samedi 15 septembre 2018

Observation de la signature d'un pulsar 6 ans après sa naissance


SN 2012au a été découverte le 14 mars 2012 dans la galaxie NGC 4790. Cette supernova de type Ib était très particulière, car très lumineuse. Aujourd'hui, 6 ans après, une équipe d'astronomes vient de voir apparaître la trace du résidu de ce cataclysme : un pulsar énergétique.



SN2012au avait été classifiée dans le type Ib : une supernova à effondrement de coeur qui avait auparavant expulsé toute son enveloppe d'hydrogène mais conservé sa couche d'hélium. On sait que ce type d'explosion produit dans la plupart des cas une étoile à neutrons en rotation rapide. Lorsque celle-ci est fortement magnétisée, il s'agit d'un pulsar. Mais on n'a jamais observé "directement" un pulsar à peine 6 ans après sa naissance. Dan Milisavljevic (Purdue University) et ses collaborateurs viennent de réussir ce petit exploit. 
Ce qu'ont observé les chercheurs, et qu'ils relatent dans un article publié dans The Astrophysical Journal Letters, c'est l'effet de la "nébuleuse de vent de pulsar" agissant sur les ejecta de l'explosion en les excitant. En étudiant la lumière qui nous parvient du résidu de SN 2012au en spectroscopie, avec le spectrographe IMACS monté sur le télescope Baade de l'installation Magellan, un télescope de 6,5 m, Milisavljevic et ses collègues observent la présence d'oxygène et de soufre qui se meuvent à une vitesse de 2300 km/s, via des raies d'émission caractéristiques d'états excité (O I, O II, O III, S III), et élargies par l'effet de la vitesse (effet Doppler). 
Avant d'en arriver à la conclusion que l'excitation de l'oxygène et du soufre qui est observée est induite par l'effet d'une nébuleuse de vent de pulsar, les astrophysiciens ont testé deux autres hypothèses : la radioactivité des résidus de la supernova (56Ni et 56Co) et l'interaction de l'onde de choc de la supernova avec le milieu. Dans le premier cas, la masse de 56Ni initiale nécessaire serait trop importante (supérieure à 0,3 masse solaire) et la période de décroissance du 56Co trop courte (77 jours) et dans le second cas, une telle interaction sur les couches d'hydrogène éjectées aurait montré de belles raies d'émission de l'hydrogène (notamment la raie de Balmer), or aucune raie de ce type n'apparaît dans les spectres de Dan Milisavljevic et son équipe.
Ne restait alors plus que la solution du vent de pulsar pour expliquer les observations. Dans ce scénario, la source dominante de l'émission visible de l'oxygène et du soufre observée est la photoionisation des régions internes de la coquille en expansion autour de l'étoile à neutrons. Ce processus ne peut être efficace que dans les 10 premières années suivant la naissance de l'étoile à neutrons, quand l'ejecta en expansion encore dense absorbe la plus grande partie du rayonnement ionisant de la nébuleuse de vent de pulsar (des particules chargées: protons, électrons et positrons).
Ensuite, les astrophysiciens ont tenté de détecter d'éventuels rayons X en provenance du résidu de SN 2012au avec le télescope spatial Chandra, mais aucune trace d'émission de rayons X  en dessous de 10 keV n'a été mise en évidence. Les chercheurs attribuent cette absence à la forte épaisseur de la coquille de gaz, ce qui conforte aussi les observations des raies d'émission de l'oxygène et du soufre. 

SN2012au est intéressante à caractériser pour les astrophysiciens car elle montrait des choses un peu exotiques : étant très lumineuse, elle a presque été classée parmi les supernovas dites "superlumineuses". Son éclat a par ailleurs duré plus longtemps que la normale et sa courbe de lumière a décru également plus lentement que ce que prédisaient les modèles. On sait désormais qu'elle a produit un beau pulsar dont on ne connaît pas la période de rotation, mais c'est sans doute la prochaine étape. On sait maintenant aussi que les supernovas qui produisent un pulsar ou un magnétar avec une nébuleuse de vent de pulsar influente peuvent être caractérisées par des raies d'émission de l'oxygène excité, qui pourraient même être exploitées pour suivre l'évolution de l'expansion de la coquille de matière autour de l'étoile à neutrons année après année...


Source

Evidence for a Pulsar Wind Nebula in the Type Ib Peculiar Supernova SN 2012au. 
Dan Milisavljevic et al.
The Astrophysical Journal Leters 864, L36 (12 september 2018)


Illustration

SN 2018au imagée par le télescope spatial Hubble dans la galaxie NGC 4790. (NASA, ESA, and J. DePasquale (STScI))