Supernovas superlumineuses : la piste très sérieuse du magnétar

Dans un article publié dans Nature, Joseph Farah (université de Californie) et ses collaborateurs rapportent les observations d'une supernova superlumineuse nommée 2024afav, qui a été détectée presque continuellement pendant six mois grâce à des télescopes du monde entier. Les auteurs ont mis en évidence des fluctuations de sa luminosité qui indiquent qu'elle est alimentée par une étoile à neutrons fortement magnétisée et en rotation rapide : un magnétar...

Au cours des 20 dernières années, les astronomes ont répertorié une population de supernovas exceptionnellement brillantes, dénommées supernovas superlumineuses. Les supernovas superluminueuses sont souvent plus de 100 fois plus brillantes qu'une supernova classique, mais leur rareté et leur imprévisibilité les rendent difficiles à détecter. Et la source d'énergie supplémentaire nécessaire à cette luminosité exceptionnelle était jusqu'alors inconnue.

Toutes les étoiles à neutrons naissent en rotation rapide, effectuant une rotation complète en quelques millisecondes, et elles sont fortement magnétisées. Il a été suggéré il y a quelques années que les étoiles à neutrons créées par les supernovas superlumineuses seraient des magnétars, qui sont des étoiles à neutrons qui possèdent des champs magnétiques particulièrement intenses, plus d'un million de fois plus que le champ magnétique terrestre. En effet, si l'axe du champ magnétique d'un magnétar est désaligné par rapport à son axe de rotation, comme c'est le cas pour la plupart des pulsars, cet aimant ultra-puissant, oscillant rapidement, peut générer d'énormes quantités de rayonnement, qui peuvent chauffer les couches qui viennent d’être éjectées de l'étoile, les rendant encore plus brillantes que la normale pour une supernova.

Ce modèle de magnétar permet d'expliquer le comportement général des supernovas superlumineuses : leur luminosité maximale ainsi que le temps nécessaire à cette augmentation puis à leur diminution. Mais, il ne permet pas d'expliquer les petits sursauts fréquemment observés lorsque la luminosité globale de la supernova décline lentement. Farah et al. ont observé de telles oscillations de luminosité dans la supernova 2024afav avec une précision sans précédent. Les auteurs ont détecté quatre sursauts confirmés (alors que les observations précédentes de supernovas superlumineuses n'en avaient jamais détecté plus de deux). Les chercheurs ont constaté que l'intervalle de temps entre chaque sursaut diminuait avec le temps, passant d'environ 50 jours à environ 20 jours entre les deux derniers sursauts confirmés.

Il faut se rappeler que lors de la formation d'un magnétar, certaines couches éjectées de l'étoile peuvent retomber vers le centre du système pour former un disque de matière en spirale. Les auteurs proposent que ce phénomène puisse expliquer les oscillations de luminosité observées. Ils suggèrent que si le disque en chute libre était également désaligné par rapport à l'axe de rotation du magnétar, il oscillerait comme une toupie. Ce mouvement de précession est similaire à l'oscillation du champ magnétique du magnétar, mais dans le cas du disque, il résulte de la théorie de la relativité générale : c’est l’effet Lense-Thirring dans lequel un corps massif en rotation entraîne avec lui la structure de l'espace-temps.

Ce phénomène de précession de Lense-Thirring a déjà été observé sur les orbites des satellites terrestres, mais dans le cas d’un magnétar, il serait des centaines de millions de fois plus intense dans le champ gravitationnel extrême qui y règne à proximité. Pour Farah et ses collaborateurs, c’est ce disque en précession qui serait responsable des oscillations de luminosité observées.

La précession de Lense-Thirring s'accélère à mesure que la masse en orbite se rapproche de l'objet central en rotation. La distance entre la couche la plus interne du disque en chute libre et le centre du magnétar est déterminée par le point où la force du rayonnement du magnétar bombardant le disque devient suffisamment intense pour empêcher la matière du disque de tomber davantage vers l'intérieur. À mesure que la supernova s'affaiblit, cette force de rayonnement diminue, permettant au disque de se rapprocher du magnétar et, par conséquent, de précesser plus rapidement. Farah et al. ont testé ce modèle quantitativement et ont révélé qu'il pouvait reproduire simultanément les oscillations de luminosité et les propriétés générales de la supernova : à la fois le temps de montée, la luminosité maximale et le taux de décroissance. Ils ont également constaté qu'il pouvait expliquer des observations antérieures d’autres supernovas superlumineuses présentant des oscillations moins bien échantillonnées.

Cette application cohérente et réussie de leur modèle apporte des preuves encourageantes que les supernovas superlumineuses pourraient effectivement être alimentées par des magnétars. Mais le mystère n'est pas encore définitivement résolu. L'étude de Farah et ses collaborateurs montre que le disque peut précesser au même rythme que les oscillations de luminosité observées, mais elle ne précise pas exactement comment la précession influence la luminosité de la supernova. Et pour le moment, le modèle n'a été appliqué qu'à un nombre restreint d'observations. La confiance dans cette interprétation augmentera donc si le modèle continue d'expliquer avec succès les futures observations de supernovas superlumineuses. Heureusement, on attend sous peu la détection de nombreuses autres supernovas par l’observatoire Vera Rubin. Son relevé à grand champ, le Legacy Survey of Space and Time (LSST) devrait permettre de découvrir des milliers, voire des dizaines de milliers, de supernovas superlumineuses. Ces supernovas pourront ensuite être étudiées par des instruments comme le télescope de Las Cumbres (utilisé dans cette étude) afin d'acquérir les observations étendues nécessaires à la détection des modulations plus faibles prédites par le modèle du magnétar. 

Cet échantillon constituerait un banc d'essai robuste pour le modèle et permettrait de déduire les propriétés des magnétars à l'échelle de la population. Des campagnes de suivi détaillées permettront aussi de contraindre fortement les propriétés des magnétars et, combinées aux diagnostics spectraux de l'accrétion et des éjectas, elles pourraient même permettre de tester la relativité générale à l'aide de jeunes magnétars.

Au-delà de la possibilité de résoudre l'énigme des supernovas superlumineuses, cette étude suggère que les supernovas sont souvent asymétriques, donnant naissance à des systèmes astronomiques désalignés. Cela a des implications aussi pour d'autres systèmes contenant des objets compacts, notamment les binaires X, où la matière tombant sur un objet compact génère un signal X intense, ou encore les événements de fusion d’objets compacts (étoiles à neutrons ou trous noirs) créant des ondes gravitationnelles et/ou une kilonova.

Source

Lense–Thirring precessing magnetar engine drives a superluminous supernova

Joseph R. Farah et al.

Nature 651, 321–325 (11 march 2026)

https://doi.org/10.1038/s41586-026-10151-0

Illustrations

1. Illustration du phénomène de précession du disque autour d'un magnétar lors d'une supernova superlumineuse (Nature).

2. Application du modèle du magnétar de Farah et al. à trois autres supernovas superlumineuses (Farah et al.)

3. Joseph Farah

Après la supernova, après la kilonova : la superkilonova.

Le 18 août 2025, la collaboration LIGO–Virgo–KAGRA a détecté des ondes gravitationnelles issues de la fusion d'un système binaire d'étoiles à neutrons en dessous du seuil de masse classique. Au moins une des étoiles à neutrons avait une masse inférieure à celle du Soleil. Le Zwicky Transient Facility a cartographié la localisation approximative de cet événement et a découvert une source transitoire coïncidant spatialement et temporellement avec le déclenchement des ondes gravitationnelles. La première semaine de suivi a révélé des propriétés similaires à celles d'une kilonova de type GW170817. Mais les suivis ultérieurs suggèrent des propriétés plus proches de celles d'une jeune supernova de type IIb à enveloppe dépouillée. Une analyse approfondie montre qu'il pourrait s'agir en fait des deux, dans un nouveau processus qu'on appelle une superkilonova... L'étude est parue dans The Astrophysical Journal Letters.

Rappelons que le phénomène de kilonova est associé à la fusion de deux étoiles à neutrons, qui produit une explosion riche en création d'éléments lourds. Et une étoile à neutron est le résidu d'une supernova à effondrement de coeur (de type II). Mais il existe aussi des modèles théoriques qui prédisent que dans certaines conditions, une étoile massive qui s'effondre gravitationnellement peut former non pas une étoile à neutrons, mais deux, ou plus! Il faut pour cela que l'étoile massive soit en rotation très rapide. Il existe deux variantes : soit un disque d'accrétion se forme juste avant l'explosion proprement dite à cause de la grande vitesse de rotation et se fragmente jusqu'à former une ou plusieurs petites étoiles à neutrons, ou bien le coeur de l'étoile massive fissionne sous l'effet de la rotation lors de l'effondrement, formant deux étoiles à neutrons au lieu d'une dans la supernova. Le résultat est le même : à l'issue de la supernova, il reste au moins deux étoiles à neutrons très proches l'une de l'autre qui se tournent autour l'une de l'autre à grande vitesse et se rapprochent très vite. On connaît la suite, elle devraient très vite fusionner et donc produire une kilonova, en plus de la supernova qui a eu lieu quelques heures auparavant. Un tel phénomène a été envisagé théoriquement, mais n'a jamais observé.

