Les supernovas

Définition, catégories

la supernova de Kepler (elle est décrite plus bas dans le texte). NASA/CXC/NCSU/M.Burkey et al. (dans les rayons X), DSS (dans le visible)

On appelle "supernova" un évènement de nature explosive, qui survient à un moment de la vie de certaines étoiles. Une supernova, au moment de l'explosion, peut illuminer une galaxie entière; celles qui explosent dans notre propre Galaxie peuvent être de nombreuses fois plus lumineuses que Vénus voire rivaliser avec la Lune et être tellement brillantes à leur maximum qu'elles peuvent projeter des ombres et être visibles en plein jour. Une fois épuisé le carburant de la fusion nucléaire, l'étoile commence alors de s'effondrer ce qui compresse les protons et les électrons et les transforme en neutrons. On tend à émettre l'hypothèse qu'est à l'oeuvre dans une explosion supernova une interaction entre un échauffement neutrino -les neutrinos sont produits par l'interaction des particules dans l'étoile à neutrons nouvellement formée, de la convection et ce qu'on appelle, en anglais, les "standing accretion shock instability oscillations" ("oscillations permanentes de l'instabilité de l'onde d'accrétion, SASI). L'augmentation initiale spectaculaire de luminosité d'une supernova correspond au moment où l'onde de choc de l'explosion franchit la surface (après avoir traversé l'intérieur à des vitesses supersonique. Puis, en quelques mois, l'étoile nouvelle retourne à son invisibilité. Il ne reste plus, à l'endroit de l'explosion, qu'une cavité de gaz illuminée (en anglais, un "supernova remnant", un "SNR"), laquelle reste visible pendant des milliers d'années. Les hypernovas sont des supernovas super-massives. Des filaments de gaz et de poussière se déplçant rapidement, turbulents, se trouvent après l'explosion d'une supernova. On compte une supernova une ou deux fois par siècle dans la Galaxie et une toutes les secondes dans l'Univers. La plus ancienne trace d'une supernova remonte à l'an 185 de notre ère lorsque des astronomes chinois observèrent une "étoile invitée", qui resta visible pendant plusieurs mois dans le voisinage des étoiles alpha et beta du Centaure. Les supernovas s'organisent globalement en deux classes: les étoiles de plus de 8 masses solaires s'effondrent sous leur propre poids et explosent en supernova (on les appelle, en anglais, des "core-collapse supernovae"); par ailleurs, des naines blanches peuvent devenir instables du fait d'une interaction avec l'autre membre d'un système double et elles explosent en supernovas de Type Ia. Les supernovas core-collapse éparpillent dans l'espace des éléments légers qui vont de l'oxygène au silicium alors que les Types Ia émettent surtout des éléments plus lourds, ainsi du fer et du nickel; ainsi la composition de l'espace interplanétaire dépend du mélange de types de supernovas qui y ont contribué. Ainsi, pour ce qui est de la composition de l'environnement proche, qu'on retrouve dans le Soleil et le système solaire, il a fallu une proportion d'une supernova de Type Ia pour 5 core-collapse. Le souffle de gaz des explosions supernova peut être assymétrique ou prendre en compte la présence d'une étoile double. Deux étoiles séparées proches peuvent devenir supernovas et les étoiles à neutrons qui en résultent peuvent se trouver si proches l'une de l'autre que la gravité peut les faire fusionner et s'effondrer en un trou noir. Les astronomes pensaient autrefois que les supernovas n'étaient que d'un seul type et ressortissait à des processus semblables. Dans les années 1990, ces vues ont évolué quand on a observé que certaines supernovas étaient plus faibles que les autres: les supernovas les plus lumineuses semblent, d'une façon générale, faiblir plus lentement que les plus faibles. Les supernovas sont réellement à la source de grandes quantités d'éléments primordiaux utiles à la vie. Le reste de supernova Cassiopeia A (Cas A), par exemple, l'un des restes de supernova les plus étudiés depuis longtemps a vu sa supernova fournir des quantités prodigieuses d'ingrédients cosmisques clés: 10000 masses terrestres de soufre, 20000 de silicium, 70000 de fer et 3 masses solaires d'oxygène (!). Du carbone, de l'azote, du phosphore et de l'hydrogène ont été aussi détectés. Tout l'oxygène de notre système solaire provient de supernovas ainsi que la moitié du calcium et 40% du fer, le reste de ces éléments ayant été fourni par les explosions de naines blanches. Au cours d'une explosion supernova, l'enveloppe de l'étoile est éjectée et, quelquefois, le coeur émet un jet à travers l'enveloppe et génère une bulle de haute température, un "cocon". Si le jet réussit à percer l'enveloppe, il produit une explosion lumineuse de rayons gamma et le cocon finit aussi par se rompre et envelopper l'étoile; selon les modèles théoriques, le cocon se déplace plus vite que l'enveloppe mais plus lentement que le jet et on pense que le jet emporte du matériau depuis le coeur jusque dans le cocon

