Supernovae : « la vague »

Au centre de l’œuvre est représentée l’étoile à neutrons d’une extraordinaire densité dans le petit cercle bleu. Le gaz nucléaire renvoit vers l’extérieur l’énergie des neutrinos représentée en petites flèches roses ou pourpres. « La vague » se met alors à traverser l’enveloppe stellaire, transportant un centième environ de l’énergie totale libérée par l’implosion. Cette énergie chauffe les couches successives de l’étoile et surtout les propulse vers l’espace. La première couche traversée est celle du silicium (en bleu moyen avec les atomes en jaune). La température est brusquement portée à 4,5 milliards de K environ. Quelques secondes sont nécessaires pour la combustion thermonucléaire explosive du silicium (p 126) puis la couche de silicium se trouve dilatée et refroidie. La fusion des noyaux de silicium se déclenche avec une faible quantité d’énergie nucléaire et formation de noyaux plus lourds jusqu’au voisinage du fer, avec parmi eux le nickel 56 noyau radioactif avec une période de décroissance d’environ une semaine et qui s’avère d’une importance capitale pour le phénomène supernovae. La couche de nickel apparaît en bleu roi et atomes en gris, c’est ensuite au tour de la couche de cobalt en gris foncé atomes en bleu à être traversée par « la vague », puis en vert avec atomes en gris apparaît la couche de fer frappée à son tour par « la vague ».

Les couches d’oxygène néon carbone sont frappées quelques secondes plus tard, leur température est portée respectivement à 3,2 2,6 et 2,2 milliards de degrés. Sur l’œuvre la couche d’oxygène est représentée en orangé avec atomes en vert, puis la couche de néon en ocre-marron avec atomes en bleu-turquoise, puis la couche de carbone en orangé clair avec atomes en gris foncé.

Page 128 : il est assez extraordinaire de constater que les particules qui interagissent le moins avec la matière, les fantomatiques neutrinos sont capables de pousser l’énorme enveloppe stellaire si efficacement. Cependant les simulations numériques les plus récentes montrent que ce mécanisme n’est efficace que pour des cœurs de fer assez petits, pour des étoiles dont la masse est de 10 masses solaires environ. Cela ne concerne qu’une faible fraction des étoiles massives.

En revenant au centre de l’œuvre on aperçoit des formes allongées qui jaillissent à travers les différentes couches de l’étoile. Page 225 astronomie et astrophysique d’Agnès Acker : il s’agit de jets ayant franchi l’onde de choc, jets riches en ions du silicium. Ces multiples « tentacules » représentées en colori jaune entouré d’orange ou de vert, émergent à la frontière du choc et sont dues au passage d’un fluide poussé d’un milieu dans un autre moins dense. Ces « doigts » sont également riches en fer donc expulsés récemment par l’étoile massive effondrée en étoile à neutrons.

Au bord de l’œuvre nous « continuons la route » avec la vague de neutrinos qui atteint finalement la surface de la supergéante rouge le lendemain de l’effondrement du cœur de l’étoile. « La vague » commence tout juste au bord de l’œuvre à traverser les centaines de millions de kilomètres de l’enveloppe d’hydrogène, et elle s’en va bien au delà de cette toile.

En partant du centre de l’œuvre, l’énergie de « la vague » représentée sur cette oeuvre ne concerne que quelques secondes après l’explosion. On peut ensuite se représenter « le voyage » des neutrinos durant les minutes les heures et même la journée avant qu’ils ne parviennent jusqu’à la surface de la supergéante rouge.

Page 126 : la température des couches superficielles brusquement chauffées passe de 3000 °C. à plus de 200000°C, et cette chaleur est rayonnée sous forme de photons X et ultraviolets : un flash de ces rayons dure environ dix minutes, il est donc le premier message électromagnétique qui signale l’explosion à un observateur extérieur, longtemps après l’implosion du cœur de l’étoile.

Entre temps à l’intérieur du cœur stellaire au centre de l’œuvre, le matériau neutronisé lors de l’effondrement est extrêmement dense, de 200 trillions de g/cm3 (2 x 10 puiss.14). Si la masse du résidu est inférieure à 2 masses solaires environ, la pression des neutrons peut résister indéfiniment à la gravitation. Une nouvelle étoile minuscule et terriblement compacte de dix kilomètres de rayon est née au centre de la supergéante rouge : c’est une étoile à neutrons. Si la masse du résidu neutronisé dépasse environ deux masses solaires, en une fraction de seconde l’objet s’effondre laissant la place à un trou noir.

Page 127 : SN 1987 A :

Le 23 février 1987 une supernovae est apparue dans Le Grand Nuage de Magellan galaxie située à une distance de 150000 années-lumière. Cette découverte a apporté une série de premières impressionnantes : première identification de l’étoile parente, première détection directe de la radioactivité qui alimente l’éclat des supernovae, et surtout première détection des neutrinos d’une explosion stellaire. On a pu pour la première fois en effet identifier l’étoile qui a explosé sur des plaques photographiques de la région prises antérieurement. Il s’agissait de SK-69°202 une étoile géante bleue vingt fois plus massive que le soleil, de température de surface de 16000 K et d’un rayon évalué à 30 millions de kilomètres. Deux heures et demi avant l’apparition de SN 1987A deux détecteurs de neutrinos dans l’hémisphère nord ont enregistré une vingtaine de ces particules fantomatiques (p 128), mais en fait des trillions de neutrinos de SN1987A ont traversé la terre. Cette détection a ouvert une nouvelle branche : l’astronomie des neutrinos extra-solaires. La luminosité découverte deux heures et demi après la détection des neutrinos correspond donc au temps que l’onde de choc a mis pour traverser à une vitesse d’environ 3000 km/s les 30 millions de kilomètres de l’enveloppe de SK-69°202 (p 129).