Mansi  Kasliwal (Caltech) et ses collaborateurs sont parvenus à cette conclusion pour AT2025ulz qui a été détecté le 18 aout, quelques heures après l'alerte donnée par les détecteurs d'ondes gravitationnelles. Le Zwicky Transient Facility (ZTF), une caméra installée à l'observatoire Palomar, a été le premier à localiser un objet rouge s'estompant rapidement, situé à 1,3 milliard d'années-lumière et localisé dans la même région que la source d'ondes gravitationnelles S250818k. L'événement, initialement nommé ZTF 25abjmnps, a ensuite été renommé AT2025ulz par le serveur de noms de phénomènes transitoires de l'Union astronomique internationale. Une douzaine d'autres télescopes ont été braqué  sur la cible pour en apprendre davantage, notamment l'observatoire Keck à Hawaï, le télescope Fraunhofer de l'observatoire Wendelstein en Allemagne, et un ensemble de télescopes à travers le monde du programme GROWTH (Global Relay of Observatories Watching Transients Happen), dirigé par Kasliwal.

Les observations ont confirmé que l'éruption lumineuse s'était rapidement estompée et avait émis une lueur rouge, tout comme GW170817 huit ans auparavant. Dans le cas de la kilonova emblématique GW170817, les couleurs rouges provenaient d'éléments lourds comme l'or créés lors de la fusion par les flux intense de neutrons. Ces atomes possèdent davantage de niveaux d'énergie électronique que les éléments plus légers, bloquant ainsi la lumière bleue tout en laissant passer la lumière rouge.

Puis, quelques jours après l'explosion, AT2025ulz a recommencé à briller, cette fois avec une teinte plus bleue et a révélé la présence d'hydrogène dans son spectre – autant de signes d'une supernova et non d'une kilonova (plus précisément d'une supernova à effondrement de cœur et enveloppe dépouillée). Mais on ne s'attend généralement pas à ce que les supernovas provenant de galaxies lointaines génèrent suffisamment d'ondes gravitationnelles pour être détectables par LIGO et Virgo, contrairement aux kilonovas.

Bien qu'AT2025ulz ne ressemble pas tout à fait à la kilonova classique GW170817, elle ne présente pas non plus les caractéristiques spectrales d'une supernova ordinaire. De plus, les données d'ondes gravitationnelles de LIGO-Virgo ont révélé qu'au moins une des étoiles à neutrons impliquées dans la fusion avait une masse inférieure à une masse solaire, suggérant ainsi que deux petites étoiles à neutrons auraient pu fusionner pour former une kilonova. Lors de l'éjection de métaux lourds, la kilonova aurait initialement émis une lueur rouge, observée par ZTF et d'autres télescopes. L'expansion des débris issus de l'explosion antérieure de la supernova aurait ensuite masqué la kilonova aux astronomes. 

En principe, des étoiles à neutrons stables peuvent exister et atteindre une masse aussi faible que 0,1 M⊙. Mais la formation d'une étoile à neutrons de masse inférieure à 1 masse solaire représente un défi majeur pour l'évolution stellaire. Des simulations détaillées de l'effondrement du cœur et de l'explosion en supernova d'étoiles massives (à rotation lente) prévoient une limite inférieure robuste à la masse d'une étoile à neutrons de 1,2 M⊙. Une limite inférieure similaire s'applique aux masses des étoiles à neutrons formées par l'effondrement, induit par accrétion, d'une naine blanche. La seule solution pour former une étoile à neutrons de masse inférieure à celle du Soleil est d'identifier un environnement riche en neutrons, car la masse de Chandrasekhar est proportionnelle au carré de la fraction d'électrons. Un tel environnement gravitationnel riche en neutrons est possible immédiatement après l'effondrement d'une étoile en rotation rapide.

La fission du coeur d'une étoile en effondrement en deux étoiles à neutrons au lieu d'une seule a été théorisé il y a 40 ans par Durisen & Tohline (1985), puis confirmé par Imshennik & Popov en 1998 et plus tard par Davies et al. (2002) puis Postnov et al. (2016). La condition nécessaire est une très grande vitesse de rotation de l'étoile massive. 

Par ailleurs, il a également été proposé que si l'enveloppe stellaire possède un moment angulaire suffisant, elle pourrait former initialement un disque de matière maintenu en suspension par la force centrifuge, plutôt que de s'accréter directement sur l'objet compact central. La production d'un disque d'accrétion massif et instable qui se fragmente puis s'effondre pour former une étoile à neutrons suite à un refroidissement par neutrinos incontrôlés ou à la dissociation de particules alpha a quant à elle été théorisée par Piro & E. Pfahl en 2007, puis par Metzger et al. en 2024 et encore récemment par Lerner et al. en 2025. Ce processus est qualitativement similaire au mécanisme proposé pour la formation de planètes dans les disques protoplanétaires ou d'étoiles dans les disques des noyaux actifs de galaxies. Et si le disque s'enrichit en neutrons, suite à la capture d'électrons par des protons, la limite inférieure de masse de Chandrasekhar pourrait permettre la formation d'étoiles à neutrons de masse inférieure à celle du Soleil comme l'ont montré Metzger et al. en 2024. Ce phénomène a récemment été illustré par Chen et Metzger (2025) à l'aide de simulations hydrodynamiques. Ces auteurs ont constaté que la fragmentation en un spectre d'objets de masse comprise entre  0,01 et 1 M⊙ est observée pour les disques à taux d'accrétion élevés. Si le disque se fragmente en plusieurs étoiles à neutrons, ces corps peuvent s'apparier en binaires serrées, soit par fission à partir d'un unique amas en effondrement, soit par friction due à l'entraînement des gaz . 

Si plusieurs étoiles à neutrons se forment par ce processus, la coalescence ultérieure de ces étoiles à neutron binaires, possiblement après un délai de quelques minutes à quelques heures suivant l'effondrement, constitue une source potentielle d'émission d'ondes gravitationnelles en quasi-coïncidence avec la supernova. Et si le disque se fragmente en une seule étoile à neutrons subsolaire, celle-ci fusionnera peu de temps après avec l'étoile à neutrons centrale (de masse ordinaire, issue de la supernova) ou le trou noir de faible masse créé par l'effondrement du coeur, créant ainsi un seul signal d'ondes gravitationnelles.

Mansi  Kasliwal et ses collaborateurs penchent plus vers la solution d'une telle fragmentation au sein du disque d'accrétion, plutôt que celle de la fission directe du coeur de l'étoile massive lors de la supernova. Selon eux, un indice fort est la faible masse de S250818k, déterminée par la méthode du chirp, qui laisse entrevoir la possibilité d'observer la fusion d'une ou deux étoiles à neutrons subsolaires, soit entre elles, soit avec l'objet compact central résiduel de l'explosion. Deuxièmement, la similarité de ZTF 25abjmnps avec les supernovas à enveloppe dépouillée suggère que l'étoile progénitrice a pu interagir dans un système binaire, ce qui lui aurait conféré un moment angulaire suffisant pour former un disque d'accrétion susceptible de se fragmenter lors de son effondrement. 

Ils précisent que les mécanismes d'accélération de la rotation des cœurs d'étoiles massives aux stades tardifs de leur évolution peuvent être divers et, dans certains cas, peuvent concerner des progénitrices contenant des quantités modérées d'hydrogène et d'hélium. Par exemple, une fusion stellaire survenant peu avant l'effondrement du cœur pourrait à la fois accélérer sa rotation et donner naissance à une supernova de type IIb. Troisièmement, selon les auteurs, l'évolution inhabituelle de la couleur pourrait indiquer le mélange d'une faible quantité d'éléments du processus r (nucléosynthèse par enrichissement rapide en neutrons), contribuant à l'opacité pendant un certain temps, jusqu'à ce que le nickel devienne dominant. Quatrièmement, les chercheurs mentionnent que l'environnement local de formation stellaire active de la galaxie hôte de ZTF 25abjmnps est un lieu propice à de tels événements d'effondrement de cœur.