Le physicien Subrahmanyan Chandrasekhar, d'origine indienne, calcula, en 1935, à l'université anglaise de Cambridge, sur la base de la Relativité générale et de la mécanique quantique, que les étoiles très massives sont instables et s'effondrent en un néant à la fin de leur vie, se transformant en corps inertes, les naines blanches; ses idées furent rejetées par les "gardiens du Temple" de l'époque ce qui le décida à quitter le Royaume-Uni et s'installer aux Etats-Unis. Dans certains cas, le coeur de l'étoile continue de survivre sous la forme d'une étoile à neutrons en rotation rapide, ou d'un pulsar. En termes de statistiques, une supernova explose dans la Galaxie tous les 40 ans. Certaines restent non observées car elles se produisent au sein de nuages de gaz. Lorsque l'éjecta de la supernova se développe dans l'espace, il se refroidit et ralentit sa vitesse; l'émission se déplace progressivement vers les longueurs d'onde longues du spectre électro-magnétique, des rayons-X aux ondes radio. L'onde de choc de l'explosion de la supernova, généralement, vient frapper le nuage de gaz et de poussière qui a été émis par l'étoile dans les débuts du processus. Lorsque l'étoile explose, elle est tranformée en reste de supernova, une cavité de gaz chaud en expansion rapide dont les frontières sont déterminées par l'onde de choc de l'explosion. Une telle onde de choc est semblable au bang sonique produit par un avion supersonique. Les ondes de choc d'une supernova résonnent dans l'espace interstellaire à une vitesse de millions de km/h. Après une explosion supernova, la poussière stellaire reste plus abondante qu'on ne pensait: les particules de poussière peuvent se reformer et croîte y compris après la destruction causée par le passage de l'onde de l'explosion. Ces ondes semblent responsables de certains des rayons cosmiques que l'on trouve partout dans la Galaxie. Les supernovas riches en oxygène intéressent beaucoup les astronomes car elles sont l'une des premières sources d'éléments lourds, éjectant dans l'espace des éléments qui ont été forgés dans l'étoile avant l'explosion. Un reste de supernova peut aussi prendre la forme d'un tore d'émission rayons X dans lequel les jets d'un pulsar central produisent un réseau élaboré de boucles et de tourbillons; on y trouve aussi des nuages de particules à haute énergie et de puissants champs magnétiques. Les SRN peuvent présenter une forme dyssymétrique si l'explosion vient buter sur un nuage interstellaire voisin. L'onde de choc qui se déplace vers l'extérieur balaie le gaz interstellaire et, alors, d'une façon plus générale, une onde de choc inverse repart en sens inverse, échauffant le matériau éjecté par la supernova. Pendant ce temps, la rotation rapide et le champ magnétique intense d'un éventuel pulsar se combinent pour former un vent très puissant de particules de haute énergie. Le déplacement d'un puslar dans un reste de supernova pourrait résulter d'une explosion supernova assymétrique. Les explosions des supernovas expulsent habituellement l'étoile à neutron centrale qui reste de l'étoile d'origine; l'étoile, alors, peut atteindre la vitesse de 4,8 millions de km/h, par exemple. Une explosion supernova, d'une façon générale, fusionne des éléments simples en éléments plus complexes. Des concentrations d'étoiles massives existent dans certains endroits de la Galaxie, dits 'super-bulles galactiques", qui sont des régions où de nombreuses supernovas explosent en l'espace de quelques millions d'années. Quelques rares supernovas existent, pour lesquelles la matière est éjectée à des vitesses plus fortes aux pôles que celle venant de l'équateur. On n'y trouve du fer que dans la moitié du reste de la supernova (les autres éléments tels le souffre et le silicium sont répandus également). Ces constatations correspondent aux modèles concernant les supernovas assymétriques. Les restes de telles supernovas sont plus allongés et elliptiques et, de plus, ces explosions supernova sont façonnées par les jets polaires, à la manière des sursauts gamma. Le célèbre objet V838 Mon, un écho lumineux sur des couches de poussière d'une étoile proche de l'explosion supernova, résulte d'un flash brillant qui a eu lieu en 2002 et qui a rapidement faibli; son écho lumineux en mouvement est ainsi réfléchi par ces couches. On a pu montrer, en 2014, sur la base d'une étude du reste de supernova Cassiopeia A (Cas A) que ce sont probablement des ondes de choc qui détruisent les étoiles; l'onde de choc originelle part du centre mais est d'abord ralentie dans les couches proches puis elle est de nouveau inversée et ré-énergisée pour finalement détruire le corps céleste. L'étude a également prouvé qu'il était faux de penser qu'une étoile qui s'apprête à devenir supernova entre en rotation rapide et émet des courants de gaz étroits, phénomènes qui entraîneraient l'explosion. Alors que l'onde de choc de Cas A suivant la supernova se déplace à 17,7 millions de km/h vers l'extérieur, elle rencontre le matériau avoisinant et ralentit, ce qui crée une seconde onde -en anglais des "reverse shocks", "ondes de choc inverses". Ces reverse shocks sont habituellement de faible luminosité et beaucoup plus lents mais ceux de Cas A sont brillants et se déplacent rapidement (ce qui est probablement dû à ce que l'onde de choc rencontre des bloc de matériau qui entoure les restes de l'étoile: l'onde de choc ralentit plus rapidment ce qui ré-énergise les reverse shocks). Ces ondes inverses accélèrent aussi les particules à des énergies colossales (30 fois les énergies obtenues, par exemple, par l'accélérateur du LHC). Certains restes de supernovas permettent de savoir que des explosions supernova échouent partiellement et que leur explosion de détruit pas entièrement l'étoile. Un reste de supernova peut prendre quelques dizaines de milliers d'années avant de se dissoudre et les restes de supernova peuvent atteindre 57 années-lumière de diamètre

