Supernovae, mort des étoiles

    Les supernovae sont des phénomènes cataclysmiques, qui révèlent la mort des étoiles. Ce sont des étoiles qui finissent leur vie en explosant.

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animation d'une supernova

1. Présentation

    Qu'est-ce qu'une supernova ? C'est une étoile qui finit sa vie en explosant. En quelques jours, elle atteint une luminosité de près de 10 milliards de fois le Soleil; si elle explosait dans notre Galaxie, elle pourrait devenir visible en plein jour. L'énergie libérée en quelques instants est de l'ordre de 10⁵¹ ergs (10⁴⁴ joules). Cela représente l'équivalent de toute l'énergie rayonnée par le Soleil durant toute sa vie. La matière est parfois éjectée à plus de 20 000 km/s. C'est un phénomène rare: il s'en produit 2 à 3 par siècle dans une galaxie donnée, et à ce rythme on peut estimer qu'une étoile sur mille devient une supernova. 

   Parmi les supernovae du passé qui ont pu être identifiées et localisées en dépouillant les chroniques anciennes, celle de 1054 a contribué énormément à la compréhension du phénomène, car à sa place, repérée soigneusement par les Chinois, se trouve la nébuleuse du Crabe. Il y a aussi la supernova de 1680, Cassiopée A. Tycho Brahé en aperçu une en 1572 et Kepler vit la dernière en 1604. Mais il y en a eu d'autres que l'instrumentation n'a pas permis de voir. La plupart ont lieu vers le centre galactique, noyé dans la poussière. Pensez donc, notre distance au centre de la Galaxie représente 30 000 al. Or sur la ligne de visée, le vide parfait n'existant pas (une poignée d'atomes par m³), cela fait tout de même au total 10²³ atomes, soit l'épaisseur d'une feuille de papier. Ainsi s'explique l'opacité dans le visible. Aujourd'hui les caméras infrarouge et X, des satellites, permettent de "gommer" les poussières. 

    Classées en fonction de la présence ou non d'hydrogène dans leur spectre, les supernovae se distinguent également par leur courbe de lumière et leur profonde différence de mécanisme d'explosion. Les supernovae de type SN1, caractérisées par l'absence de raies d'hydrogène et pauvres en éléments lourds, sont 3 fois plus lumineuses que celles de type SN2. Elles résultent de l'explosion d'étoiles de petites masses issues de population vieilles. Elles se répartissent en supernovae de type SN1a et 1b. Le type SN1a désigne apparemment une famille homogène, mais le mécanisme d'explosion impliqué n'est pas encore très clair. Les supernovae de type SN1b sont, elles, attribuées à l'explosion d'une naine blanche appartenant à un couple serré, et qui se serait gorgée au-delà du raisonnable de l'hydrogène de sa compagne.

   Les supernovae de type SN2 sont le produit d'étoiles massives et jeunes, formées au sein d'un gaz enrichi en éléments lourds. En général plus riches en hydrogène, elles sont moins lumineuses que les précédentes, et leur perte d'éclat est aussi moins régulière. Elles s'expliquent par l'explosion d'une étoile massive de plus de 8 masses solaires dont le cœur s'effondre sur lui-même. Les couches supérieures de l'astre chutent et rebondissent violemment, ce qui donne une explosion spectaculaire. Au centre, il reste une étoile à neutrons ou un trou noir.

  Des études récentes énoncent que les SN1 proviendraient de couples de naines blanches qui s'échaufferaient en échangeant rapidement de la matière et exploseraient par la suite.

2. Supernova de type SN1a

   Dans un article intitulé : the proceeding of type 1a supernovae, paru dans Theory and Cosmology, held 29-31 october 1998 in Chicago, il est démontré qu'il y a de fortes raisons de croire que les SN1a représentent une rupture thermonucléaire des naines blanches Carbone-Oxygène, lorsque celles-ci atteignent la limite de Chandrasekhar  (ci-après) et fusionnent le carbone en leur centre. On y favorise des modèles de dégénérescence simple, dans lesquels la naine blanche s'accroît d'un compagnon beaucoup plus gros qu'elle.

