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| Modèle d'éjection de matière de supergéante. |
Les étoiles les plus massives, celles qui ont une masse plus grande que dix masses solaires terminent leur vie violemment, en explosant en supernova. Mais à quoi ressemblent ces supergéantes juste avant d’exploser ? La réponse à cette question commence à pouvoir être entrevue grâce à une observation « coup de bol » qui est reportée par une équipe d’astrophysiciens israéliens et américains dans le numéro de Nature de la semaine dernière. Ils ont pu retrouver des données très intéressantes enregistrées sur une étoile supergéante juste 40 jours avant qu’elle n’explose en Supernova le 20 août 2010. Coup de bol, disais-je.
Ce qu’ils ont pu observer dans ces données du Palomar Transient Factory issues d’observations effectuées avec le télescope de 48’’ du Palomar Observatory, c’est un dégagement important de matière de l’étoile. Cette simple observation permet d’en savoir beaucoup plus sur ce qui se passe avant l’explosion.
Il nous faut revenir un instant sur ce qui produit une supernova de type II, une explosion d’une étoile supergéante... Les étoiles produisent de l’énergie continuellement par la fusion nucléaire de noyaux d’hydrogène pour former de l’hélium, puis des éléments plus lourds au fur et à mesure du temps, jusqu’à l’oxygène. Seules les étoiles très massives s’aventurent plus loin dans la nucléosynthèse par fusion. Celles dont la masse est située entre 7 et 10 masses solaires vont fabriquer du néon puis du magnésium. Ces étoiles de moins de 10 masses solaires ne fusionneront pas plus avant leurs noyaux et s’arrêteront au magnésium avant d’éjecter leur enveloppe et devenir finalement des naines blanches.
Mais les étoiles de plus de 10 masses solaires, elles, vont pouvoir poursuivre leur processus de fusion thermonucléaire dans leur cœur, au-delà du magnésium pour former du silicium, du soufre et enfin tous les éléments proches du fer, étape finale.
Ce qu’ils ont pu observer dans ces données du Palomar Transient Factory issues d’observations effectuées avec le télescope de 48’’ du Palomar Observatory, c’est un dégagement important de matière de l’étoile. Cette simple observation permet d’en savoir beaucoup plus sur ce qui se passe avant l’explosion.
Il nous faut revenir un instant sur ce qui produit une supernova de type II, une explosion d’une étoile supergéante... Les étoiles produisent de l’énergie continuellement par la fusion nucléaire de noyaux d’hydrogène pour former de l’hélium, puis des éléments plus lourds au fur et à mesure du temps, jusqu’à l’oxygène. Seules les étoiles très massives s’aventurent plus loin dans la nucléosynthèse par fusion. Celles dont la masse est située entre 7 et 10 masses solaires vont fabriquer du néon puis du magnésium. Ces étoiles de moins de 10 masses solaires ne fusionneront pas plus avant leurs noyaux et s’arrêteront au magnésium avant d’éjecter leur enveloppe et devenir finalement des naines blanches.
Mais les étoiles de plus de 10 masses solaires, elles, vont pouvoir poursuivre leur processus de fusion thermonucléaire dans leur cœur, au-delà du magnésium pour former du silicium, du soufre et enfin tous les éléments proches du fer, étape finale.
Les noyaux de fer n’offrant pas la possibilité de gain d’énergie par fusion nucléaire, le cœur de l’étoile finit par s’effondrer sur lui-même pour former une étoile à neutron ou un trou noir, expulsant violemment son enveloppe. De nouvelles réactions nucléaires apparaissent lors de l’effondrement / rebond et forment tous les autres éléments chimiques que nous connaissons, jusqu’à l’uranium.
Les phases avancées de combustion des étoiles massives sont assez particulières : l’étoile perd la plupart de son énergie non pas par radiation de lumière à sa surface, mais plus directement par un flux énorme de neutrinos provenant des réactions de fusion du cœur, ce qui a pour effet de refroidir très efficacement l’étoile en surchauffe. Grâce à ce phénomène, les dernières étapes avant l’explosion sont très courtes vis-à-vis de la durée de vie totale de l’étoile supermassive qui vaut typiquement quelques dizaines de millions d’années (seulement). La fusion du carbone dure quelques centaines d’années, celle du silicium ne dure elle qu’une semaine !
Jusqu’à aujourd’hui, il était impossible de détecter à quel stade on en est pour une supergéante uniquement en observant sa surface. L’étude de son flux de neutrinos serait très parlant, mais c’est aujourd’hui une chose extrêmement difficile, voire impossible, même pour les supergéantes les plus proches de nous comme Bételgeuse par exemple, qui peut disparaître à tout moment…
Le phénomène que Ofek et al. rapportent est une éjection de matière conséquente, de l’ordre d’un centième de masse solaire à des vitesses typiques de 2000 km/s, qui s’est passé 40 jours avant l’explosion (supernova répertoriée SN 2010mc). L’étoile en question avait une masse de l’ordre de 50 masses solaires. C’est sur des considérations statistiques que les auteurs affirment qu’il existe une corrélation entre cette éjection de matière et l’explosion. Ce cas serait donc l’un des rares cas où on possède une information sur la fin de vie d’une étoile directement, sans avoir à analyser les résidus de la supernova et inférer l’historique de l’objet.
Les phases avancées de combustion des étoiles massives sont assez particulières : l’étoile perd la plupart de son énergie non pas par radiation de lumière à sa surface, mais plus directement par un flux énorme de neutrinos provenant des réactions de fusion du cœur, ce qui a pour effet de refroidir très efficacement l’étoile en surchauffe. Grâce à ce phénomène, les dernières étapes avant l’explosion sont très courtes vis-à-vis de la durée de vie totale de l’étoile supermassive qui vaut typiquement quelques dizaines de millions d’années (seulement). La fusion du carbone dure quelques centaines d’années, celle du silicium ne dure elle qu’une semaine !