Les supernovas se divisent en deux grandes classes, fonction de l'évènement qui leur donne naissance: les supernovas par effondrement du coeur (en anglais, "core-collapse supernova") se produisent dans des étoiles de plus de 8 fois la masse du Soleil qui atteignent leur crise d'énergie terminale, s'effondrant sous leur propre poids et explosant. L'autre type, les "supernovas de type Ia", implique la destruction totale d'une naine blanche associée à une autre étoile dans un système double (soit une autre naine blanche avec laquelle elle fusionne, soit une étoile normale dont elle attire du gaz)

->Naines blanches anciennes et jeunes étoiles massives
Les supernovas de type Ia -qui sont dues à la chute de matière, sur une naine blanche (certaines ont quelques milliards d'années), depuis une étoile-compagnon- laissent derrière elles une enveloppe de gaz riche en fer. Les supernovas de type II, par contraste -elles résultent de l'explosion d'étoiles jeunes (quelques millions d'années) et massives- en contiennent beaucoup moins. De telles naines blanches, elles, comme d'habitude, proviennent de la mort relativement pacifique d'étoiles semblables au Soleil: elles se condensent, après une phase d'expansion de leurs couches, en une étoile dense, de petite taille. Des études récentes montrent qu'une naine blanche peut creuser une cavité autour d'elle avant d'exploser en supernova de type Ia. On pensait que ces cavités n'existaient que dans le cas des supernovas de type explosif. Le type nouveau Type Iax a été découvert en 2012 et est surtout une sorte de mini-supernova dont les mécanismes sont ceux des supernovas de Type Ia. Dans les Iax, l'étoile-compagnon perd sa couche extérieure d'hydrogène et ne contient plus que de l'hélium, lequel vient s'accumuler sur l'étoile centrale. A ce moment, soit l'hélium pourrait exploser depuis la surface de l'étoile-compagnon et l'onde de choc pourrait faire exploser l'étoile centrale, soit l'hélium viendrait s'accumuler sur l'étoile centrale -une naine blanche- en modifiant la densité et la température, déclenchant la fusion du carbone, de l"oxygène voire de l'hélium et donc l'explosion. Ces supernovas de type Iax sont d'une luminosité très faible (1/100ème de celle des supernovas de type Ia). Dans tous les cas, la naine blanche centrale, dans les supernovas de Type Iax, survit à l'explosion alors que dans le type Ia, elle est détruite

Une catégorisation des supernovas a été élaborée par un astronome du Caltech, Fritz Zwicky, au cours des années 1960. Trois sous-catégories ont ensuite été ajoutées aux supernovas de type I pendant les années 1980. Toutes les supernovas -sauf celles de type Ia- sont causées par l'effondrement du coeur d'une étoile. Il faut que l'étoile ait une masse supérieure à 8 masses solaires de façon qu'une fois brûlé l'hydrogène, elle continue ensuite à brûler ses éléments, en série, jusqu'aux plus lourds d'entre eux. Une fois que le coeur de l'étoile n'est plus constitué que de fer, il s'accroît en taille. A un moment, la pression qui vient du coeur de l'étoile devient si importante que les électrons fusionnent avec les protons, se transformant en neutrons, ce qui fait disparaître la pression. Des neutrinos sont également produits dans le processus. L'étoile s'effondre alors sur elle-même. Ce sont les supernovas de type II qui correspondent à ce mécanisme. Les supernovas de type Ib, elles, se produisent de la même façon mais l'étoile qui explose ne possède déjà plus de couche externe d'hydrogène -laquelle a déjà été expulsée; le type Ic, lui, correspond au fait que l'étoile mourante ne possède pas non plus d'enveloppe d'hélium. Les supernovas de type Ic sont habituellement associées aux explosions rayons-gamma (les célèbres "GRB", ou "Gamma Ray Bursts" en anglais); l'essentiel de l'énergie des GRB se fait sous forme de jets de rayons gamma qui se déplacent quasiment à la vitesse de la lumière. La plupart, sinon toutes, des supernovas de type Ic engendrent des jets bipolaires mais l'énergie de ceux-ci, alors même que l'énergie totale de l'explosion a une valeur assez stable et connue, varie de façon marquée. Il se pourrait qu'une majorité de supernovas Ic n'émettent que des jets relativement faibles et à vitesse assez éloigneée de la vitesse de la lumière, qui ne pourraient être détectés que lorsque l'observateur est proche de la supernova. Dans les explosions supernovas moyennes, les dynamiques de l'explosion limitent en fait l'expansion de la matière à 3% de la vitesse de la lumière. Par contre, les supernovas de type Ia sont un phénomène totalement différent: elles ne concernent pas une étoile qui termine sa vie mais elles se produisent au sein d'un système double: le matériau d'une des deux étoiles tombe sur la surface de l'autre, ce qui, au bout d'un moment déclenche une explosion de type thermonucléaire. Un explosion de type Ia peut durer moins longtemps (et cela, de plus, diminue aussi au fur et à mesure que l'étoile vieillit) lorsque l'étoile sur laquelle le matériau s'accumule est une étoile de masse importante. Pour revenir aux évènements de type effondrement du coeur, ils peuvent finir par donner, à la place de l'étoile disparue, une "étoile à neutrons", qui est une étoile qui se forme à partir des neutrons concentrés qui ont été produits lors de la phase finale de l'effondrement. Ces étoiles à neutrons, ensuite, tendent à se refroidir; les neutrons continuent d'y entrer en collision et continuent de donner naissance à des neutrinos qui, car ils agissent entre eux -même faiblement, finissent par évacuer la chaleur de l'étoile à neutrons. D'une façon générale, seules six étoiles, avant leur mort, ont pu être observées sur un total de 3200 évènements supernova qui ont été observé depuis 1885. D'habitude, les supernovas voient les étoiles massives souffler leur matériau au loin avant d'exploser et de creuser une cavité dans ce gaz. La première supernova jamais observée le fut par les Chinois, en 185 de notre ère et elle resta visible pendant 8 mois. Les astronomes chinois appelaient ces étoiles des "étoiles-hôtes" ("guest stars" en anglais). Des études récentes ont montré que l'explosion fut du type Ia (une naine blanche, une étoile-compagnon), située à 8000 années-lumière. Elle eut lieu, de plus, dans une cavité creuse, ce qui permit au matériau de l'explosion d'atteindre de grandes vitesses et de s'étendre plus loin qu'habituellement. Cette caractéristique n'avait été observée que pour les supernovas des autres types