Recherche théorique sur les SN1a. Pour ceux qui maîtrisent l'anglais.

3. Supernova de type SN1b

    Elles sont caractérisées par l'absence d'hydrogène et d'hélium et sont provoquées par des étoiles très vieilles qui ont toujours le même comportement lors du stade final, c'est-à-dire: emballement et explosion.

    De tous les modèles, le plus communément admis suppose qu'au départ il s'agit d'un système binaire qui contient une naine blanche orbitant autour d'une géante rouge. Lorsque la matière de cette géante dépasse le rayon de Roche (physicien qui calcula les effets que la gravité provoque sur 2 corps en rotation l'un autour de l'autre), elle est davantage attirée par la naine blanche que par le cœur de l'étoile à laquelle elle appartient. Cette attraction la conduit à former un disque d'accrétion de température très élevée, autour de la naine blanche. La naine blanche est un objet compact possédant typiquement les 2/3 de la masse du Soleil, mais dans un volume équivalent à celui de la Terre. Sa densité serait de 1 million de fois plus grande que celle de notre planète, avec une masse de 1 tonne par cm³. 

   Quand les étoiles ont des masses différentes, ce qui est fréquent, elles évoluent à des rythmes différents et la plus légère atteint le stade de géante rouge B alors que son compagnon est déjà une naine blanche. L'atmosphère très étendue et très diffuse de cette géante rouge est déformée par l'attraction gravitationnelle de son compagnon en un lobe. Si les deux étoiles sont assez rapprochées, la matière située près de la pointe de ce lobe est attirée vers la naine blanche.  Le mouvement se fait autour du centre de masse M du système avec une période de quelques heures seulement. L'étoile B est fortement déformée par la naine blanche A et voit sa matière se répandre autour de celle-ci en formant un "disque d'accrétion". Ce flux de matière augmente peu à peu la masse de la naine blanche.  La naine blanche était initialement stable car sa masse était inférieure à la masse critique de Chandrasekhar.

     C'est le physicien Indien S. Chandrasekhar  (lauréat du prix Nobel en 1983) qui, au début des années 30, a bâti la théorie des naines blanches, en appliquant aux étoiles les résultats tout nouveau de la mécanique quantique.  Il fit une prédiction étonnante. Ces étoiles ne sauraient avoir une masse supérieure à une certaine limite, qui ne dépend que de la composition chimique; lorsqu'un seul élément est présent, la masse limite de Chandrasekhar obéit à la loi: M_ch = 5,75 (Z/A)² masses solaires, où Z est le nombre atomique et A le nombre de masse de l'élément considéré (ou en d'autres termes, la charge du noyau et le nombre de protons et de neutrons qu'il contient). Pour l'hydrogène, Z/A = 1 et la masse limite serait de 5,75 masses solaires. Plus vraisemblablement, la naine blanche  est l'aboutissement d'une étoile composée principalement de carbone; dans ces conditions: M_ch = 5,75(6/12,011)²  = 1,437. La masse limite  vaut donc 1,44 masses solaires.

