) (Figure\(\PageIndex{1}\)). Cela leur a permis de déterminer avec une certaine précision où l'explosion s'est produite dans le ciel. Ils la placent dans la constellation moderne du Lupus ; à peu près à la position qu'ils ont déterminée, nous trouvons un vestige de supernova, maintenant assez faible. D'après la façon dont ses filaments se dilatent, il semble en effet avoir environ 1000 ans.
Une autre guest star, maintenant connue sous le nom de SN 1054, a été clairement enregistrée dans les archives chinoises en juillet 1054. Le vestige de cette étoile est l'un des objets les plus célèbres et les mieux étudiés du ciel, appelé la nébuleuse du Crabe (Figure\(23.4.1\) de la section 23.4). C'est un objet merveilleusement complexe qui a joué un rôle clé dans la compréhension de la mort des étoiles massives. Lorsque son explosion a été observée pour la première fois, nous estimons qu'elle était à peu près aussi brillante que la planète Jupiter : loin d'être aussi éblouissante que l'événement 1006, mais tout de même assez dramatique pour quiconque surveillait des objets dans le ciel. Une autre supernova plus faible a été observée en 1181.
La supernova suivante est devenue visible en novembre 1572 et, étant plus lumineuse que la planète Vénus, elle a été rapidement repérée par un certain nombre d'observateurs, dont le jeune Tycho Brahe (voir Orbites et gravité). Ses mesures minutieuses de l'étoile pendant un an et demi ont montré qu'il ne s'agissait pas d'une comète ou d'un élément de l'atmosphère terrestre puisqu'elle ne se déplaçait pas par rapport aux étoiles. Il a correctement déduit qu'il devait s'agir d'un phénomène appartenant au domaine des étoiles et non au système solaire. Les vestiges de la supernova de Tycho (comme on l'appelle aujourd'hui) peuvent encore être détectés dans de nombreuses bandes du spectre électromagnétique.
Pour ne pas être en reste, Johannes Kepler, l'héritier scientifique de Tycho Brahe, a découvert sa propre supernova en 1604, aujourd'hui connue sous le nom de supernova de Kepler (Figure\(23.2.3\) de la section 23.2). Plus pâle que celle de Tycho, elle est néanmoins restée visible pendant environ un an. Kepler a écrit un livre sur ses observations qui a été lu par de nombreuses personnes intéressées par les cieux, y compris Galilée.
Aucune supernova n'a été repérée dans notre Galaxie depuis 300 ans. Comme l'explosion d'une supernova visible est un événement fortuit, il n'est pas possible de savoir quand la prochaine aura lieu. Partout dans le monde, des dizaines d'astronomes professionnels et amateurs surveillent de près les « nouvelles » étoiles qui apparaissent du jour au lendemain, dans l'espoir d'être les premiers à apercevoir la prochaine étoile invitée dans notre ciel et à écrire eux-mêmes un peu d'histoire.
À leur luminosité maximale, les supernovae les plus lumineuses ont une luminosité environ 10 milliards de fois supérieure à celle du Soleil. Pendant une courte période, une supernova peut éclipser toute la galaxie dans laquelle elle apparaît. Après une luminosité maximale, la lumière de l'étoile s'estompe et disparaît de la visibilité télescopique en quelques mois ou quelques années. Au moment de leur explosion, les supernovae éjectent des matières à des vitesses typiques de 10 000 kilomètres par seconde (et à des vitesses deux fois supérieures à celles observées). Une vitesse de 20 000 kilomètres par seconde correspond à environ 45 millions de miles par heure, ce qui indique véritablement une grande violence cosmique.
Les supernovae sont classées en fonction de l'apparence de leurs spectres, mais dans ce chapitre, nous allons nous concentrer sur les deux principales causes des supernovae. Les supernovae de type Ia s'enflamment lorsqu'une grande quantité de matière est déversée sur des naines blanches dégénérées (Figure\(\PageIndex{2}\)) ; ces supernovae seront abordées plus loin dans ce chapitre. Pour l'instant, nous allons poursuivre notre histoire sur la mort d'étoiles massives et nous concentrer sur les supernovae de type II, qui sont produites lorsque le cœur d'une étoile massive s'effondre.