->Les Magnétars
Les magnétars, ces étoiles à neutrons super-denses, avec un excessivement fort champ magnétique, qui émettent dans les rayons-X, peuvent parfois être aussi, comme une étoile à neutrons, l'étoile dense qui reste d'une supernova

->Le processus classique d'une supernova repéré?
La découverte de l'accroissement du rayonnement rayons-X lors de deux explosions supernova qui ont pu être étudiées en détail pourrait bien permettre de décrire le mode le plus habituel de comment une supernova explose: il se pourrait qu'avant l'effondrement final de l'étoile, celle-ci crée, autour d'elle, une vaste cavité, soit par le biais de son vent solaire, soit par le biais d'une explosion. L'explosion de la supernova se produite ensuite, l'onde de choc pouvant parcourir cet espace sans entraves. L'onde, ensuite seulement, rattrape les couches expulsées de l'étoile et ceux-ci s'illuminent. C'est ce phénomène qui pourrait expliquer l'accroissement du rayonnement dans les rayons-X que l'on peut étudier, pour certaines supernovas, sur une longue période de temps

->Des supernovas très lumineuses: une nouvelle catégorie
On a observé récemment une nouvelle classe de supernovas dues à l'effondrement d'une étoile massive, qui sont plus lumineuses que les supernovas habituelles de ce type. On les appelle des "supernovas très lumineuses". Différents scénarios sont proposés comme explication de cette nouvelle catégorie de supernovas énergétiques: l'interaction de l'onde de choc de la supernova avec un noyau dense de matière qui entourait l'étoile au stade de pré-supernova; de la radioactivité résultant d'une supernova à instabilité de paire matière-anti-matière (des rayons gamma sont convertis en des couples particules-anti-particules); une émission venant d'une étoile à neutrons à champ magnétique inhabituellement fort. Le premier scénario, celui de l'onde de choc signifie que la matière qui entoure la supernova est chauffé et ionisé par les rayons X qui proviennent du fait que l'onde de choc traverse cette matière

vers un tableau des types de supernovas

Des explosions de Type Iax, plus rares et inhabituellement faibles peuvent laisser subsister la naine blanche à l'origine de la supernova; de telles supernovas doivent associer une naine blanche à une étoile brûlant de l'hélium