L'étude de cette superkilonova candidate n'est pas finie. L'établissement d'une association plus solide entre le signal gravitationnel S250818k et le transitoire optique ZTF 25abjmnps nécessite une modélisation théorique plus détaillée et des observations tardives et sensibles. Le suivi tardif de la courbe de lumière pourrait notamment être comparé à l'échauffement qui est attendu par le nickel-56. La spectroscopie dans l'infrarouge (en particulier avec le télescope spatial James Webb) permettrait en outre de contraindre directement la composition des éjectas. La forte densité du milieu environnant dans les régions de formation stellaire active pourrait aussi faciliter les détections radio tardives. Des données radio et X supplémentaires permettraient de déterminer l'existence ou non d'une composante relativiste non thermique tardive.

Si le disque d'accrétion ou les fusions d'étoiles au sein du disque alimentent des jets relativistes, cela pourrait conférer une asymétrie à l'explosion de la supernova le long de l'axe de rotation et créer une rémanence non thermique si le jet parvient à traverser l'enveloppe éjectée de l'étoile. En revanche, une enveloppe plus large pourrait étouffer tout jet alimenté par accrétion, rendant les signatures du moteur central moins apparentes que dans les sursauts gamma traditionnels. Bien que des détections radio/X tardives corroborent cette hypothèse, leur absence ne l'exclut pas non plus... La preuve la plus convaincante de ce modèle serait sans doute la présence, dans la signature des ondes gravitationnelles, de signes de fusions multiples : par exemple, la fusion d'étoiles à neutrons subsolaires suivie de la fusion d'une étoile à neutrons avec un trou noir. Une telle double fusion n'est attendue dans le cadre du modèle de la superkilonova que si le disque d'accrétion s'est fragmenté pour former plusieurs étoiles à neutrons subsolaires. En revanche, elle n'est pas attendue si le cœur en effondrement s'est fissionné directement en deux étoiles à neutrons qui ont ensuite fusionné, ou si la fragmentation a formé une seule étoile à neutrons subsolaire qui a fusionné ensuite avec une étoile à neutrons centrale.

À l'avenir, de nombreuses méthodes permettront de vérifier la validité de cette potentielle signature de superkilonova. Grâce aux futurs interféromètres à ondes gravitationnelles plus sensibles, on devrait observer un nombre bien plus important de détections de fusions d'étoiles à neutrons binaires subsolaires, avec une signification statistique accrue et une meilleure localisation. Et puis la recherche d'une signature similaire à celle d'une supernova à enveloppe dépouillée et à effondrement de cœur devrait être aisée, même à des distances considérables, grâce à la prochaine génération de télescopes comme l'observatoire Vera Rubin, le télescope spatial Roman, ou le satellite UVEX.

Tout phénomène transitoire ressemblant à une jeune supernova à enveloppe dépouillée, coïncidant avec la fusion d'étoiles à neutrons subsolaires ou la fusion d'une étoile à neutrons et d'un trou noir, devrait en tous cas faire l'objet d'un suivi approfondi à toutes les longueurs d'onde. Une modélisation théorique plus détaillée des superkilonovas, notamment des prédictions de courbe de lumière et de spectre, permettrait aussi aux observateurs d'optimiser leurs observations de suivi. 

Lorsque GW170817 s'est produite à une distance relativement proche, la preuve de l'association multimessager était flagrante, la distinction entre une kilonova et une supernova étant alors très nette. Mais comme c'est le cas ici, les futurs événements multimessagers pourraient être différents de GW170817, et se produiront probablement beaucoup plus loin, en présentant des similitudes avec les supernovas. Aujourd'hui, nous avons l'opportunité de discerner une véritable « symphonie multimessager » : une supernova à effondrement de cœur, associé à une fusion d'étoiles à neutrons, voire deux fusions quasi simultanées pouvant impliqué également un trou noir : une superkilonova.

Source

ZTF25abjmnps (AT2025ulz) and S250818k: A Candidate Superkilonova from a Subthreshold Subsolar Gravitational-wave Trigger

Mansi Kasliwal et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 995, Number 2 (15 december 2025)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ae2000

Illustrations

1. Vue d'artiste du phénomène de superkilonova (Caltech/K. Miller and R. Hurt (IPAC))

2. Mansi  Kasliwal

Observation d'une étoile complètement dépouillée avant son explosion en supernova

La supernova 2021yfj a été repérée peu après l'explosion et a révélé quelque chose que les astrophysiciens n'avaient jamais vu auparavant : une couche riche en silicium et en soufre qui, selon les théories, entourerait le cœur des étoiles massives. L'étude de cette supernova fournit des informations sans précédent sur la formation des éléments lourds dans les étoiles et remet en question notre compréhension de la façon dont les étoiles perdent leurs couches externes dans leurs derniers instants. Elle est parue dans Nature.

Dans les régions centrales des étoiles, les pressions et les températures élevées fusionnent les éléments légers en éléments plus lourds. Ce processus commence par la fusion de l'hydrogène en hélium, suivie progressivement par la formation d'éléments plus lourds tels que l'oxygène, le carbone, le soufre, le silicium et le fer au cours des étapes suivantes de la vie de l'étoile. La fusion libère de l'énergie qui contrebalance les effets de la gravité, empêchant ainsi l'étoile de s'effondrer sur elle-même. La fusion d'éléments plus lourds que le carbone ne se produit quant à elle que dans les étoiles dont la masse est de plus de huit masses solaires. Ce processus crée une structure en couches, dans laquelle les éléments les plus légers se trouvent à l'extérieur et les éléments plus lourds vers le centre.

La création d'éléments plus lourds que le fer par fusion nucléaire nécessite plus d'énergie que celle libérée, ce qui signifie que le fer, qui est le produit de la fusion du silicium et du soufre, est l'élément le plus lourd qui se forme dans les étoiles (avant qu’elles n’explosent).

La théorie de l’effondrement gravitationnel est bien établie depuis des décennies, mais l'observation des couches prévues s'est avérée très difficile. Les étoiles sont opaques, ce qui empêche les astrophysiciens d'observer leur structure interne par spectroscopie et ainsi de déterminer la composition chimique. Et lorsqu'elle explose, la violence de la supernova mélange généralement les couches. Cela signifie que la plupart des observations spectroscopiques des supernovas sont dominées par l'hydrogène et l'hélium.

Avant d'exploser en supernova, certaines étoiles massives forment un type d'étoile appelé Wolf-Rayet, qui a perdu son hydrogène externe, exposant une couche d'hélium ou, plus rarement, une couche de carbone et d'oxygène. Les couches les plus internes, dans lesquelles sont forgés les éléments plus lourds essentiels à la formation des planètes rocheuses, sont toutefois restées cachées.

Steve Schulze (université de Stockholm) et ses collaborateurs ont découvert que la supernova 2021yfj est une exception. Le spectre lumineux de la supernova, observé avec le télescope Keck à Hawaï, est dominé par le silicium et le soufre qui se sont formés dans les profondeurs de l'étoile. La vitesse de ces éléments, qui peut être calculée à partir de leurs spectres, indique qu'ils ne faisaient pas partie de la supernova. Au contraire, cette couche située à l'extérieur du noyau de fer a été expulsée de l'étoile peu avant son explosion. Lorsque l'étoile a explosé en supernova, la matière de la supernova est entrée en collision avec la couche de silicium et de soufre expulsée. Et cette collision a chauffé la couche expulsée, la faisant briller. La composition de la couche incandescente a été révélée par une observation effectuée seulement 24 heures après la découverte de 2021yfj. Les modèles du spectre de la supernova indiquent également que la concentration en silicium et en soufre dans l'étoile était environ 100 fois plus élevée que dans le Soleil.

Schulze et ses collaborateurs ont en fait effectué la toute la première observation d'une étoile massive qui a été dépouillée de sa matière externe, exposant ainsi une couche qui était jusqu'alors invisible.

Cette découverte est étonnante pour plusieurs raisons. Premièrement, elle confirme que les étoiles ont la structure en couches théoriquement prévue jusqu'à leurs couches riches en silicium et en soufre. Deuxièmement, elle révèle directement où ces éléments sont fabriqués dans les étoiles massives. Troisièmement, et c'est une vraie découverte, elle montre que certains processus peuvent dépouiller une étoile massive de presque toutes ses couches externes juste avant qu'elle n'explose.

Ce dernier point pose un défi particulier à la théorie actuelle. Les étoiles perdent de la masse tout au long de leur vie par le biais des vents stellaires, qui sont des flux de particules s'échappant de leur surface. Mais les modèles conventionnels ne permettent pas d'expliquer facilement comment une étoile peut perdre autant de matière, et si rapidement, pour que sa couche riche en silicium se retrouve ainsi exposée. Les auteurs estiment qu'une masse environ trois fois supérieure à celle du Soleil aurait dû être expulsée pour créer la coquille observée. Cela suggère donc que certaines étoiles subissent des épisodes de perte de masse extrême au cours de leurs dernières années ou décennies, par le biais de mécanismes qu’on ne comprend pas encore.