Jusqu’à aujourd’hui, il était impossible de détecter à quel stade on en est pour une supergéante uniquement en observant sa surface. L’étude de son flux de neutrinos serait très parlant, mais c’est aujourd’hui une chose extrêmement difficile, voire impossible, même pour les supergéantes les plus proches de nous comme Bételgeuse par exemple, qui peut disparaître à tout moment…
Le phénomène que Ofek et al. rapportent est une éjection de matière conséquente, de l’ordre d’un centième de masse solaire à des vitesses typiques de 2000 km/s, qui s’est passé 40 jours avant l’explosion (supernova répertoriée SN 2010mc). L’étoile en question avait une masse de l’ordre de 50 masses solaires. C’est sur des considérations statistiques que les auteurs affirment qu’il existe une corrélation entre cette éjection de matière et l’explosion. Ce cas serait donc l’un des rares cas où on possède une information sur la fin de vie d’une étoile directement, sans avoir à analyser les résidus de la supernova et inférer l’historique de l’objet.
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| Situation de SN 2010mc à t0 (a), t0+5 jours (b) et t0+20 jours (c) (Ofek et al., Nature). |
Les étoiles dont la masse dépasse les 20 masses solaires sont connues pour produire de très fortes éruptions. Il existe un exemple quelque peu extrême de ce type d’éjection de matière avec l’étoile supermassive Eta Carinae, dont la masse est estimée à 150 masses solaires et qui aurait éjecté pas mois de 20 masses solaires en l’espace de quelques années seulement…
Ce phénomène d’éruptions massives sur ce type d’étoiles supergéantes est encore très mal compris. Ofek et al. confrontent leurs données avec de nombreux modèles d’éruptions. Ils concluent que la distribution temporelle et la nature des ejecta observés sont le mieux décrit par un modèle qui est basé sur les instabilités hydrodynamiques apparaissant dans les dernières phases de fusion du cœur.
Une fois modélisés ces ejecta de matière, les astrophysiciens parviennent ensuite à reconstruire complètement la séquence des événements qui se sont déroulés après l’explosion, et cela, plus classiquement en observant en détails la courbe de lumière de la supernova.
Au t0 de l’explosion, la coquille de matière ejectée 40 jours auparavant se trouve à une distance de 7 milliards de kilomètres évoluant à une vitesse de 2000 km/s. Une autre coquille de matière plus ancienne se trouve environ à 45 milliards de kilomètres et s’étend beaucoup moins vite (100 km/ s). Au cinquième jour, l’onde de choc de la SN, qui se déplace à 10000 km/s ionise les différentes couches de matière, et finit par englober complètement la matière éjectée à J-40 au 20 ème jour après l’explosion. A j+27, l’émission devient plus importante, montrant la sortie de la zone de choc, l’éjecta ne forme plus qu’un avec la matière de l’étoile en explosion, l’ensemble se déplaçant à 10000 km/s. Les courbes de luminosités indiquent également une légère variation à J+50, indiquant probablement l’atteinte de la seconde coquille de matière par les résidus de l’explosion.
Même si de nouveaux travaux théoriques doivent être poursuivis pour mieux modéliser ces éruptions et comprendre encore mieux les mécanismes en jeu, ces travaux permettent en tous cas d’améliorer sensiblement notre compréhension des phases ultimes d’évolution des étoiles très massives.
Ce phénomène d’éruptions massives sur ce type d’étoiles supergéantes est encore très mal compris. Ofek et al. confrontent leurs données avec de nombreux modèles d’éruptions. Ils concluent que la distribution temporelle et la nature des ejecta observés sont le mieux décrit par un modèle qui est basé sur les instabilités hydrodynamiques apparaissant dans les dernières phases de fusion du cœur.
Une fois modélisés ces ejecta de matière, les astrophysiciens parviennent ensuite à reconstruire complètement la séquence des événements qui se sont déroulés après l’explosion, et cela, plus classiquement en observant en détails la courbe de lumière de la supernova.
Au t0 de l’explosion, la coquille de matière ejectée 40 jours auparavant se trouve à une distance de 7 milliards de kilomètres évoluant à une vitesse de 2000 km/s. Une autre coquille de matière plus ancienne se trouve environ à 45 milliards de kilomètres et s’étend beaucoup moins vite (100 km/ s). Au cinquième jour, l’onde de choc de la SN, qui se déplace à 10000 km/s ionise les différentes couches de matière, et finit par englober complètement la matière éjectée à J-40 au 20 ème jour après l’explosion. A j+27, l’émission devient plus importante, montrant la sortie de la zone de choc, l’éjecta ne forme plus qu’un avec la matière de l’étoile en explosion, l’ensemble se déplaçant à 10000 km/s. Les courbes de luminosités indiquent également une légère variation à J+50, indiquant probablement l’atteinte de la seconde coquille de matière par les résidus de l’explosion.
Même si de nouveaux travaux théoriques doivent être poursuivis pour mieux modéliser ces éruptions et comprendre encore mieux les mécanismes en jeu, ces travaux permettent en tous cas d’améliorer sensiblement notre compréhension des phases ultimes d’évolution des étoiles très massives.
Sources :
An outburst from a massive star 40 days before a supernova explosion
E. O. Ofek et al.
Nature 494, 65–67 (07 February 2013)
Going supernova
Alexander Heger
Nature 494, 46–47 (07 February 2013)
An outburst from a massive star 40 days before a supernova explosion
E. O. Ofek et al.
Nature 494, 65–67 (07 February 2013)
Going supernova
Alexander Heger
Nature 494, 46–47 (07 February 2013)
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