Divers

Les supernovas de type II, Ib et Ic constituent aux environs de 80% des évènements supernova qui ont lieu dans la Galaxie. Les pulsars dans la Nébuleuse du Crabe (M1; dont la nébuleuse est en expansion à une vitesse de 1500 km/s) ou dans 3C 58 sont le résultats de supernovas de tpe II, Ib ou Ic. Les explosions des supernovas sont les évènements qui fournissent l'Univers en éléments lours. A l'exception des supernovas de type II qui s'arrêtent, dans cette production, au fer, tous les autres types vont jusqu'à des éléments plus lourds, tels l'or ou l'uranium. Ces éléments lourds de l'Univers, sans les supernovas, n'existeraient pas. D'où qu'il n'y aurait pas de planètes... ni d'êtres humains. Le Spitzer Space Telescope, en décembre 2007, a définitivement apporté la preuve que ce sont les premières supernovas, qui, aux débuts de l'Univers, ont peuplé celui-ci en poussière. Pour conclure, signalons qu'une "nova" est un tout autre évènement stellaire: les novas sont des évènements de moindre énergie dans lesquels l'étoile qui y participe n'est pas détruite. Les "supernovas riches en calcium" (en anglais "Calcium-rich supernovae") sont des supernovas rapides et faibles (elles sont moins lumineuses que les autres types de supernovas et elles évoluent plus vite) et elles montrent de fortes lignes du calcium. Ces supernovas sont souvent observées à de grandes distances du centre de leur galaxie -ce qui fait qu'on s'interroge sur les étoiles qui leur donnent naissance

->La supernova de 1572 et celle de Kepler
Début novembre 1572, on put voir apparaître l'apparition d'une nouvelle étoile dans la constellation de Cassiopée. Il s'agissait en fait de la supernova visible à l'oeil nu la plus brillante en plus de 400 ans. On l'appelle souvent, dans le monde anglo-saxon, la "supernova de Tycho" car l'astronome danois Tycho Brahé devint célèbre du fait qu'il l'étudia en détail. La supernova de 1572, de plus, représente un moment-clé de l'histoire de l'astronomie car l'évènement eut lieu à une époque de changements scientifiques et où le ciel étoilé était considéré comme fixe et non affecté par le changement. La supernova éclata vers le 6 novembre mais Tycho Brahé ne put l'observer que le 11, jour où il la remarqua dans le ciel au cours d'une de ses promenades d'avant-dîner. Il raconte: "Quand je me fus persuadé qu'aucune étoile de cette sorte ne s'était jamais montrée auparavant, je fus plongé dans une telle perplexité du fait du caractère incroyable de la chose que je commençai à douter de mes propres yeux. Et, me tournant vers les serviteurs qui m'accompagnaient, je leur demandai s'ils pouvaient voir dans le ciel une étoile extrêmement brillante... Ils répondirent immédiatement et d'une seule voix qu'il la voyaient et qu'elle était extrêmement brillante". La supernova resta visible pendant 15 mois et elle ne se déplaçait pas dans le ciel, preuve qu'elle appartenait bien au monde des étoiles, bien au-delà du Soleil, de la Lune et des planètes. Les astronomes modernes ont calculé que le reste de la supernova se trouve entre 9000 et 10000 années-lumi&egravre;re. L'expansion du reste de la supernova de Tycho est sensible, dans les observations, entre 2000 et 2015. Les grumeaux qu'on observe dans le reste de supernova Tycho proviennent de l'explosion même; bien qu'on n'en soit pas sûr, une possibilité est que l'explosion supernova ait eu de multiples points de départ
La supernova de Kepler se produisit en 1604, une étoile nouvelle apparaissant dans le ciel qui était beaucoup plus brillante que Jupiter et qui faiblit au cours des semaines qui suivirent. L'évènement fut observé par de nombreux astronomes dont Kepler. Des siècles après, les débris de la supernova sont connu sous le nom de "Kepler supernova remnant" ("restes de la supernova de Kepler"). Cette supernova, qui était de type Ia, non seulement fut très puissante. La plupart des restes de supernovas de ce type sont très symétrique mais la supernova de Kepler présente un aspect assymétrique, un arc brillant de rayons X se trouvant dans sa partie nord. Le couple qui allait donner naissance à la supernova se déplaçait peut-être dans le milieu interstellaire et perdait beaucoup de masse via un vent stellaire qui créaient cette onde de choc ou l'arc est dû aux débris de l'explosion qui se développent dans un nuage interstellaire dont la densité s'accroît graduellement. La supernova de Kepler se trouve à 23000 années-lumière de nous et l'étoile d'origine contenait un nombre important d'éléments lourds. Une quantité importante de fer indique qu'on a à faire à une explosion plus énergétique que les supernovas de type Ia usuelle. Il est aussi possible qu'une petite cavité ait été évidée autour du couple avant qu'il n'explose et ait produit un flux dense, rapide en provenance de la naine blanche; cela est possible dans certaines modélisations des supernovas de type Ia. Une étude menée en 2013 a montré que la supernova de 1604 résultait d'une binaire naine blanche-géante rouge, cette structure expliquant vraisemblablement les assymétries constatées. Le matériau de l'explosion supernova aurait été expulsé sous forme de disque, la densité du gaz 10 fois plus élevée à l'équateur