Il existe plusieurs explications possibles. Les étoiles peuvent subir de violentes pulsations vers la fin de leur vie, ce qui aurait pu éjecter les couches externes de 2021ysj. Alternativement, si l'étoile avait fait partie d'un système binaire, les interactions gravitationnelles auraient pu arracher la matière externe.

Cette découverte offre une fenêtre sans précédent sur les noyaux stellaires. Bien que la couche expulsée soit principalement composée de silicium et de soufre, les chercheurs ont également trouvé des traces de petites quantités d'hélium. Et ça c’est encore plus déroutant, car les modèles théoriques ne prédisent pas que ces éléments devraient coexister dans la même couche stellaire. Cela pourrait indiquer qu'un certain mélange s'est produit.

Une chose est sûre, c'est que de tels événements sont rares. Les auteurs estiment qu'au maximum, une supernova qui ressemble à SN 2021yfj sur le plan spectroscopique doit se produire une fois pour mille supernovas dont les couches externes sont dépourvues d'hydrogène ou d'hydrogène et d'hélium. Il devrait donc être difficile d'observer de tels événements à l'avenir.

La découverte de la supernova 2021yfj avec des observations au bon moment ont permis de confirmer des prédictions vieilles de plusieurs décennies, mais ont simultanément relevé un processus mystérieux entourant la fin de vie des étoiles massives.

 

Source

Extremely stripped supernova reveals a silicon and sulfur formation site

Steve Schulze et al.

Nature volume 644, pages634–639 (20 August 2025)

https://doi.org/10.1038/s41586-025-09375-3

Illustrations

1. Vue d'artiste de l'explosion de SN2021yfj (Nature)

2. Spectre mesuré montrant les raies du soufre et du silicium ionisés (Schulze et al)

3 Steve Schulze 

Découverte d'une explosion de naine blanche en dessous de la limite de Chandrasekhar

Les supernovas de type Ia jouent un rôle fondamental en tant que "chandelles standard" pour étudier l’accélération apparente de l’expansion de l’Univers et pour mesurer son taux actuel. Le principe de chandelle standard repose en grande partie sur le fait que les supernovas de type Ia, l’explosion thermonucléaire d’une étoile naine blanche, survient toujours lorsque la naine blanche atteint la masse critique de Chandrasekhar (1,4 masses solaires) par apport de masse externe. Mais une nouvelle observation d’un jeune résidu de supernova indique que l’explosion a eu lieu bien en dessous de 1,4 masses solaires… Et si les supernovas de types Ia n’étaient pas les chandelles standard que l’on croit ? L’étude est parue dans Nature Astronomy.

Malgré leur importance capitale, la compréhension complète des systèmes progéniteurs des supernovas Ia et de leur mécanisme de déclenchement reste un problème fondamental encore aujourd’hui. Dans une naine blanche composée de carbone et d'oxygène et approchant la masse de Chandrasekhar, l'augmentation de la densité centrale déclenche inévitablement une combustion nucléaire. La masse d'explosion presque constante que fournit le modèle d'explosion à la masse de Chandrasekhar était une explication de l'homogénéité attribuée aux supernovas de type Ia. Mais des données d'observation de plus en plus nombreuses remettent en question la notion d'homogénéité des supernovas de type Ia, et une masse fixe semble même problématique pour reproduire la relation largeur spectrale-luminosité, qui est vitale pour calibrer les supernovas de type Ia en tant qu'indicateurs de distance cosmologique.

En fait, il apparaît que la relation largeur-luminosité s'explique plus naturellement par une masse variable des naines blanches et qui serait inférieure à la limite de Chandrasekhar. En outre, la capacité de faire croître les naines blanches jusqu'à la masse de Chandrasekhar limite les paramètres du système binaire progéniteur à une gamme étroite, de sorte que le taux de supernovas de type Ia qui est observé aujourd’hui est difficile à concilier avec le nombre attendu de systèmes compatibles avec le scénario d'explosion à la masse de Chandrasekhar. Il faut donc envisager d'autres scénarios impliquant des explosions d'étoiles naines blanches carbone-oxygène bien en deçà de la limite de Chandrasekhar.

La collision frontale de deux naines blanches peut sembler prometteuse pour produire des explosions de supernovas de masse inférieure à la limite de Chandrasekhar, mais ce scénario n'est pas privilégié par les astrophysiciens car les taux d'occurrence prévus sont trop faibles. Le scénario actuellement le plus prometteur pour l'explosion d’une naine blanche de masse inférieure à 1,4 masses solaire, c’est celui dit de la « double détonation ». Dans ce scénario, une naine blanche carbone-oxygène recueille de la matière riche en hélium provenant d'une compagne (d'une étoile à hélium ou d'une autre naine blanche riche en hélium, ou de la fine couche d'hélium préexistante au sommet d'une naine blanche carbone-oxygène lors d'événements de fusion). Dans cette couche d'hélium, une détonation thermonucléaire est déclenchée soit par un chauffage par compression lorsque la couche d'hélium devient suffisamment massive, soit par des instabilités dynamiques. Cette première détonation se propage ensuite à travers la fine couche d'hélium et provoque une onde de choc dans le noyau carbone-oxygène, où elle se concentre sphériquement dans un petit volume. La compression et l'échauffement du cœur de carbone-oxygène déclenchent une seconde détonation dans le cœur et font exploser complètement la naine blanche de masse inférieure à la limite de Chandrasekhar.

Bien que de nombreuses simulations indiquent que le mécanisme de double détonation est possible, elles n'ont pas encore permis de déterminer les échelles spatiales sur lesquelles la détonation primaire de l'hélium doit apparaître. Même si elles sont incapables de déterminer les détails de l'allumage des détonations nécessaires, ces simulations fournissent tout de même des informations essentielles sur la structure, la morphologie et les spectres précoces d'une supernova de type Ia à double détonation.

En termes de nucléosynthèse par double détonation, les explosions dans le noyau de carbone-oxygène et dans la couche externe riche en hélium donnent des produits qualitativement différents. En effet, le type de combustible (carbone-oxygène ou hélium) et les densités (densité plus élevée dans le cœur et plus faible dans la couche externe) diffèrent considérablement, d'environ deux ordres de grandeur. Dans le cœur, la densité du combustible est le paramètre clé qui détermine l'issue de la combustion nucléaire explosive. Pour les densités supérieures à 7 × 10⁶ g cm^-3, la combustion est presque complète et les éléments du groupe du fer, en particulier le noyau radioactif ⁵⁶Ni, dominent les rendements de la nucléosynthèse. Aux densités « intermédiaires », plus éloignées du centre du noyau, l'échelle de temps de la fusion nucléaire devient de plus en plus longue et l'expansion rapide de la supernova conduit à un gel des réactions nucléaires avant que la combustion en éléments du groupe du fer ne soit achevée. En conséquence, la synthèse d'éléments de masse intermédiaire domine dans ces régions, les éléments intermédiaires les plus lourds comme le calcium étant relativement plus abondants à l'intérieur et les éléments les plus légers comme le silicium ou le soufre devenant relativement plus abondants à mesure que la densité du combustible diminue vers l'extérieur. Finalement, la densité devient trop faible (3 × 10⁶ g cm^-3) pour que l'oxygène puisse brûler et seul le carbone continue à brûler pour donner des éléments légers comme l'oxygène, le néon et le magnésium. Une structure en couches se forme dans le résidu.

À des densités encore plus faibles, la composition du combustible change rapidement, là où commence la couche d'hélium. Il faut rappeler qu'en raison de sa barrière de Coulomb plus faible, l'hélium 4 est plus réactif et que des détonations dans l'hélium sont possibles jusqu'à des densités beaucoup plus faibles. Comme dans le cas du noyau carbone-oxygène, les détonations à enveloppe d'hélium produisent une progression en couches radiales de la masse atomique des produits de combustion, les éléments les plus lourds comme le chrome, le fer ou le nickel étant synthétisés de préférence dans les parties internes et plus denses de l'enveloppe d'hélium ; les éléments plus légers comme l'hélium non brûlé, le carbone ou l'oxygène se trouvent dans les parties externes et moins denses de l'enveloppe d'hélium, et les éléments de masse intermédiaire comme le silicium ou le soufre se trouvent entre les deux.