Supernova 1987A
Nos informations les plus détaillées sur ce qui se passe lorsqu'une supernova de type II se produit proviennent d'un événement qui a été observé en 1987. Avant l'aube du 24 février, Ian Shelton, un astronome canadien travaillant dans un observatoire au Chili, a retiré une plaque photographique du développeur. Deux nuits plus tôt, il avait commencé à étudier le Grand Nuage de Magellan, une petite galaxie qui est l'une des plus proches voisines de la Voie lactée dans l'espace. Là où il s'attendait à ne voir que de faibles étoiles, il a vu un grand point lumineux. Craignant que sa photographie ne soit imparfaite, Shelton est sorti pour observer le Grand Nuage de Magellan... et a vu qu'un nouvel objet était bel et bien apparu dans le ciel (voir Figure\(\PageIndex{3}\)). Il s'est vite rendu compte qu'il avait découvert une supernova, visible à l'œil nu même si elle se trouvait à environ 160 000 années-lumière
Désormais connue sous le nom de SN 1987A, puisqu'il s'agit de la première supernova découverte en 1987, cette brillante nouvelle venue dans le ciel austral a donné aux astronomes la première occasion d'étudier la mort d'une étoile relativement proche à l'aide d'instruments modernes. C'était également la première fois que des astronomes observaient une étoile avant qu'elle ne devienne une supernova. L'étoile qui a explosé avait été incluse dans des études antérieures du Grand Nuage de Magellan et, par conséquent, nous savons qu'elle était une supergéante bleue juste avant l'explosion.
En combinant la théorie et les observations à de nombreuses longueurs d'onde différentes, les astronomes ont reconstitué le cycle vital de l'étoile devenue SN 1987A. Formé il y a environ 10 millions d'années, il avait à l'origine une masse d'environ 20\(M_{\text{Sun}}\). Pendant 90 % de sa vie, il a vécu tranquillement sur la séquence principale, convertissant l'hydrogène en hélium. À cette époque, sa luminosité était environ 60 000 fois supérieure à celle du Soleil (\(L_{\text{Sun}}\)) et son type spectral était O. Lorsque l'hydrogène au centre de l'étoile a été épuisé, le noyau s'est contracté et est finalement devenu suffisamment chaud pour faire fondre l'hélium. À cette époque, l'étoile était une supergéante rouge qui émettait environ 100 000 fois plus d'énergie que le Soleil. À ce stade, l'étoile a perdu une partie de sa masse.
Ce matériau perdu a en fait été détecté par des observations effectuées avec le télescope spatial Hubble (Figure\(\PageIndex{4}\)). Le gaz chassé dans l'espace par l'explosion de supernova qui a suivi entre actuellement en collision avec la matière que l'étoile a laissée derrière elle lorsqu'elle était une géante rouge. Lorsque les deux se heurtent, nous voyons un anneau lumineux.
La fusion à l'hélium n'a duré qu'environ 1 million d'années. Lorsque l'hélium a été épuisé au centre de l'étoile, le noyau s'est de nouveau contracté, le rayon de la surface a également diminué et l'étoile est devenue une supergéante bleue avec une luminosité toujours à peu près égale à 100 000\(L_{\text{Sun}}\). C'est ce à quoi elle ressemblait encore de l'extérieur lorsque, après de brèves périodes de fusion ultérieure, elle a atteint la crise du fer dont nous avons parlé plus tôt et a explosé.
Certaines étapes clés de l'évolution de l'étoile devenue SN 1987A, y compris celles qui ont suivi l'épuisement à l'hélium, sont répertoriées dans le tableau. Bien que nous ne vous attendions pas à ce que vous vous souveniez de ces chiffres, notez les schémas du tableau : chaque étape de l'évolution se produit plus rapidement que la précédente, la température et la pression dans le noyau augmentent et des éléments de plus en plus lourds sont la source de l'énergie de fusion. Une fois que le fer a été créé, l'effondrement a commencé. Ce fut un effondrement catastrophique, qui n'a duré que quelques dixièmes de seconde ; la vitesse de chute dans la partie extérieure du noyau de fer a atteint 70 000 kilomètres par seconde, soit environ un quart de la vitesse de la lumière.