Alors que l'essentiel de l'énergie d'une explosion supernova est consacrée à échauffer la bulle de couches de matière en expansion, près de 30% de l'énergie passe dans l'accélération de particules, lesquelles se transforment en rayons cosmiques. Il se pourrait que les couches externes d'un reste de supernova soit de forme sphérique alors que les couches internes seraient aplaties en forme d'un disque. Ces couches internes, de plus, émetteraient des jets de haute vitesse de silicium, de fer ou d'autres métaux. Ces jets ont lieu dans de multiples directions. L'énergie consacrée à transformer les particules en rayons cosmiques fait que le gaz, au sein d'un reste de supernova est plus froid que ce que prédit la théorie. Les restes de supernova, ainsi, sont les principaux producteurs de rayons cosmiques dans l'Univers (les rayons cosmiques sont des particules chargées -essentiellement des protons- qui viennent de l'espace interstellaire et qui sont porteurs d'une forte énergie). Le flux explosif d'une supernova voyage à aux alentours de 6% de la vitesse de la lumière. L'interaction ondes-particules dite "ondes Whistler", un phénomène connu pour les éjections coronales de masse du Soleil pourrait aussi exister dans les explosions supernova

On a observé, dans des étoiles d'une masse de 200 masses solaires que la pression au coeur de l'étoile est si importante que la lumière qui vient des réactions nucléaires est capable de créer des couples d'électron et d'anti-électrons (donc de l'anti-matière) ce qui a pour effet d'accélérer l'effondrement de l'étoile en supernova. On avait théorisé un tel processus depuis une quarantaine d'année mais on vient seulement d'en avoir des preuves (dans le cas de telles supernovas, la signature émise est que la lumière dans le rouge, à basse énergie est vue en premier, suivi de la lumière dans le bleu (de plus haute énergie) -alors que c'est le contraire pour les supernovas classiques. Ces supernovas émettent aussi du nickel radio-actif. Il se pourrait que ce mécanisme soit surtout à l'oeuvre dans les toute premières étoiles de l'Univers voire dans les étoiles d'il y a 7 milliards d'années

Les restes de supernova durent aux alentours de 100 000 ans et finissent par s'étendre sur une zone de milliers d'années-lumière de diamètre. Les couleurs bleu et vert que l'on voit aux extrêmités d'un reste supernova sont souvent des émissions rayons X provenant de gaz chauffé à des millions de degrés par les ondes de choc de l'explosion. Après des milliers d'années, le gaz des restes de supernovas peut conserver l'empreintre de la température de l'explosion originelle: les atomes qui ont été ionisés lors de celle-ci recapturent des électrons! Une évolution caractéristique d'un reste de supernova peut être la suivante: l'étoile vieillissante libère du matériau sous la forme de son vent solaire et elle en crée un cocon de gaz et de poussière. Puis l'étoile explose en supernova. L'onde de choc traverse le cocon, le portant à des températures de l'ordre de 55 millions de degrés C (100 millions degrés F), soit 10000 fois plus que la température de surface du Soleil... Enfin, l'onde de choc atteint l'espace interstellaire ce qui lui permet de s'étendre alors rapidement. Les électrons des atomes ionisés se refroidissent, le gaz du reste de l'explosion s'amenuise; les collisions entre particules y deviennent donc plus rares. Enfin, sur une durée de temps de plusieurs milliers d'années, les restes de la supernova tendent à s'élever en température. Une étude de 2012, dans l'ultraviolet, des restes de Cas A a cartographié la distribution des anciens éléments de l'étoile d'origine dans les restes de la supernova: certains éléments qui se trouvaient au centre de l'étoile se trouvent désormais sur les bords de la supernova ce qui laisse penser à une forte instabilité qui, dans l'explosion, a, d'une façon ou d'une autre "inversé" l'étoile... Le reste d'une supernova, en termes de masse, pourrait bien valoir en moyenne 3 masses solaires et les dernières réactions nucléaires dans le coeur de l'étoile originelle pourraient produire des amas de fer