Compte tenu de ces modélisations des signatures nucléosynthétiques du noyau de CO et de la coquille d'He, les modèles de double détonation prévoient notamment  que le calcium soit concentré dans deux couches distinctes : une couche interne provenant de la région du noyau, correspondant à la combustion incomplète de la détonation de CO (à des densités de combustible de l'ordre de quelques 10⁶ g cm^-3), et une couche externe correspondant à la détonation de l'He (à des densités de combustible de l'ordre de quelques 10⁶ g cm^-3). Cette couche externe doit avoir une vitesse plus élevée dans l'éjecta de l'explosion en expansion, correspondant à la base de la coquille de He. Les modèles d'explosion de Collins et al. prédisent une telle morphologie de double coquille de Calcium, avec des éléments de masse intermédiaire plus légers que Ca, tels que S ou Si, situés entre les deux coquilles.

Alors que les simulations numériques ne peuvent à elles seules confirmer que le mécanisme de double détonation existe dans la nature, une observation confirmée de la structure à deux coquilles révélatrice fournirait une preuve directe de son fonctionnement dans les supernovas de type Ia.

À ce jour, la supernova SN 2018byg est largement reconnue comme l'un des cas les plus convaincants liant le mécanisme de double détonation à une explosion de supernova de type Ia et est mieux expliquée par un modèle qui incorpore une couche d'hélium plutôt massive.

En raison de la petite taille angulaire aux premiers instants de la supernova, la structure unique de l'« empreinte » du Ca (la morphologie à double coquille) reste spatialement non résolue aux époques proches du pic de luminosité (15 à 20 jours après l'explosion), c'est pourquoi toute déduction d'une structure d'éjecta à double coquille à partir d'observations à ces phases dépend fortement de l'interprétation des caractéristiques spectrales.

Heureusement, ces caractéristiques changent avec le temps, car la supernova se dilate continuellement. Priyam Das (University of New South Wales,  Australie) et ses collaborateurs se sont intéressés à un jeune résidu de supoernova de type Ia situé dans le Grand Nuage de Magellan qui est nommé SNR 0509-67. Ils ont réussi l'exploit de prendre un instantané spatialement résolu d'une double coquille de calcium présente dans le résidu de supernova, grâce à l'instrument MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) du Very Large Telescope. Il leur aura fallu une pose totale de 29 h 15 min sur 39 nuits réparties entre novembre 2019 et février 2021. 

La morphologie à double coquille qu'ils ont observée est constituée de calcium hautement ionisé [Ca XV] et ils ont également isolé une coquille unique de soufre ionisé [S XII], qui est observée dans l'éjecta à chocs inversés. L'analyse des chercheurs révèle que la coquille externe de calcium provient de la détonation de l'hélium à la base de l'enveloppe externe, tandis que la coquille interne est associée à la détonation du noyau carbone-oxygène. Cette distribution morphologique d'éléments intermédiaires correspond qualitativement à la signature prédite de la double détonation d'une naine blanche de masse inférieure à la limite de Chandrasekhar par les simulations d'explosions hydrodynamiques. Comme les observations de Das et ses collaborateurs révèlent deux pics distincts et spatialement séparés dans la luminosité de surface de [Ca XV], cela fournit des preuves substantielles que des explosions de naines blanches de masse inférieure à la limite de Chandrasekhar par le mécanisme de double détonation peuvent bel et bien se produire dans la nature. 

Cette preuve implique que certaines supernovas Ia de type 1991T s'expliquent de manière plausible par des doubles détonations de naines blanches de masse inférieure à celle de Chandrasekhar. Les chercheurs précisent que le modèle d'explosion à double détonation de masse la plus élevée prédite par Gronow et al. en 2021 a produit 0,84 M⊙ de 56Ni, ce qui se situe dans la plage prédite pour les supernovas Ia de type 1991T. Par ailleurs, des observations récentes de SN 2022joj et SN 2020eyj suggèrent la possibilité d'un événement de type 1991T à partir de la double détonation d'une naine blanche CO. Et d'autres analyses d'observations de SN 2020eyj qui montre des preuves de matière circumstellaire riche en hélium, ont également pointé l'année dernière vers le mécanisme de double détonation.

Malgré les capacités de simulation tridimensionnelle limitées et le fait qu'à ce jour, aucun modèle d'explosion ne puisse expliquer de manière adéquate les supernovas Ia de type 1991T, les récentes simulations de transfert radiatif qui intègrent la physique de l'équilibre thermodynamique non local sont plus prometteuses. Il a notamment été rapporté récemment que les éléments lourds dans des états d'ionisation plus élevés devaient réduire les effets d'absorption, ce qui permettrait à une plus large gamme de masses de couches d'He de mieux concorder avec les spectres des supernovas Ia observées.

De récentes simulations multidimensionnelles de double détonation montrent aussi que, dans le scénario de la fusion de naines blanches, en plus de la naine blanche primaire subissant une double détonation, la naine blanche compagne peut elle aussi également subir une double détonation  lorsqu'elle est impactée par les éjectas de la naine blanche primaire en explosion. Cela résulte donc en une « quadruple détonation » dans le système. Une telle double double détonation pourrait également conduire à la structure à double coquille observée du calcium selon les chercheurs.

Bien qu'ils ne soient actuellement pas en mesure de différencier de manière concluante les différentes variantes de doubles détonations, Das et ses collaborateurs avec leur découverte peuvent dire avec assurance qu’une certaine forme de double détonation conduit bien à des supernovas de type Ia, avec toutes les conséquences que cela peut avoir sur l'idée de les utiliser comme des chandelles standard...

Source

Calcium in a supernova remnant as a fingerprint of a sub-Chandrasekhar-mass explosion

Priyam Das, et al.

Nature Astronomy (2 juillet 2025)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02589-5

Illustrations

1. Image du résidu SNR 0509-67 obtenue avec le VLT (ESO)

2. Priyam Das

L'étoile à neutrons la plus légère connue peut avoir été produite par une supernova de type II

Le pulsar PSR J0453+1559 a été découvert en 2015, il est remarquable car il s'agit d'un système binaire rare composé de deux étoiles à neutrons. Ce qui a rendu PSR J0453+1559 encore plus surprenant, ce sont les masses des étoiles à neutrons. Alors que la première étoile a une masse de 1,559 masses solaires, la seconde atteint seulement 1,174 M☉, ce qui en fait l'étoile à neutrons la plus petite connue, une masse si faible qu'elle est difficile à expliquer. Une équipe d'astrophysiciens ont effectué des simulations et arrivent à produire une étoile à neutrons de 1,192 masses solaires... on y est presque. L'étude est parue dans Physical Review Letters.

Non seulement la petite étoile à neutrons du couple a la masse la plus faible de toutes les étoiles à neutrons observées à ce jour, mais en plus, la différence de masse entre les deux étoiles à neutrons est tout à fait inhabituelle, car les binaires d'étoiles à neutrons ont historiquement été observées avec des masses assez similaires. Bernhard Müller (Monash University, Australie) et ses collaborateurs ont adopté une approche computationnelle pour comprendre comment une supernova a pu former une étoile à neutrons d'aussi faible masse. 

C'est la masse initiale d'une étoile qui va déterminer son destin. La théorie générale pour les étoiles de masse comprise entre 8 M☉ et 20 M☉ est que, tout au long de leur vie, elles subissent de multiples cycles de combustion d'éléments de plus en plus lourds, commençant par leurs réserves initiales d'hydrogène et d'hélium, puis formant finalement un noyau de fer et une structure en oignon composée de différentes couches d'éléments de plus en plus légers quand on va vers l'extérieur de l'enveloppe. Une fois que le noyau atteint la masse limite de Chandrasekhar d'environ 1,4 M☉, il s'effondre et produit une supernova à effondrement de cœur (de type II). Les neutrinos emportent alors très rapidement une grande quantité d'énergie hors du noyau, amplifiant l'effondrement gravitationnel. L' étoile à neutrons résultante a généralement une masse qui ne dépasse pas environ 2 M☉, une valeur théorique obtenue via l'équation d'état de la matière nucléaire ultra-dense des étoiles à neutrons (une relation décrivant le comportement de la pression et de la densité dans des conditions extrêmes) et qui est confirmée observationnellement pour l'instant.

En revanche, l'estimation de la masse minimale d'une étoile à neutrons est complexe, car la formation des étoiles à neutrons est encore mal comprise. Par exemple, les détails de l'explosion d'une supernova, comme la quantité de masse éjectée et celle restante sont mal contraints. Le rôle des champs magnétiques dans leur formation est également un sujet d'étude actuel. 

