NOVAE ET SUPERNOVAE

NOVAE ET SUPERNOVAE

Lorsque l’on compare le ciel avec ce qui se passe sur Terre, on constate que celui-ci semble à peu près immuable alors que les événements sur Terre nous paraissent se dérouler à un rythme échevelé: une étoile comme le Soleil brille avec le même éclat depuis 4,5 milliards d’années et les astrophysiciens prédisent qu’il doit conserver un aspect à peu près identique pendant encore cinq autres milliards d’années. En comparant ces échelles de temps avec celles de nos propres vies, ces dernières paraissent bien éphémères à côté de l’évolution apparemment tranquille de la quasi-totalité des étoiles. Cependant, les yeux avertis des astronomes constatent parfois qu’une étoile apparemment tranquille explose brutalement. Dans la nuit du 23 au 24 février 1987, une étoile est apparue brusquement dans le Grand Nuage de Magellan; cette supernova, SN 1987 A, a atteint la magnitude visuelle 6,5, malgré sa distance, estimée à 50 kiloparsecs environ. Les écrits des astronomes chinois relatent l’explosion, encore plus spectaculaire, d’une étoile dans la constellation du Taureau en l’an 1054 de notre ère. Après avoir explosé, cette étoile était si brillante qu’elle demeurait visible en plein jour. Un très petit nombre d’étoiles explosent donc, et le propos de cet article est d’évoquer les caractéristiques et l’intérêt de ces explosions. C’est en effet à partir de certaines de ces explosions qu’une grande partie des éléments chimiques, dont nous sommes nous-mêmes formés, ont été constitués puis dispersés dans le milieu interstellaire avant de se rassembler dans la protonébuleuse solaire.

Les novae et les supernovae constituent, par l’ensemble de leurs propriétés, deux classes bien distinctes d’astres explosifs que nous allons donc analyser en étudiant successivement leurs propriétés observationnelles et les hypothèses présentées pour rendre compte de ces phénomènes.

Les novae

Les novae constituent une classe très disparate d’objets mais qui ont toutes la caractéristique de voir leur luminosité augmenter fortement puis décroître. La grande variété de novae susceptibles d’être observées vient principalement du facteur d’augmentation de la luminosité. Certaines novae, dites novae naines , ne voient leur luminosité augmenter que par des facteurs de l’ordre de 100. Ces augmentations de luminosité surviennent alors très fréquemment avec des périodicités de l’ordre de quelques mois (fig. 1). D’autres, au contraire, dont la nova apparue brusquement en août 1975 dans la constellation du Cygne, voient leur luminosité augmenter par des facteurs qui peuvent aller jusqu’à 10⁶. Dans le cas de ces novae très énergétiques, on ne constate pas de récurrence du phénomène.

Il existe en fait une corrélation, remarquée dans les années 1930 par les astronomes soviétiques Boris Vasilievich Kukarkin et Pavel Petrovitch Paranego, selon laquelle plus les changements de luminosité subis par une nova sont grands, plus il s’écoule de temps entre deux explosions.

Les astrophysiciens se sont très rapidement interrogés sur la nature du ou des mécanismes qui affectent quelques dizaines d’étoiles de notre Galaxie. Une caractéristique de ces étoiles semble être commune à toutes, qu’elles soient novae naines ou au contraire novae très énergétiques: toutes semblent appartenir à des systèmes d’étoiles doubles. C’est à partir de cette caractéristique que l’on explique les mécanismes à l’origine de l’explosion ou de l’apparition de la nova. Le système binaire qui contient la «candidate» nova est constitué d’une naine blanche (la candidate) qui orbite autour d’une étoile froide géante. Lorsque la matière de cette étoile froide dépasse un certain rayon, dit rayon de Roche (du nom du physicien qui a calculé les caractéristiques de l’effet simultané de la gravité de deux corps en rotation l’un par rapport à l’autre), cette matière est davantage attirée par la naine blanche que par les régions centrales de l’étoile à laquelle elle appartenait. Cette attraction la conduit à former ce que l’on appelle un disque d’accrétion autour de la naine blanche. Ce disque de matière a une température très élevée et son comportement détermine les différences que l’on rencontre d’une sous-classe de nova à une autre. Dans le cas des novae naines, l’éruption est due à la formation de régions plus chaudes dans le disque d’accrétion lui-même. En effet, le transfert de matière de l’étoile géante vers ce disque s’accompagne d’un très fort échauffement qui engendre alors, chez ces étoiles, ces sursauts sporadiques que l’on peut observer tous les deux ou trois mois. Dans le cas des novae ordinaires, la matière ne s’arrête pas au disque d’accrétion: la matière tombe sur la naine blanche avec des vitesses supersoniques en raison de la très forte gravité exercée par ce corps très dense sur la matière extérieure. Comme la surface de la naine blanche est enrichie en éléments chimiques tels que le carbone, l’azote et l’oxygène et qu’elle est, de plus, réchauffée par cette matière constituée principalement d’hydrogène et d’hélium, la pellicule de matière constituée du mélange de ces deux gaz subit l’effet des réactions nucléaires engendrées par l’hydrogène et l’hélium agissant sur les noyaux de carbone, d’azote et d’oxygène (fig. 2). Ces réactions sont explosives aux températures très élevées (supérieures à 10⁸ K) atteintes par ce gaz.