-> Eta Carinae
Au début du XIXème siècle, l'étoile double Eta Carinae, qui se trouve à 8000 années-lumière de nous, était faible et invisible à l'oeil nu puis, dans les premières décennies du siècle, elle s'accrut en luminosité jusqu'à ce que, en avril 1843, elle devint la seconde étoile la plus brillante du ciel, n'étant surpassée que par Sirius, l'étoile du Grand Chien (cet évènement, en anglais, est dit la "Great Eruption" ("grande éruption"). Dans les années qui suivirent, elle faiblit graduellement et au XXème siècle, elle était redevenue invisible à l'oeil nu. Mais elle a continué à varier en luminosité et elle est maintenant de nouveau visible, faiblement, dans un ciel noir; elle n'a jamais ré-atteint cependant son pic de 1843. Ce qu'on a observé alors est tout simplement ce que les astronomes appellent un "évènement supernova imposteur" (en anglais "supernova impostor event"): la plus grande des deux étoiles du système est une étoile énorme et instable qui approche de la fin de sa vie et explosera un jour en supernova. L'éclat de 1843 avait l'apparence d'une supernova mais s'est arrêté avant de détruire l'étoile. Les énormes nuages de matière qui ont été expulsés il y a un siècle et demi, qu'on appelle la Homunculus Nebula se voient sur l'image. Ils n'ont pas été expulsés de manière uniforme, mais ont une forme de diabolo. Eta Carinae est donc l'une des plus proches étoiles de la Terre qui a vocation à devenir supernova dans un futur relativement proche (même si, en termes astronomiques, "proche" peut être d'ici 1 million d'années encore). Lorsqu'aura lieu l'explosion, la vue sera impressionnante depuis la Terre, encore plus lumineuse que l'explosion du XIXème siècle. Le système double a joué un rôle important dans la structure de la nébuleuse; celle-ci mesure actuellement près d'une année-lumière et continue d'être en expansion. Le système comprend un couple d'étoiles massives que leurs orbites excentriques amènent très proches l'une de l'autre tous les 5,5 ans. L'une des étoiles a une masse de 90 fois celle du Soleil, l'autre de 30 fois et leur plus faible rapprochement est de 225 millions de kilomètres (140 millions de miles); à ce moment, les vents stellaires des deux étoiles interagissent de façon dramatique et accélèrent les électrons au sein des violentes ondes de choc qui se forment à la frontiàre où les vents stellaires entrent en collision (l'accélération est semblable à ce qui se produit lors d'une explosion supernova). Le processus d'accélération produit des rayons X "durs" et des rayons gamma lesquels produisent des rayons cosmiques qui peuvent atteindre le système solaire. Le vent plus rapide de l'étoile la plus petite creuse un tunnel dans le vent plus dense de l'autre étoile. Les deux vents solaires ont des propriétés nettement différentes: épais et lent pour le premier, fin et rapide pour le second, plus chaud. Des objets semblables à Eta Carinae, qui contiennent une étoile à forte masse ensevelie dans 5 à 10 fois sa masse de gaz et de poussière, existent dans d'autres galaxies. En 2019, on a découvert une structure lumineuse de magnésium totalement nouvelle dans l'espace qui se situe entre les bulles bipolaires et les filaments extérieures générés par l'onde de choc extérieure et riche en azote. Cette structure a été éjectée lors de la Great Eruption mais elle n'est pas encore entrée en collision avec l'autre matériau qui entoure Eta Carinae; elle représente l'éjection rapide et énergétique de matériau par l'étoile qui aurait eu lieu peu avant l'expulsion des lobes bipolaires