Des simulations d'explosions de supernovas avec une physique précise, notamment la prise en compte de la physique des neutrinos qui entre en jeu ici peuvent ainsi aider les astrophysiciens à déterminer quel type de progénitrice et quel scénario d'explosion pourraient produire une étoile à neutrons aussi légère que celle de PSR J0453+1559. 

Müller et ses collaborateurs ont effectué des simulations tridimensionnelles de supernovas à effondrement de cœur sur une gamme de progénitrices potentielles dont les masses s'étendent de 9,45 M☉ à 9,95 M☉. Après des tests initiaux, ils ont sélectionné cinq candidates prometteuses parmi cette gamme. Après avoir reproduit une supernova avec chacune de ces progénitrices, ils ont déterminé la masse de l'étoile à neutrons résultante. Parmi leurs cinq modèles, celui de 9,9 M☉ semblait le plus prometteur, produisant une masse de 1,313 M☉ (masse baryonique : neutrons + protons). La conversion de cette valeur en masse gravitationnelle (c'est à dire la masse décrite par les observations de 2015, qui doit être plus faible en raison de l'énergie perdue par liaison lors de la formation de l'étoile à neutrons) donne une valeur de 1,192 M☉. On n'arrive pas à 1,174 M☉, mais c'est tout de même beaucoup plus proche que ce à quoi on pouvait s'attendre.

L'un des avantages des simulations 3D plutôt que 2D, c'est qu'une explosion peut présenter une asymétrie qui mieux décrite en trois dimensions. Lorsqu'une supernova à effondrement de cœur explose, l'étoile à neutrons produite par l'explosion est « éjectée » à grande vitesse. Avec une masse minimale de 1,192 M☉, Müller et al. ont obtenu une éjection à environ 100 km/s pour l'étoile à neutrons, ce qui correspond approximativement à l'échelle de l'éjection attendue pour une supernova de ce type. 

Les chercheurs ont donc établi un nouveau record pour la plus faible masse d'étoile à neutrons, obtenue grâce à des simulations 3D de supernovas intégrant une physique précise des neutrinos. 

Cette étude est importante car elle contribue à apaiser certaines tensions entre théorie et observation. Les supernovas à effondrement de coeur produisent probablement aussi des étoiles à neutrons de faible masse, soit à la place , soit en complément des supernovas à capture d'électrons, un type particulier de supernovas qui sont souvent produites par des systèmes binaires dont on pensait qu'ils produisaient des étoiles à neutrons de faible masse. Müller et ses collaborateurs rappellent qu'il existe toujours une tension de 2σ par rapport à la masse de 1,174 M⊙, et la nature d'étoile à neutrons de la petite composante du système binaire a été remise en question en 2019, par Tauris et al. (voir ici) qui montraient qu'il pouvait s'agir d'une naine blanche. Mais pour eux, la tension est si faible que des variations systématiques ou stochastiques mineures dans l'évolution de l'étoile progénitrice et la dynamique des supernovas pourraient étendre la gamme des masses des étoiles à neutrons d'environ 0,01M⊙ et résoudre cette divergence. En outre, les perturbations convectives de la graine dans l'étoile progénitrice pourraient entraîner un début légèrement plus précoce de l'explosion et réduire encore la masse de l'étoile à neutrons, selon les chercheurs.

L'interprétation de l'étoile à neutrons présente l'avantage que le kick émerge naturellement d'une simulation en 3D, alors que l'interprétation d'une naine blanche repose sur une estimation optimiste de l'anisotropie de la quantité de mouvement de l'éjecta pour expliquer le kick observé. Globalement, les

nouvelles simulations de Müller et al. apportent plusieurs informations importantes. Premièrement,

la nouvelle limite de masse atténue les tensions entre les modèles 3D et plusieurs étoiles à neutrons de faible masse qui ont été observées entre 1,21 et 1,22  M⊙. Deuxièmement, contrairement à ce que l'on pensait depuis longtemps, les masses les plus légères des étoiles à neutrons ne semblent pas forcément produites par des supernovas à capture d'électrons, mais peuvent l'être par des supernovas à effondrement de coeur. De plus, on constate que les étoiles à neutrons les plus légères peuvent provenir d'étoiles situées plusieurs dixièmes de M⊙ au-dessus du seuil de masse pour les supernovas à effondrement de coeur.

Et Müller et ses collègues montrent aussi qu' il n'y a pas de corrélation stricte entre la masse des étoiles à neutrons et les kicks (impulsions natales). Ils prévoient que les étoiles à neutrons les plus légères peuvent encore avoir kicks substantiels (bien qu'inférieurs à la moyenne). 

On le voit, combiner des prévisions de plus en plus détaillées et précises de la masse des étoiles à neutrons et de leur kick à l'extrémité de la distribution des faibles masses à partir des modèles d'explosion en 3D est très prometteur pour tester et valider notre compréhension de la physique des supernovas et de l'évolution stellaire. 

Source

Minimum Neutron Star Mass in Neutrino-Driven Supernova Explosions

Bernhard Müller et al.

Physical Review Letters vol 134 (21 february 2025)

https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.134.071403

Illustration

Simulation d'une supernova d'une étoile de 9,9 masses solaires (Müller et al.)

De l'eau produite en quantité dans les toutes premières supernovas il y a 13,5 milliards d'années

Une équipe d’astrophysiciens est parvenue à la conclusion que de l'eau s'est formée dans des supernovas à effondrement de cœur et à instabilité de paires issues des premières étoiles massives (de population III), seulement 150 millions d’années après le Big Bang. Les principaux sites de production d'eau dans ces restes seraient des noyaux de nuages moléculaires denses, qui dans certains ont été enrichis en eau à des fractions de masse qui n'étaient que de quelques facteurs au-dessous de celles du système solaire aujourd'hui. Ils publient leur étude dans Nature Astronomy.

Lorsque les supernovas se dilatent et se refroidissent, l'oxygène des éjectas réagit avec l’hydrogène atomique et moléculaire H et H₂ pour former de l'eau dans leur halo. C'est ce qu'ont montré Daniel Whalen (Portsmouth University) et ses collaborateurs, qui ont effectué des simulations de tels halos de supernovas à effondrement de cœur (CC) et à instabilité de paires (PI), des supernovas qui correspondent à des explosions d'étoiles massives de première génération (les étoiles de Pop III), de 13 M_⊙ pour la première et 200 M_⊙ pour la seconde Ils montrent que la vapeur d'eau diffuse pénètre dans les halos de gaz avec des fractions de masse de 10^-14 à 10^-12 dans la supernova CC et de 10^-12 à 10^-10 dans la supernova PI. 

Les chercheurs indiquent que les faibles masses d'eau et leur croissance lente sont dues aux densités relativement faibles qui existent dans les restes de supernova en expansion, dans lesquels les réactions de production ont des taux faibles. On voit que la masse d'eau croît de 10^-8 à 10^-7 M_⊙ dans la supernova de type CC au cours des 20 premières mégannées et de 1 à 1,5 × 10^-6 M_⊙ dans la supernova de type PI au cours des 2 à 3 premières mégannées. Whalen et son équipe montrent que les fractions de masse d'eau dans la supernova PI sont les plus élevées dans la coquille dense de gaz qui est balayée et chimiquement enrichie par le choc en expansion, parce que les densités, et donc les taux de réaction de production de H₂O, y sont les plus élevés.

Mais la simulation indique que les masses d'eau augmentent ensuite brusquement de quelques ordres de grandeur dans les deux types de halos : d'un facteur 1000  (de 10^-6 M_⊙ à 10^-3 M_⊙ ) dans la supernova PI après 3 millions d’années et d'un facteur 100 ( de 10^-8 M⊙ à 10^-6 M_⊙ ) dans la supernova CC après 30 à 90 millions d’années. Cette eau se forme presque entièrement dans des nuages de gaz denses, qui ont été contaminés par des métaux provenant des explosions et qui se sont ensuite effondrés à des densités élevées où les taux de production de H₂O augmentent brusquement. Les fractions de masse d'eau atteignent 10^-4 dans le fragment de supernova PI et 4 × 10^-7 dans le noyau de supernova CC à la fin des simulations. Les sites dominants de production d'eau dans les supernovas primordiales sont donc les noyaux denses et autogravitants dans les éjectas, et non les grands volumes de gaz diffus enrichis dans le halo.

Les simulations montrent aussi que le noyau gazeux de la supernova CC s'est formé avant l'explosion et est progressivement enrichi par celle-ci. La turbulence dans le sillage de la fusion de deux deux halos gazeux à z = 26,4 qui accueilleront plus tard l'étoile de 13 M_⊙  produit plusieurs amas de gaz dans son voisinage avant sa naissance. L'un d'entre eux n'était qu'à 30 pc, et après avoir survécu à la photoévaporation par l'étoile, il entre en collision avec les éjectas de l'explosion 20 Mégannées plus tard. 