Il en résulte une onde de déflagration qui disperse très rapidement cette pellicule de matière vers l’extérieur avec des vitesses de l’ordre de 1 000 km/s. La masse de la pellicule ainsi dispersée est de l’ordre de 10^-5 à 10^-3 masse solaire. Par l’effet de ces réactions nucléaires, qui sont à l’origine de l’explosion de cette couche externe, on assiste à la synthétisation de l’azote 15(¹⁵N). On attribue même aux novae l’origine de l’azote 15, qui ne peut être fabriqué dans les régions centrales des étoiles ordinaires.

Les novae sont donc des étoiles explosives mais ayant pour caractéristiques spécifiques d’appartenir à des systèmes doubles, et c’est cette appartenance même qui est à l’origine de leur explosion, qui n’affecte que les régions superficielles de l’étoile. Le mécanisme de l’explosion permet également de comprendre la corrélation mentionnée plus haut: plus le temps entre deux explosions est long, plus la quantité de matière pouvant s’accumuler est grande, plus le phénomène pouvant être engendré est brutal. Les sursauts des novae naines n’affectent que 10^-8 masse solaire, soit cent mille fois moins de matière que les novae les plus énergiques.

Les novae, qui avaient, pendant de longues années, été délaissées au profit des supernovae (décrites plus loin), font l’objet de nombreuses observations dans les domaines des rayons gamma et X, dans l’ultraviolet, voire dans l’infrarouge. On peut rechercher en effet certaines raies gamma nucléaires émises lors de la production de certains éléments au cours des réactions nucléaires explosives; les rayons X et l’ultraviolet trouveraient leur source au cours du phénomène d’accrétion, par le disque et la surface de la naine blanche, chauffée par la matière tombant sur elle. Enfin, la poussière se formant autour de la matière éjectée par l’explosion de la nova émet du rayonnement infrarouge.

De leur côté, les théoriciens commencent à comprendre les mécanismes de l’explosion de ces étoiles.

Les supernovae

Le phénomène de la 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 il est aussi très spectaculaire; l’explosion d’une supernova libère en effet une quantité d’énergie pratiquement égale à 10 p. 100 de celle 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 était 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.

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 km 練 s^-1.

Du point de vue observationnel, on distingue, en première approximation, deux types de supernovae différents. Le type 1 (fig. 3) 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 2, 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.

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 la supernova affecte des étoiles de grande masse en presque totalité, 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. Tout d’abord, 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.

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 F. Hoyle et W. 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 練 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 ce 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 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 de 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 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 du modèle en invoquant des pertes d’énergie par rotation, un transport rapide de l’énergie du centre vers les régions périphériques, etc. On peut dire aussi qu’il n’y a pas correspondance complète entre l’explosion des supernovae et la présence de pulsars; il est donc possible d’imaginer que quelques-unes d’entre elles peuvent exploser complètement.