| Phase | Température centrale (K) | Densité centrale (g/cm 3) | Temps passé au cours de cette phase |
|---|---|---|---|
| Fusion d'hydrogène | 40 × 10 6 | 5 | 8 × 10 6 ans |
| Fusion à l'hélium | 190 × 10 6 | 970 | 10 à 6 ans |
| Fusion du carbone | 870 × 10 6 | 170 000 | 2000 ans |
| Fusion au néon | 1,6 × 10 9 | 3,0 × 10 6 | 6 mois |
| Fusion d'oxygène | 2,0 × 10 9 | 5,6 × 10 6 | 1 an |
| Fusion de silicium | 3,3 × 10 9 | 4,3 × 10 7 | Journées |
| Effondrement central | 200 × 10 9 | 2 × 10 14 | Dixièmes de seconde |
Entre-temps, alors que le cœur vivait sa dernière catastrophe, les couches extérieures de néon, d'oxygène, de carbone, d'hélium et d'hydrogène de l'étoile n'étaient pas encore au courant de l'effondrement. Les informations concernant le mouvement physique des différentes couches traversent une étoile à la vitesse du son et ne peuvent pas atteindre la surface dans les quelques dixièmes de seconde nécessaires à l'effondrement du noyau. Ainsi, les couches superficielles de notre étoile étaient suspendues brièvement, un peu comme un personnage de dessin animé qui se précipite du bord d'une falaise et s'accroche momentanément dans l'espace avant de se rendre compte qu'il n'est plus retenu par rien.
L'effondrement du noyau s'est poursuivi jusqu'à ce que les densités atteignent plusieurs fois celles d'un noyau atomique. La résistance à un nouvel effondrement est alors devenue si grande que le noyau a rebondi. Le matériau qui tombait a percuté le « mur de briques » du noyau rebondissant et a été projeté vers l'extérieur sous l'effet d'une forte onde de choc. Des neutrinos se sont répandus du noyau, aidant l'onde de choc à détruire l'étoile. Le choc a atteint la surface de l'étoile quelques heures plus tard, et l'étoile a commencé à s'éclaircir pour devenir la supernova observée par Ian Shelton en 1987.
La synthèse d'éléments lourds
Les variations de luminosité du SN 1987A dans les jours et les mois qui ont suivi sa découverte, illustrées sur la figure\(\PageIndex{5}\), ont contribué à confirmer nos idées sur la production d'éléments lourds. En une seule journée, la luminosité de l'étoile a augmenté d'un facteur d'environ 1000 et est devenue visible sans télescope. L'étoile a ensuite continué à augmenter lentement en luminosité jusqu'à ce qu'elle atteigne à peu près la même luminosité apparente que les étoiles de la Petite Ourse. Jusqu'au 40e jour suivant l'explosion, l'énergie émise a été produite par l'explosion elle-même. Mais le SN 1987A n'a pas continué à s'estomper, comme on aurait pu s'y attendre à ce que la lumière de l'explosion le fasse. Au lieu de cela, le SN 1987A est resté brillant lorsque l'énergie des éléments radioactifs nouvellement créés est entrée en jeu.
L'un des éléments formés lors de l'explosion d'une supernova est le nickel radioactif, d'une masse atomique de 56 (c'est-à-dire que le nombre total de protons et de neutrons dans son noyau est de 56). Le nickel-56 est instable et se transforme spontanément (avec une demi-vie d'environ 6 jours) en cobalt-56. (Rappelons que la demi-vie est le temps qu'il faut à la moitié des noyaux d'un échantillon pour subir une désintégration radioactive.) Le cobalt 56 se désintègre à son tour avec une demi-vie d'environ 77 jours en fer 56, qui est stable. Des rayons gamma énergétiques sont émis lorsque ces noyaux radioactifs se désintègrent. Ces rayons gamma constituent alors une nouvelle source d'énergie pour les couches en expansion de la supernova. Les rayons gamma sont absorbés par le gaz sus-jacent et réémis aux longueurs d'onde visibles, ce qui permet aux restes de l'étoile de rester brillants.
Comme vous pouvez le voir sur la figure\(\PageIndex{5}\), les astronomes ont observé un éclaircissement dû aux noyaux radioactifs au cours des premiers mois qui ont suivi l'explosion de la supernova, puis ont vu la lumière supplémentaire disparaître à mesure que de plus en plus de noyaux radioactifs se décomposaient en fer stable. Le chauffage par rayons gamma était responsable de la quasi-totalité du rayonnement détecté par le SN 1987A après le 40e jour. Certains rayons gamma se sont également échappés directement sans être absorbés. Ils ont été détectés par des télescopes en orbite autour de la Terre aux longueurs d'onde attendues pour la désintégration du nickel et du cobalt radioactifs, ce qui confirme clairement notre compréhension selon laquelle de nouveaux éléments se sont effectivement formés dans le creuset de la supernova.