Page 129 : Grâce aux énergies et au nombre de neutrinos détectés, pour la première fois nous avons eu accès au plus profond du cœur d’une supernova et nous avons pu « voir » les conditions physiques qui y règnent. Auparavant le seul message dont nous disposions était celui des photons et nous parvenait de la « peau » de la supernovae : nous ne savions donc que très peu de choses sur ce qui se passait dans le cœur. Selon la théorie, les neutrinos qui s’échappent de la supernova transportent une énergie caractéristique de la température de la surface de la « neutrinosphère », tout comme l’énergie transportée par les photons est caractéristique de la température de la surface de l’étoile. L’énergie des neutrinos détectés, comprise entre 10 et 30 MeV, indique que la température de la neutrinosphère était de 40 milliards de degrés ; la température centrale devrait être trois ou quatre fois plus grande encore.

Toujours selon la théorie, l’ensemble des neutrinos échappés du cœur transporte la presque totalité de la chaleur dégagée par l’effondrement. Durant quelques secondes SN1987A a donc rayonné sous forme de neutrinos autant d’énergie que toutes les étoiles de l’Univers observable. La seule source possible d’une puissance énergétique aussi colossale est la gravitation : la matière du cœur a dû se contracter jusqu’à former une sphère d’une dizaine de kilomètres de rayon seulement. Page 130 : Pour la première fois, nous avons une indication nette que l’explosion d’une étoile massive mène à la formation d’un objet aussi compact, très probablement une étoile à neutrons.

L’autre grande première de SN1987A concernait la détection directe de noyaux radioactifs. Le nickel-56, produit selon la théorie dans les couches internes de l’étoile par l’onde de choc, s’est rapidement désintégré en cobalt-56, et ce dernier s’est transformé plus lentement en fer-56 en émettant des photons gamma. Six mois après l’explosion, une fraction importante des photons gamma du cobalt-56 a cessé d’interagir avec son environnement raréfié, les photons pouvaient fuir alors librement vers l’extérieur, pourvus de toute leur énergie initiale de 847 keV et de 1238 keV (le cobalt-56 émet en effet des photons à ces deux énergies). Le détecteur de photons gamma à bord du satellite américain SMM (Solar Maximum Mission) a pu enregistrer au mois d’août les premiers photons gamma du cobalt-56. Pour la première fois, la signature caractéristique de la radioactivité d’un noyau produit par une explosion stellaire était détectée. La théorie prévoit que l’énergie dégagée par la radioactivité de la chaîne nickel-56-cobalt-56-fer-56 chauffe les débris de l’explosion et alimente ainsi la luminosité optique des supernovae. La détection des photons gamma du cobalt-56 a permis de « voir » directement et sans ambiguïté la source de lumière radioactive des supernovae, et de confirmer ainsi la théorie de la nucléosynthèse explosive.

Page 131 : la proximité de SN1987A a permis aux astronomes de suivre les détails de l’explosion et son évolution dans le milieu ambiant pendant des années. Dans un premier temps, l’éclat de la supernova a illuminé le paysage environnant, sculpté par les vents successifs de l’étoile lors de sa vie calme, et il a révélé sa structure. Ainsi un anneau de matière d’un rayon d’environ une année-lumière a été détecté autour de SN1987A par des télescopes au sol en 1989. Puis le télescope spatial HUBBLE lancé en 1990 en a détecté deux autres dont les plans se trouvent à 0,4 années-lumière et sont parallèles à celui du premier anneau.

Le système des anneaux de SN1987A a été vu grâce au flash des rayons ultraviolets de l’explosion, qui a atteint la matière des anneaux au bout d’une année et l’a ionisée, en arrachant les électrons de leurs atomes. Ces derniers capturent à nouveau les électrons, processus qui émet de la lumière. D’autre part la matière des couches externes de la supernova, propulsée à 30000 km/s a rattrapé l’anneau central environ douze ans après l’explosion. Depuis la fin des années 1990, une onde de choc est donc en train de se propager à travers l’anneau, donnant naissance à une émission à toutes les longueurs d’onde, depuis les ondes radio (émises par les électrons accélérés) jusqu’aux rayons X (émis par la matière chauffée). Ces dernières années, le satellite américain des rayons X CHANDRA a détecté un caractéristique «collier de perles » à la place de l’anneau central, résultant d’une émission plus intense par les endroits les plus denses de l’anneau.

Les astronomes continueront à observer SN1987A pendant les années, voire même les décennies, à venir. La découverte qui les comblerait serait l’apparition du résidu compact de l’explosion, encore « caché » à l’intérieur des couches les plus profondes de SN1987A. Il se manifestera tôt ou tard en étoile à neutrons ou trou noir, lorsque les derniers voiles du manteau stellaire deviendront transparents en raison de leur dilution.