En revanche, Whalen et ses collaborateurs expliquent que le noyau gazeux de la supernova PI, lui,  est créé par l'explosion. Comme le montrent les diagrammes de phase, la bulle chaude de la supernova PI enrichit rapidement le gaz environnant jusqu'à des métallicités élevées. Les instabilités hydrodynamiques dans la bulle en expansion produisent des fluctuations turbulentes de densité qui forment alors un amas compact de gaz. Il s'effondre à un rayon de ~0,01 pc à une masse de 35 M_⊙, une densité centrale de 6,0 × 10¹⁴ cm^-3 et une masse d'eau totale de 9 × 10^-3 M_⊙ 3 Mégannées après l'explosion. À ces densités, le refroidissement des poussières devient important dans le noyau. Cet amas devient autogravitant beaucoup plus tôt que dans la supernova CC, car sa métallicité plus élevée entraîne un refroidissement et un effondrement plus rapides. En revanche, le coeur du nuage de la supernova CC s'effondre sur des échelles de temps beaucoup plus longues en raison de sa métallicité beaucoup plus faible et seulement après avoir été mélangé avec des métaux externes par la turbulence. En fait, le noyau de la supernova CC se forme et s'effondre à des échelles de temps qui sont similaires à celles auxquelles les métaux ont formé des étoiles de deuxième génération dans les simulations cosmologiques antérieures. Whalen et ses collaborateurs peuvent prédire que le noyau de la supernova PI formera de telles étoiles de deuxième génération bien plus tôt que ce qu'ont prédit toutes les simulations à ce jour.

Selon les chercheurs, les noyaux de nuages gazeux enrichis par des métaux provenant de supernovas d'étoiles Pop III ont probablement été les principaux sites de formation d'eau dans la plupart des halos primitifs. Les conditions qui ont favorisé la formation de ces noyaux de gaz, comme les grandes fusions ou les explosions dans les régions H II, ont donc maximisé la production d'eau primordiale. On voit que les supernovas dans les régions H II compactes ont tendance à former des amas parce que les instabilités dynamiques dans l'éjecta en expansion se forment plus tôt et que le choc s'arrête plus tôt dans des densités ambiantes plus élevées. 

Whalen et ses collaborateurs ont considéré qu'une seule étoile se formait dans chaque halo, comme le cas le plus simple. Mais plusieurs étoiles peuvent également se former. Dans ce cas, plusieurs explosions de supernova peuvent se produire et se chevaucher dans le halo. Elles peuvent temporairement détruire l'eau dans les régions à faible densité, mais ils estiment que les noyaux denses où se forme la plus grande partie de l'eau survivront aux UV ionisants et aux supernovas d'autres étoiles, tout comme l'amas dense situé à 30 pc de l'étoile de 13 M_⊙ dans la simulation a survécu à son rayonnement et à son explosion. Par ailleurs, plusieurs explosions peuvent produire des noyaux plus denses et donc plus de sites de formation et de concentration d'eau.

Des simulations numériques récentes de la formation d'exoplanètes jusqu'aux métallicités les plus basses jamais tentées indiquent que les deux noyaux simulés ici sont des sites probables de formation de planètes. Le gaz contenu dans l'amas de supernova CC pourrait produire des disques protoplanétaires qui se fragmentent en planètes de la masse de Jupiter. La teneur plus élevée en métaux du fragment de supernova PI pourrait, en principe, conduire à la formation de planétésimaux rocheux dans des disques protoplanétaires avec des étoiles de faible masse. 

Ce que suggèrent ces simulations, c'est que l'eau était présente dans les galaxies primordiales en raison de sa formation antérieure dès les explosions des toutes premières étoiles. Les fractions de masse d'eau dans les restes diffus de supernova absorbés par ces galaxies pourraient atteindre 10^-10, soit seulement un ordre de grandeur de moins que ce qu'on a aujourd'hui dans la Voie lactée. Une bonne partie de cette eau aurait pu se retrouver sur des planètes il y a déjà 13 milliards d'années, mais Whalen et ses coauteurs précisent quand même qu'une partie de cette eau aurait pu être photodissociée par les étoiles massives à faible métallicité de ces galaxies ou détruite par d'autres réactions chimiques lorsqu'elles ont atteint des métallicités plus élevées à des époques ultérieures. Mais l'augmentation des fractions de poussière dans les premières galaxies aurait également pu protéger l'eau des UV et atténué sa destruction.

En conclusion, on voit que l'eau est sans doute présente partout dès l'enfance de l'Univers, à peine 150 millions d'années après la singularité primordiale, il y a plus de 13,5 milliards d'années. Il reste maintenant à déterminer la quantité d'eau qui a survécu à l'environnement radiatif hostile des premières galaxies...

 

Source

Abundant water from primordial supernovae at cosmic dawn

D. J. Whalen, M. A. Latif & C. Jessop 

Nature Astronomy (3 march 2025)

https://doi.org/10.1038/s41550-025-02479-w

Illustrations

1. Images simulées des deux types de supernovas (CC à gauche et PI à droite) (Whalen et al.)

2. Daniel Whalen

Des supernovas et des mutations génétiques

Une équipe d’astrophysiciens a calculé l’impact de la supernova qui a eu lieu à proximité de la Terre il y a 2,5 millions d’années et dont on observe toujours aujourd’hui les traces dans le spectre du rayonnement cosmique et dans les dépôts de fer radioactif dans la croûte terrestre. La dose de radiations a été suffisamment importante et sur une longue durée pour avoir un effet mutagène non négligeable sur les organismes vivants. Ils publient leur étude dans The Astrophysical Journal Letters.

La Terre se trouve à l'intérieur d'une bulle vide de 300 pc de large qui a été creusée par une série d'explosions de supernovas qui se sont produites il y a plusieurs millions d'années, repoussant le gaz interstellaire et créant une structure en forme de bulle.

Les pics temporels de dépôts de ⁶⁰Fe qui ont été trouvés dans la croûte terrestre des grands fonds marins ont été interprétés comme des empreintes laissées par les éjectas d’explosions de supernovas survenues il y a environ 2,5 et 5,5 millions d'années. Il est probable que le pic de ⁶⁰Fe situé à environ 2-3 Mégannées dans le passé provienne d'une supernova survenue dans l'association Scorpius Centaurus (à une distance de 140 pc) ou bien dans l'association Tucana-Horologium (à une distance de 70 pc), alors que le pic datant de 5 à 6 Mégannées est plutôt attribué à l'entrée du système solaire dans la bulle.

On sait que la vie sur Terre évolue constamment sous l'effet d'une exposition continue aux rayonnements ionisants d'origine terrestre et cosmique. Alors que la radioactivité de la roche diminue lentement sur des échelles de temps d'un milliard d'années, les niveaux de rayonnement cosmique fluctuent au fur et à mesure que notre système solaire se déplace dans la Voie Lactée. L'activité des supernovas à proximité a le potentiel d'augmenter les niveaux de rayonnement à la surface de la Terre de plusieurs ordres de grandeur, ce qui devrait avoir un impact profond sur l'évolution de la vie. En particulier, on s'attend à ce que les niveaux de rayonnement augmentent lorsque notre système solaire passe à proximité d'associations OB. Les vents associés à ces usines stellaires devraient initialement gonfler des superbulles de plasma chaud, et peuvent être le lieu de naissance d'une grande partie des explosions par effondrement du cœur. Or, il se trouve que le système solaire est entré dans une telle superbulle, communément appelée la Bulle Locale, il y a environ 6 mégannées et réside actuellement près de son centre.

La présence de radioisotopes fraîchement synthétisés détectés près de la surface de la Terre accrédite l'idée que notre système solaire s'est infiltré dans une région très active en supernovas au sein de notre galaxie. La variation temporelle de la concentration de l’isotope radioactif  ⁶⁰Fe (demi-vie de 2,6 millions d’années) dans des sédiments et des régions de la croûte terrestre impose des contraintes strictes sur les positions et les âges des événements de type supernova les plus proches. Il faut se rappeler que la probabilité d'occurrence d'une supernova proche est accrue parce que le système solaire est entré récemment dans la Bulle Locale. On estime que quinze explosions de supernova ont dû avoir lieu pour gonfler la Bulle Locale au cours des 15 derniers millions d'années. La reconstruction de l'histoire de Bulle Locale nous apprend qu'au moins 9 supernovas ont explosé au cours des 6 derniers millions d'années. Cela donne environ une supernova tous les ≈ 660 000 ans à une distance inférieure à 150 pc (490 AL). Ce taux donne environ un événement tous les 50 ans dans notre Galaxie.