Neutrinos de SN 1987A
S'il y avait eu des observateurs humains dans le Grand Nuage de Magellan il y a environ 160 000 ans, l'explosion que nous appelons SN 1987A aurait été un spectacle brillant dans leur ciel. Pourtant, nous savons que moins de 1/10 de 1 % de l'énergie de l'explosion est apparue sous forme de lumière visible. Environ 1 % de l'énergie était nécessaire pour détruire l'étoile, le reste étant emporté par les neutrinos. L'énergie globale de ces neutrinos était vraiment incroyable. Au cours de la première seconde de l'événement, comme nous l'avons noté plus tôt dans notre discussion générale sur les supernovae, leur luminosité totale a dépassé la luminosité de toutes les étoiles de plus d'un milliard de galaxies. Et la supernova a généré cette énergie dans un volume de moins de 50 kilomètres de diamètre ! Les supernovae sont l'un des événements les plus violents de l'univers, et leur lumière ne représente que la pointe de l'iceberg lorsqu'il s'agit de révéler la quantité d'énergie qu'elles produisent.
En 1987, les neutrinos du SN 1987A ont été détectés par deux instruments, que l'on pourrait appeler « télescopes à neutrinos », presque une journée avant les observations de Shelton. (Cela est dû au fait que les neutrinos sortent de l'étoile qui explose plus facilement que la lumière, et aussi parce qu'il n'est pas nécessaire d'attendre la tombée de la nuit pour les « apercevoir ».) Les deux télescopes à neutrinos, l'un situé dans une mine profonde au Japon et l'autre sous le lac Érié, se composent de plusieurs milliers de tonnes d'eau purifiée entourées de plusieurs centaines de détecteurs photosensibles. Les neutrinos entrants interagissent avec l'eau pour produire des positrons et des électrons qui se déplacent rapidement dans l'eau et émettent une lumière bleue profonde.
Au total, 19 neutrinos ont été détectés. Comme les télescopes à neutrinos se trouvaient dans l'hémisphère nord et que la supernova s'est produite dans l'hémisphère sud, les neutrinos détectés avaient déjà traversé la Terre et étaient sur le chemin du retour dans l'espace lorsqu'ils ont été capturés.
Seuls quelques neutrinos ont été détectés car la probabilité qu'ils interagissent avec la matière ordinaire est très, très faible. On estime que la supernova a effectivement libéré 1058 neutrinos. Une infime fraction d'entre eux, soit environ 30 milliards, a fini par traverser chaque centimètre carré de la surface de la Terre. Environ un million de personnes ont effectivement connu une interaction de neutrinos dans leur corps à la suite de la supernova. Cette interaction ne s'est produite qu'à un seul noyau chez chaque personne et n'a donc eu aucun effet biologique ; elle est passée complètement inaperçue pour toutes les personnes concernées.
Comme les neutrinos proviennent directement du cœur de la supernova, leur énergie a fourni une mesure de la température du cœur lorsque l'étoile explosait. La température centrale était d'environ 200 milliards de K, un chiffre étonnant auquel aucun analogue terrestre ne peut apporter beaucoup de sens. À l'aide de télescopes à neutrinos, nous explorons le dernier moment de la vie d'étoiles massives et observons des conditions qui dépassent toute expérience humaine. Pourtant, nous voyons également les indices indéniables de nos propres origines.
Concepts clés et résumé
Une supernova apparaît en moyenne tous les 25 à 100 ans dans la Voie lactée. Malgré tout, aucune supernova de notre Galaxie n'a été observée depuis la Terre depuis l'invention du télescope. Cependant, une supernova voisine (SN 1987A) a été observée dans une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. L'étoile qui a évolué pour devenir SN 1987A a commencé sa vie en tant que supergéante bleue, a évolué pour devenir une supergéante rouge et est redevenue une supergéante bleue au moment de son explosion. Des études du SN 1987A ont permis de détecter des neutrinos provenant de l'effondrement du cœur et de confirmer les calculs théoriques concernant ce qui se passe lors de telles explosions, y compris la formation d'éléments autres que le fer. Les supernovae sont la principale source de rayons cosmiques à haute énergie et peuvent être dangereuses pour tout organisme vivant dans les systèmes stellaires voisins.