   Dans la naine blanche qui vient de se former (après la phase géante rouge) la température interne est encore très élevée et la pression due aux noyaux n'est pas complètement négligeable comparée à celle exercée par les électrons dégénérés. Pour cette raison la masse de l'étoile peut dépasser de quelques millièmes la limite M_ch, lorsqu'elle absorbe la matière de son compagnon.  Mais au fur et à mesure que l'étoile refroidit, la pression due aux noyaux diminue, et il arrive un moment où, à elle seule, la pression des électrons est insuffisante pour supporter le poids des couches extérieures. Une combustion nucléaire explosive se développe et l'étoile devient une supernova. C'est d'abord la synthèse de l'oxygène, tant qu'il reste un peu d'hélium: C¹² + He⁴ "O¹⁶ + g ; elle a lieu vers 200 millions de degrés. C'est ensuite la fusion du carbone, puis celle de l'oxygène, qui fournissent des éléments de plus en plus lourds: néon, magnésium, silicium, soufre.  Les photons deviennent de plus en plus énergétiques et vers 3 milliards de degrés, les réactions de fusion sont contrebalancées par les photodésintégrations. Elles soustraient du gaz, une énergie de 100MeV.  Ce mécanisme a été proposé par F. Hoyle et W. A. Fowler (prix Nobel de physique en 1983) et permet d'expliquer l'explosion des supernovae les plus massives. Ainsi le magnésium formé dans la fusion du carbone C^{12 +} C¹² " Mg^{24 +} g est détruit pour régénérer le néon et l'hélium: Mg²⁴ + g  " Ne²⁰ + He⁴ . Un équilibre s'instaure, dans lequel survivront les éléments les plus stables à la température considérée.  Le cœur de carbone et d'oxygène est converti en grande partie en nickel 56 (qui se désintègre par la suite en cobalt 56 puis en fer 56). Passé 4 milliards de degrés, le fer  et les éléments proches du fer (chrome, manganèse, cobalt, nickel, cuivre) sont les plus stables. Les noyaux de fer ne renferment plus d'énergie libérable par des réactions nucléaires.  Les couches externes sont converties en éléments plus  légers (silicium, calcium, etc.). Ce scénario explique élégamment l'uniformité des explosions de supernovae de type SN1b (elles servent donc de puissantes chandelles standard): il s'agit à chaque fois d'une naine blanche qui explose à la masse de Chandrasekhar: M_ch. Cet événement peut d'ailleurs se produire avant que la nébuleuse planétaire qui entoure l'étoile ait eu le temps de se disperser; certains scientifiques pensent que la nébuleuse du crabe M1 (ci-contre) en est un exemple, bien qu'un pulsar soit apparu en son cœur, la classant SN2.

    Cela dit, beaucoup de points restent encore peu clairs: la naine blanche accumule de l'hydrogène et de l'hélium provenant de la géante rouge, et il est possible qu'une combustion explosive de cet hélium commence en surface avant celle du carbone au centre de la naine blanche. Si l'accumulation est lente, l'explosion près de la surface peut rééjecter la couche accrétée sans détruire l'étoile: on observe une nova, beaucoup moins énergétique qu'une supernova, et le processus peut se répéter au bout de quelque temps (de telles novæ récurrentes ont été observées). Si l'accumulation est rapide, une compétition entre allumage en surface et allumage au centre prend place. Un allumage central conduit à une plus grande uniformité des explosions car M_naine = M_ch (Chandrasekhar) la composition chimique est constante et l'explosion a une symétrie sphérique. Un allumage en surface doit conduire à une plus grande diversité car il peut se produire avant que M_ch soit atteinte, avec une abondance variable d'hélium, et l'explosion est asymétrique. Mais, précisément, on observe à l'occasion des supernovae indiscutablement de type SN1 (d'après leur spectre) qui sont sensiblement moins lumineuses que la moyenne, et il existe au moins un exemple de supernova SN1 nettement plus lumineuse. Les conséquences cosmologiques d'une uniformité des supernovae de type SN1 stimulent de nombreux travaux sur les mécanismes d'explosion et des simulations en 3 dimensions commencent à voir le jour.

     Autre difficulté: d'après les calculs, le compagnon devrait résister à l'onde de choc de l'explosion de la supernova (quitte à perdre en partie son enveloppe diffuse), mais on n'a jamais observé un tel compagnon à proximité des supernovae  SN1b étudiées. Plusieurs variantes du mécanisme ont été proposées (différents types de compagnons, différents modèles détaillés d'explosion, centrale ou périphérique, subsonique ou supersonique, etc...) mais les observations ne permettent pas encore de les départager.