Le troisième mécanisme est certainement celui qui est le plus intéressant du point de vue des processus physiques qu’il implique. Ce mécanisme fait intervenir les neutrinos, produits à profusion en même temps que les photons lors des réactions thermonucléaires, qui sont susceptibles de transférer l’énergie des régions centrales de l’étoile vers les régions plus externes qui les absorbent. Contrairement aux étoiles ordinaires comme le Soleil qui engendrent des neutrinos de très basse énergie, très difficile à détecter, les neutrinos produits au centre de ces étoiles peuvent, en principe, être absorbés par la matière qui entoure les régions centrales, contribuer à leur chauffage puis provoquer leur explosion. Une première version du modèle décrivant ce mécanisme a été proposée en 1956 par S. A. Colgate. Son analyse a été reprise par plusieurs physiciens (dont H. Bethe) après la découverte des courants neutres de l’interaction faible; il apparaît en effet que les régions centrales ne peuvent pas absorber les neutrinos qu’elles produisent parce que la pression électronique y est trop forte, et qu’au contraire, les régions périphériques des présupernovae constituent, elles, d’excellents «pièges» à neutrinos en raison de leur forte teneur en éléments lourds. Ce type de processus, où les neutrinos sont éjectés du centre vers la périphérie de la présupernova qu’ils contribuent donc à faire exploser, est actuellement l’objet de très nombreux travaux faisant intervenir de très récents mécanismes de physique fondamentale. Ce type de recherche concerne certainement des sujets d’astrophysique théorique particulièrement délicats faisant intervenir la physique nucléaire, la physique des particules, l’hydrodynamique, la thermodynamique, la mécanique statistique (pour se limiter à quelques exemples).

Deux autres mécanismes ont encore été avancés pour expliquer ces explosions. Au milieu des années 1970, il a été proposé que le détonateur de l’explosion soit l’étoile à neutrons (ou pulsar) centrale. Dans ce modèle, contrairement aux hypothèses précédentes, la formation d’un cœur central très dense précède l’explosion. C’est l’étoile à neutrons résultante qui est le moteur de l’explosion. Comme on le sait, ces pulsars tournent extrêmement vite sur eux-mêmes (les périodes de rotation sont de l’ordre de la milliseconde) et engendrent des champs magnétiques très intenses de l’ordre de 10⁸ teslas. Le couplage entre le champ magnétique et la rotation du pulsar crée des ondes hydromagnétiques très énergétiques susceptibles d’être absorbées par les régions périphériques et donc de les faire exploser.

Enfin, une dernière idée a été publiée. Elle énonce que les supernovae de type 1 proviendraient de systèmes doubles de naines blanches qui s’échaufferaient en échangeant rapidement de la matière de l’une vers l’autre et qui exploseraient par la suite.

Cette brève énumération démontre tout l’intérêt que les astrophysiciens portent à ces événements très importants malgré leur rareté. Mais le phénomène de l’explosion de la supernova n’est pas seulement la phase ultime de l’évolution des étoiles de grande masse. Parmi les différents rôles que l’on peut lui assigner, les supernovae contribuent largement à l’enrichissement du milieu interstellaire en éléments chimiques engendrés par la nucléosynthèse stellaire. Cette fonction est maintenant bien établie: les satellites d’astronomie X comme Einstein ou Rosat ont observé plusieurs restes de supernovae, dont celui de Cassiopeia A, et ont montré que ces restes étaient fortement enrichis en éléments chimiques tels l’oxygène ou le soufre. Cela prouve donc que les supernovae non seulement fabriquent ces éléments mais de plus qu’elles les éjectent dans le milieu interstellaire extrême. La matière dont nous sommes nous-mêmes formés provient des générations de supernovae qui ont explosé avant la naissance du système solaire.

Les supernovae sont les principaux responsables de l’échauffement du milieu interstellaire, de son ionisation partielle, voire de l’accélération du rayonnement cosmique. À mesure que les techniques d’observation s’améliorent et permettent d’observer le milieu interstellaire par rayons X et ultraviolet, on observe de plus en plus, dans le milieu interstellaire, des phases très chaudes et très ionisées, certainement dues à l’explosion des supernovae.

Enfin, certains astrophysiciens cherchent à utiliser les supernovae très lointaines pour déterminer les échelles de distance de l’Univers: les supernovae étant des événements qui semblent toujours impliquer des quantités d’énergie assez analogues d’une explosion à l’autre, la détermination de la luminosité apparente des supernovae très lointaines fournit une mesure de la distance à laquelle se trouvent les galaxies dans lesquelles elles explosent.

Les recherches sur les novae et sur les supernovae sont indéniablement l’un des sujets qui connaissent actuellement le plus de développements en astrophysique, surtout depuis l’explosion de SN 1987 A, qui est étudiée plus en détail dans l’article UNIVERS. Ces événements, dont l’échelle de temps est très brève par rapport à celle des étoiles qui connaissent une évolution plus calme, affectent de façon profonde la physique et la composition des milieux qui les entourent. Cela explique l’importance de ces objets astronomiques et de leur étude.

Encyclopédie Universelle. 2012.