Caitlyn Nojiri (université de Californie) et ses collaborateurs ont combiné les résultats récents sur les propriétés de la Bulle Locale et la détection de ⁶⁰Fe dans les sédiments marins profonds pour prédire le flux de rayons cosmiques attendu d'une supernova à effondrement du coeur proche de la Terre. Ils parviennent à montrer qu'une source locale unique de type PeVatron, provenant probablement des associations stellaires Scorpius-Centaurus ou Tucana-Horologium, a été responsable de la production de la majeure partie du pic de ⁶⁰Fe fraîchement synthétisé il y a 2,5 mégannées. Ils calculent ensuite le flux de rayons cosmiques associé. Leur résultat est renforcé par des mesures récentes du spectre des rayons cosmiques, ainsi que de sa composition et de son anisotropie à grande échelle. Leur objectif final est de fournir une estimation robuste des variations temporelles des doses de rayonnement cosmique subies par les habitants de la Terre, en utilisant toutes les contraintes observationnelles disponibles.

Les chercheurs montrent que la supernova responsable de la synthèse des dépôts de ⁶⁰Fe il y a environ 2 à 3 Mégannées peut expliquer de façon cohérente le spectre actuel des rayons cosmiques et leur anisotropie à grande échelle entre 100 TeV et 100 PeV. Le « genou » qui est observé dans le spectre pourrait selon eux être attribué entièrement à une seule source proche. La correspondance entre l'intensité et la forme du spectre des rayons cosmiques permet d'imposer des contraintes strictes sur le contenu énergétique des rayons cosmiques provenant de la supernova ainsi que sur le coefficient de diffusion des rayons cosmiques. En utilisant ces contraintes, Nojiri et ses coauteurs fournissent une estimation robuste de la variation temporelle des niveaux de rayonnements cosmiques ionisants sur Terre.

Pour arriver à leur résultat, les astrophysiciens ont ajusté la région du genou du spectre des rayons cosmiques, avec un spectre plus difficile à ajuster aux données que dans les études précédentes sur le même sujet (avec un indice spectral α = 1.6-1.7), et une énergie dans les rayons cosmiques N₀ ≈ 10⁴⁹ erg pour un coefficient de diffusion D₀ = 10²⁷ cm² s^-1 (ou bien N₀ ≈ 10⁵⁰ erg pour D₀ = 10²⁸ cm² s^-1, respectivement), ce qui est similaire à la luminosité γ dans les restes de supernovas, et un seuil de rigidité à 5 PV (pour capturer efficacement le genou).

Dans leur modèle, le « genou » dans le spectre des rayons cosmiques, qui est dû à une supernova proche, est donc une structure éphémère. Cette structure est essentielle pour imposer des contraintes strictes sur le contenu énergétique des rayons cosmiques du PeVatron ainsi que sur le coefficient de diffusion des rayons cosmiques. Les chercheurs peuvent même faire des prédictions : ils prévoient que l'anisotropie dans la gamme du PeV devrait être dans la direction de l'une des associations stellaires proches qui est responsable de l'hébergement de la supernova proche. Ils prévoient également que la direction et l'amplitude de l'anisotropie des rayons cosmiques ne devraient pas changer entre 100 TeV et 100 PeV, car c'est à cette énergie que commence la transition entre le galactique et l’extragalactique.

Ensuite, pour calculer les doses qui sont reçues sur Terre, les chercheurs prennent en compte que la forme spectrale varie avec le temps. Ils arrivent à des doses moyennes de 10 mGy an^-1 pendant les 10 000 premières années après l'explosion d'une supernova dans Tucana-Horlogium et ≈ 2 mGy an^-1 si elle était située dans Scorpius-Centaurus, en supposant que le coefficient de diffusion des rayons cosmiques est D₀ = 10²⁷ cm² s^-1. Pour D₀ = 10²⁸ cm² s^-1, on l’a vu, il faut un contenu énergétique plus important dans les rayons cosmiques pour décrire efficacement les observations, typiquement autour de 10⁵⁰ erg. C’est plus en accord avec les modèles d'accélération des rayons cosmiques où environ 10% de l'énergie du choc est transférée dans l'énergie des particules accélérées formant le rayonnement cosmique. Dans ce cas, la dose moyenne calculée est d’environ 100 mGy an^-1 pendant les 10 000 premières années après l'explosion d'une supernova dans Tuc-Hor et de 30 mGy an^-1 si elle était située dans Sco-Cen.

Les effets biologiques de telles doses de rayonnement peuvent être important, d’autant plus que ces niveaux auraient persisté sur des milliers d’années et donc sur beaucoup de générations successives. L'étude des populations vivant au Kerala, en Inde, la zone la plus radioactive sur Terre, où le niveau de rayonnement naturel de fond varie jusqu’à 45 mGy par an, a montré qu’une dose moyenne de 5 mGy par an pourrait être la dose seuil pour l'induction de cassures double brin de l’ADN (V. Jain et al. 2016). Les cassures double-brin de l'ADN peuvent potentiellement entraîner des mutations et des sauts dans la diversification des espèces. En outre, Costa et al. ont montré en 2024 que le taux de diversification des virus dans le lac Tanganyika, en Afrique, s'est accéléré il y a 2 à 3 millions d'années… Curieuse coïncidence. Il serait intéressant de mieux comprendre ça peut être attribué à l'augmentation de la dose de rayonnement cosmique qui est calculée par Nojiri et ses collaborateurs.

Les chercheurs précisent en conclusion que la dose calculée induite par une supernova se produisant dans Tuc-Hor, dont les propriétés peuvent expliquer le pic de concentration de ⁶⁰Fe il y a 2,5 Mégannées et décrire le spectre et la composition des rayons cosmiques dans la région du genou, n'induirait certainement pas une extinction de masse (en même temps, on s’en serait rendus compte en paléontologie…), mais elle pourrait entraîner une réelle diversification des espèces par le biais d'une augmentation du taux de mutation.

À titre de comparaison, ils calculent quelle serait la dose reçue pour une supernova se produisant à une distance de seulement 10 pc (32,6 AL), (en considérant le même taux que précédemment, ce qui donne un événement environ tous les 150 mégannées), et en supposant un coefficient de diffusion de 10²⁷ cm2 s^-1 et une énergie totale de 10⁴⁹ erg dans les rayons cosmiques. Ils arrivent à une valeur moyenne d'environ 500 mGy an^-1 (moyenne sur les 10 000 premières années).

Une supernova située à 200 pc (ce qui correspond à peu près à la distance de Bételgeuse) augmenterait la dose de rayonnement cosmique entre 1 mGy an^-1 et 30 mGy an^-1, en fonction du coefficient de diffusion local. Dans le premier cas, l’impact ne serait pas très important, mais dans le second cas (D₀ = 10²⁸ cm² s^-1), la dose reçue sur Terre aurait un effet bien plus important sur les animaux et les plantes. Et  Nojiri et al. précisent que la valeur de D₀ qui a été utilisée dans les études antérieures est plutôt un peu supérieure à 10²⁸ cm² s^-1 (M. Kachelrieß et al. 2018 ; N. de Séréville et al. 2024).

Pour les chercheurs, il est donc important de pouvoir mieux comprendre la structure de notre turbulence magnétique locale et de mieux contraindre la valeur du coefficient de diffusion local pour mieux estimer les flux de rayons cosmiques et donc les doses de rayonnement reçues sur Terre.

Pour les chercheurs, il est en tout cas certain que le rayonnement cosmique est un facteur environnemental clé dans l'évaluation de la viabilité et de l'évolution de la vie sur Terre, et la question cruciale concerne le seuil à partir duquel le rayonnement est un déclencheur favorable ou nuisible dans l'évolution des espèces. Le seuil exact ne peut être établi qu'avec une compréhension claire des effets biologiques du rayonnement cosmique, en particulier les muons qui dominent au niveau du sol, ce qui reste encore très peu exploré aujourd’hui.

 

Source

Life in the Bubble: How a Nearby Supernova Left Ephemeral Footprints on the Cosmic-Ray Spectrum and Indelible Imprints on Life

Caitlyn Nojiri et al.

The Astrophysical Journal Letters, Volume 979, Number 1 (17 january 2025)

https://doi.org/10.3847/2041-8213/ada27a

Illustrations

1. Diagramme donnant la dose reçue sur Terre par an entre 10000 et 100000 ans après l'explosion de supernova en fonction de la distance de la supernova pour différentes valeurs des paramètres du modèle (Caitlyn Nojiri et al.)

2. Caitlyn Nojiri