4. Supernova de type SN2.

  Il s'agit là du mécanisme initialement imaginé par Zwicky (1898 - 1974): il avait calculé que l'énergie de liaison gravitationnelle (Eg=Gm²/r) d'une étoile à neutrons de 30 km de rayon était du même ordre de grandeur que l'énergie libérée par une supernova. Il en avait conclu qu'une supernova provenait de l'effondrement gravitationnel d'une étoile aboutissait à une étoile à neutrons. Mais un demi-siècle plus tard, les détails du mécanisme ne sont pas encore très sûrs.

  Une étoile de faible masse ne s'effondre pas mais aboutit à une naine blanche. Par contre une étoile massive (plus de quatre fois la masse du Soleil) ne connaît pas une fin de carrière aussi paisible. Les réactions thermonucléaires ont produit de l'énergie en synthétisant à partir de l'hydrogène et de l'hélium des éléments de plus en plus lourds, jusqu'au fer (le noyau le plus stable de tous). Forger des éléments plus lourds que le fer coûte de l'énergie (c'est pourquoi on peut en récupérer en coupant ces éléments plus lourds, par exemple en fissionnant de l'uranium). L'étoile n'est pas entièrement convertie en fer, car chacune des réactions de fusion successives n'est possible qu'à partir de certaines conditions de température et de densité. Par conséquent, les fusions nucléaires qui ont fait vivre l'étoile ont abouti à lui donner une structure en oignon: un cœur de fer d'un rayon d'un millier de kilomètres est entouré d'enveloppes concentriques d'éléments de plus en plus légers (silicium, cobalt, néon, oxygène, carbone, hélium) jusqu'à une atmosphère très diffuse d'hydrogène de plusieurs centaines de millions de kilomètres de rayon. Le cœur ne représente donc 1.10^-5 du rayon de l'étoile (par exemple un rapport de 30 km à 3 millions de km), et ce qui lui arrive met longtemps à affecter le reste de l'étoile.

     Il arrive un moment où la masse du cœur de fer atteint la masse de Chandrasekhar, et devient instable: il s'effondre sur lui-même  en un dixième de seconde. La contraction s'effectue tellement rapidement que les couches successives ne peuvent plus se réajuster et elles tombent vers le centre en chute vertigineuse. L'énergie gravitationnelle libérée pendant la contraction se transforme en neutrinos, lesquels quittent l'étoile sans s'opposer à la pesanteur. La densité augmente très rapidement jusqu'à arriver à la densité nucléaire. Les noyaux atomiques sont au contact, au lieu d'être très distants comme dans la matière ordinaire, et le cœur ressemble alors à un énorme noyau atomique. Le cœur devient opaque aux neutrinos. Ils ne s'échappent plus et s'opposent à la pesanteur, la contraction s'arrête. La température atteint alors les 100 milliards de degrés.  La densité est si élevée que les électrons y sont capturés par les noyaux, et convertissent leurs protons en neutrons.  La température se communique aux couches extérieures. Or, celles-ci contiennent les éléments légers comme l'oxygène et le néon, qui agissent comme une véritable charge de poudre et c'est l'explosion.

     Une boule de neutrons d'une trentaine de kilomètres de rayons occupe alors le centre de l'étoile: ce sera la future étoile à neutrons, qui restera après l'explosion à l'emplacement de la supernova. La conversion des protons en neutrons libère des neutrinos, qui emportent la plus grande partie de l'énergie de la supernova (99% de l'énergie, contre 1% en énergie cinétique des couches éjectées, et à peine 0.01% sous forme de lumière). La détection de ces neutrinos lors de l'explosion de la supernova du 23/24 février 1987 - SN1987A - dans le Grand Nuage de Magellan fut ainsi d'un grand réconfort pour  les théoriciens.