Eta Carinae vue par le télescope spatial Hubble. ESA/NASA

Les supernovas de type Ia en détails

Comme les supernovas de type IA sont si brillantes que les astronomes les utilisent comme des repères standard pour mesurer les vastes distances cosmologiques, la connaissance de la façon dont elles se forment est d'importance (d'autant que ces supernovaes ont contribué à la découverte de l'énergie noire, la "dark energy"). Les naines blanches sont des étoiles très stables et l'idée que l'explosion supernova provient de ce qu'une naine blanche "aspire" du matériau d'une étoile géante associée est devenue répandue; mais la possibilité que le déclencheur soit la fusion de deux naines blanches est également possible et les deux solutions doivent coexister, pensent les astronomes. Les supernovas de type Ia peuvent résulter des interactions au sein d'une étoile double -la limite de stabilité d'une naine blanche est d'aux envions d'1,4 masse solaire- mais peuvent aussi trouver leur origine dans la fusion de deux naines blanches à masse faible. Une naine blanche isolée pourrait aussi produire une supernova de type Ia. Certaines supernovas trouvent leur origine dans des systèmes doubles d'étoiles massives: l'une des étoiles attire de la matière de l'autre ce qui génère de l'instabilité dans l'étoile principale et fait qu'elle éjecte par épisodes, avant l'explosion supernova un cocon et des enveloppes d'hydrogène. La version étoile double a souvent lieu dans des couples composés soit d'une naine blanche et d'une étoile qui tend à être dans la phase qui la mène à devenir une géante rouge, soit de deux naines blanches. Les études récentes montrent que le second type pourrait être le plus répandu, impliquant, donc, deux naines blanches de type carbone-oxygène, l'une d'elle atteignant ce qu'on appelle sa limite de masse Chandrasekhar; la fusion des deux étoiles a lieu. Un flash d'ultraviolet peut avoit lieu lorsque l'explosion supernova heurte l'autre étoile et l'englobe. Dans le premier cas, c'est l'étoile qui évolue vers son stade de géante rouge qui déverse du matériau sur l'autre étoile -et elle finit même par englober celle-ci (l'étoile double finit par être enveloppé dans une même enveloppe). Ce processus, alors, freine la vitesse, sur leur orbite, des deux étoiles puis l'enveloppe se dissipe (elle est éjectée). Alors, les deux étoiles se retrouvent plus proches l'une de l'autre. Au bout d'un temps du mécanisme, l'étoile qui évoluait en géante rouge n'est plus qu'une naine blanche et c'est au tour de l'autre étoile d'évoluer en géante rouge et de déverser du matériau sur la naine blanche. Ce n'est qu'au cours de cette seconde phase que l'accumulation de matériau produit un évènement supernova. La naine blanche explose et il ne reste plus qu'une cavité de gaz et de matériau d'étoile, reste de l'explosion. Une étoile-compagnon qui survit à une explosion supernova est éjectée du lieu de l'évènement (elle conserve sa vitesse orbitale, ce qui lui donne un fort mouvement propre) forte vitesse. Ces types de supernova de Type Ia baignent la zone d'un nuage de gaz qui devient une source importante de rayons X; une fusion de deux naines blanches, elle, ne produit que peu ou pas du tout de rayons X après l'explosion. Plusieurs explosions de petite taille à la surface de la naine blanche pourraient, avant l'explosion d'étoiles, dégager la région du couple d'étoiles et ainsi empêcher la naine d'être incluses dans un nuage de gaz résultant de l'arrivée sur elle du gaz de l'autre étoile. Les supernovas de Type I sont plus symétriques que les restes de supernovas résultant de l'effondrement d'une étoile massive; les formes non symétriques de certains restes de supernovas peuvent s'expliquer par le fait que l'explosion résulte d'une étoile double ou que l'explosion était dissymétrique (ou que le reste de la supernova s'est développé dans un milieu inégal)
Lorsque l'étoile double est composée de deux naines blanches, les deux corps, par leurs ondes gravitationnelles, se freinent l'un l'autre. Les deux naines blanches en finissent par fusionner au niveau de leur coeur carboné lorsque la fusion atteint 1,4 la masse du Soleil. C'est cette fusion, dans ce cas, qui déclenche l'explosion supernova, qui est due à la formation d'éléments lourds et à l'émission d'une quantité importante d'énergie. Cette vague de fusion se propage rapidement dans toute l'étoile et déclenche l'explosion. La métallicité de l'étoile génitrice d'une supernova de Type Ia est probablement fonction de sa distance au centre -peuplé- de la Galaxie. Une supernova de type Ia peut également survenir à partir d'une naine blanche qui croît en masse et finit par dépasser sa limite de poids (un exemple en est le reste de la supernova de Tycho). La masse supplémentaire, dans tous les cas, déclenche l'explosion thermonucléaire, laquelle détruit l'étoile centrale. On a déterminé, en 2011 un autre type possible de couple Ia, une naine blanche et une étoile qui brûlait encore de l'hydrogène et n'était donc pas une géante rouge. L'observation des supernovae de type Ia est importante car elles servent d'unité de mesure pour déterminer la vitesse de l'expansion de l'Univers. Comme dans des explosions supernova de Type Ia étudiées peu après l'explosion n'ont pas révélé d'ultraviolets, on pense que, dans le système binaires de ce type, on ne doit pas trouver de supergéantes rouges ni même d'étoile de masse solaire dans sa phase ultime de géante rouge. Il existe, depuis début 2012, des preuves de plus en plus fotes qui montrent que les supernovas de Type Ia sont soit une binaire liant une naine blanche et une étoile normale, soit deux naines blanches qui finissent par spiraler vers l'intérieur du système et y entrer en collision. Le taux de supernovas de Type Ia dues à deux naines blanches décline très rapidement entre il y a 7,5 et plus de 10 milliards d'années car la plupart des étoiles de ces périodes sont trop jeunes pour pouvoir exploser en supernovas de Type Ia. Ces supernovas, d'une façon générale, ont produit près de la moitié du fer de l'Univers, ce matériau de base pour la construction des planètes et pour la vie ainsi qu'une quantité substantielle du matériau, en général, qui forment les planètes; leur étude aux débuts de l'Univers permet de savoir à quelle vitesse l'Univers s'est enrichi en éléments lourds. Les supernovas de type Ia sont, d'une façon générale, pauvres en hydrogène pour un tiers d'entre elles

Des recherches récentes montrent que les supernovas de Type Ia proviennent surtout d'une collision entre deux naines blanches, à l'exception notable de la supernova de Kepler (une naine blanche et une géante rouge plus âgée); un deuxième exemple a été observé (le reste de supernova N103B, âgé de 1000 ans); on sait qu'il s'agit d'une naine blanche et d'une géante rouge car le reste de la supernova se trouve dans un nuage de gaz et de poussière qui a été émis par la géante rouge. Ce type de supernova, pense-t'on, se déroule ainsi: lorsque que la géante rouge mue, une partie de l'enveloppe gazeuse qu'elle émet tombe sur la naine blanche, laquelle augmente de masse, devient instable et explose. Ce scénario, cependant, pourrait être rare

->Moins de supernovas dans la Galaxie qu'ailleurs!
Bien qu'on ne sache guère pourquoi, il semble qu'il y ait moins d'évènements supernova dans notre Galaxie que dans les autres

->Le cas des étoiles doubles de type étoile à neutrons-étoile normale
Les systèmes doubles composés d'une étoile à neutrons et d'une étoile-compagnon représentent un cas spécifique en ce que ces systèmes n'explosent pas en supernovas: seule l'atmosphère de l'étoile à neutrons explose une fois qu'elle a été remplie du matériau venant de l'autre étoile. Aussi, dans ce cas, ni l'étoile qui explose, ni le système même ne sont détruits. De façon intéressante, un signal rayons-X régulier, sur un rythme de 120 secondes, qui émane des atomes de gaz qui se mélangent à la surface de l'étoile à neutrons, permet, lorsqu'il se ralentit à 125 secondes, de prédire qu'il va y avoir explosion. De telles étoiles doubles composées d'une étoile à neutrons et d'une étoile normale peuvent faire montre de 7 à 10 petites explosions par jour