Gros plan sur SN 1987A qui se trouve  au centre de la vue de gauche.    (Aura/STScI/NASA)

    Le cœur ne peut se comprimer davantage et un rebond se produit: une onde de choc se propage vers l'extérieur de l'étoile, et elle rencontre les couches externes qui sont encore en chute libre vers le centre (le cœur est minuscule par rapport à l'enveloppe, et ce qui lui arrive n'influence l'enveloppe qu'avec retard). La rencontre entre les couches qui tombent vers le centre de l'étoile et l'onde de choc est si violente qu'une combustion nucléaire explosive se déroule dans l'enveloppe, synthétisant les éléments lourds que l'on retrouve plus tard dans le milieu interstellaire, dans les gaz éjectés par l'explosion. Puis au fil des millénaires,  ils se condensent dans de nouvelles étoiles ou planètes, en même temps que les éléments légers synthétisés au cours de la vie tranquille de l'étoile avant son explosion. C'est en ce sens que nous sommes de la "poussière d'étoiles", formés des cendres des réactions nucléaires qui ont rythmé la vie d'anciennes étoiles avant leur explosion.

   Malheureusement, il apparaît que la rencontre entre l'onde de choc et les couches externes est si violente que les noyaux sont en fait dissociés. Cela absorbe une grande part de l'énergie de l'onde de choc, qui s'essouffle au point que l'explosion ralentit et stagne. Cela a longtemps été une difficulté majeure des modèles d'explosion: ils n'aboutissaient pas à une explosion. Mais, selon des travaux récents, quand les neutrinos quittent le cœur de neutrons, ils déposent une petite fraction de leur énorme énergie (1% suffit) dans les couches externes de l'étoile qu'ils réchauffent ainsi, et l'explosion en est relancée.

 On aboutit ainsi à une étoile à neutrons entourée d'un nuage de gaz chaud en expansion rapide. Cette atmosphère est responsable de la présence des raies de l'hydrogène dans le spectre d'une supernova de type SN2. Parfois, l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène au cours de son évolution (un vent stellaire particulièrement intense, ou un compagnon?), et la supernova sera classée type SN1b (ou en type SN1c si elle a aussi perdu la couche suivante d'hélium), du fait de l'absence des raies de l'hydrogène, bien qu'elle n'ait en fait aucun rapport avec une supernova de type SN1a. La grande diversité des comportements des supernovae de type SN1b/c et 2 est attribuée au découplage entre ce qui se passe dans le cœur (l'explosion proprement dite) et ce qui se passe dans l'enveloppe (ce que l'on voit de l'extérieur).

    Cette enveloppe chaude en expansion fournit par ailleurs un moyen de calculer la luminosité absolue de la supernova, et partant sa distance, et d'utiliser ainsi les supernovae de type SN2 comme chandelles standard pour la cosmologie presque au même titre que les supernovae de type SN1. Cette "méthode de la photosphère en expansion" est analogue à la méthode de Baade et Wesselink pour estimer la luminosité absolue des étoiles variables. La mesure du spectre de la supernova fournit à la fois la distribution de l'énergie sur les différentes longueurs d'onde et la vitesse d'expansion de la sphère de gaz (par élargissement Doppler des raies). La distribution d'énergie permet de calculer l'énergie totale émise par unité de surface de la sphère de gaz, tandis que la vitesse d'expansion permet de connaître le rayon de cette sphère à tout moment après l'explosion (en gros la vitesse multipliée par le temps écoulé depuis l'explosion), et donc la surface de cette sphère. Le produit des deux donne l'énergie totale émise par la sphère en expansion, et une comparaison avec l'énergie reçue sur Terre donne directement la distance de la supernova. Bien sûr, nombre de corrections doivent être apportées à ce principe, mais la précision sur la distance est estimée à 30% environ, ce qui est presque aussi bon que la précision actuelle obtenue avec les supernovae de type SN1a (auxquelles la méthode peut d'ailleurs aussi s'appliquer).

  Cette brève énumération démontre tout l'intérêt que portent les scientifiques à ces événements très important, malgré leur rareté. En plus de l'explosion cataclysmique, l'enrichissement du milieu interstellaire en éléments chimiques tel oxygène ou le soufre, engendrés par la nucléosynthèse stellaire, contribuent  pour beaucoup à cet engouement.

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