Il arrive un moment, dans la vie d'une étoile, où celle-ci n'a plus de carburant lui permettant de continuer à briller. Arrivé à cet instant, si l'étoile est suffisamment massive, elle va alors subitement se contracter sur son noyau et dans un fantastique rebond, va littéralement exploser dans l'espace, libérant toutes les couches gazeuses de son enveloppe. L'étoile devient alors une supernova, libérant ainsi de nombreux atomes lourds et ensemensant l'espace de matière fertile, participant ainsi à la complexification de la matière qui semble être une loi universelle ... Des précisions sur ce phénomène complexe dans cet article.
Phénomène difficilement observable depuis la Terre, du fait de sa rareté (2 à 3 cas par siècle dans notre galaxie) et de notre vision très limitée de la Voie Lactée (les poussières interstellaires nous en masquent une grande partie), et rarement observé par les hommes (seules 8 observations en presque 2000 ans), les supernovae sont sources d’émerveillement et d’admiration.
Le terme « supernova » a été introduit en 1934, par Walter Baade et Fritz Zwicky. Il découle du mot latin « nova », signifiant « étoile nouvelle » ; en effet, les astronomes ne faisaient pas la distinction entre les deux par le passé. Les supernovae sont les manifestations de la fin de vie de certaines étoiles massives. Phénomènes d’une extrême luminosité, les supernovae peuvent briller avec le même éclat qu’une galaxie toute entière de 100 milliards d’étoiles, pendant plusieurs heures. L’énergie déployée correspond alors à celle émise par notre Soleil en 10 milliards d’années !
L’éclat fabuleux de ces « explosions » nous permet également de les observer dans d’autres galaxies (entendez à l’œil nu !), comme celle qui s’est produite le 23 Février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan : SN 1987A, constellation de la Dorade. Cette observation suscita l’engouement des astronomes car aucun spécimen ne s’est manifesté depuis le XVIIème siècle ! Et pour cause, ce fut la première opportunité pour les théories modernes sur la formation des supernovae de se confronter aux observations … Ce fut la dernière supernova observable à l’œil nu depuis la Terre, elle reste aujourd’hui encore la référence des études dans ce domaine.
En 1054 eu lieu l’observation faite par les chinois et les Japonais d’une supernova apparue dans la constellation du Taureau, l’éclat était si intense que l’étoile fut visible en plein jour pendant plusieurs semaines. En effet, bien que distante de plus de 7000 années lumière, l’étoile fut plus brillante que Vénus, l’astre le plus brillant du ciel après la Lune … On connaît aujourd’hui le résultat de cette explosion sous le nom de nébuleuse du Crabe.
En 1572, Tycho Brahé observa l’explosion d’une étoile dans la constellation de Cassiopée : Il en sortit l’ouvrage suivant : « De Nova Stella ».
En 1604, c’est Johannes Kepler qui observa une supernova dans Ophiuchus (c’est la dernière à avoir été observée dans notre galaxie). Galilée s’en servit pour contrer le dogme aristotélicien de cette époque selon lequel le paradis (et donc le ciel) était immuable.
Historique des supernovae observées à l'oeil nu et répertoriées
| Constellation | Date | Magn. | Durée (mois) | Lieux d'observation |
| Centaure | 185 | - 8 | 20 | Chine |
| Scorpion | 393 | - 1 | 8 | Chine |
| Loup | 1006 | - 7.5 | > 24 | Chine, Japon, Europe, Arabie |
| Taureau | 1054 | - 5 | 22 | Chine, Japon |
| Cassiopée | 1181 | 0 | 6 | Chine, Japon |
| Cassiopée | 1572 | - 4 | 18 | Chine, Corée, Europe |
| Ophiuchus | 1604 | - 2 | 12 | Chine, Corée, Europe |
| Dorade | 1987 | 6 | 1 | Hémisphère austral |
Si le phénomène de supernova est rare à l'échelle d'une vie humaine, il n’en est pas moins essentiel au bon déroulement de l’évolution galactique. Véritable recyclage de matière stellaire, la supernova constitue un facteur important d’enrichissement en éléments chimiques lourds du milieu interstellaire. D’une part, l’explosion propulse dans l’espace des atomes synthétisés au sein de l’étoile tout au long de sa vie, et d’autre part les hautes énergies émises par le cataclysme engendrent l’apparition de nouveaux atomes. Il est clair que les supernovae sont sources d’éléments plus lourds que le fer.
L’explosion des étoiles est créatrice du cuivre, du plomb, du mercure et également de l’or !
D’où la citation du célèbre astrophysicien québécois Hubert Reeves : « A l’échelle cosmique, l’eau liquide est plus rare que l’or. ». Ne dit-il pas d’ailleurs que nous sommes tous des « poussières d’étoiles » ?
A la suite d’une explosion si puissante, la température du milieu interstellaire augmente sensiblement, dépassant le million de degrés. Ce qui occasionne des creusements de cavités ultra-chaudes appelées « milieu coronal », par analogie avec les conditions physiques qui règnent dans la couronne solaire. Autres conséquences, les explosions accélèrent le rayonnement cosmique, provoquent des ondes de choc qui déchirent les nuages moléculaires, ionisant le gaz, suscitant d’importantes turbulences, et le plus important, favorisant l’effondrement des concentrations de gaz et de poussières les plus denses …
Paradoxalement, la mort de certaines étoiles engendre la formation d’étoiles de nouvelle génération (comme notre Soleil), dont certaines exploseront elles aussi à leur tour, assurant ainsi le cycle naturel du recyclage de la matière. Pour résumer dans un premier temps, la supernova résulte de l’effondrement gravitationnel d’une étoile.
Concrètement, l’effondrement intervient lorsque le cœur de l’étoile n’a plus de combustible nécessaire à la fusion thermonucléaire, et qu’il n’est donc plus capable de produire assez d’énergie (baisse de température) pour supporter la force de pression exercée par le poids des couches externes.
Suite à la supernova, l’éclat de l’étoile décroît régulièrement et l’observation au télescope laisse entrevoir, à la place de l’ancienne étoile, un nuage de matière brillante s’étendant dans l’espace et se refroidissant, révélant en son centre le noyau de l’étoile (devenu étoile à neutrons, pulsar, ou bien trou noir dans le cas d’une étoile très massive). La supernova de 1054 a, par exemple, donné naissance à la nébuleuse du Crabe (Messier 1), ainsi qu’à un pulsar situé en son centre.
Si toutes les supernovae sont des explosions d’étoiles, toutes les étoiles qui explosent ne sont pas tout à fait de même nature, il existe donc des différences entre les supernovae, qu’il convient de distinguer.
C’est depuis les travaux taxinomiques de Minkowski en 1941 que les astronomes distinguent ainsi deux familles principales de supernovae, selon la présence (type I) ou non (type II) d’hydrogène dans leur spectre électromagnétique, ainsi que l’aspect de leur courbe de lumière (variation de l’éclat en fonction de la durée). Seulement, cette classification simpliste cache une situation plus complexe, la bipartition s’avère en effet insuffisante pour classifier clairement les différents types d’explosions stellaires. Ainsi, on trouve au sein des deux types des subdivisions qui ont leur importance pour la bonne compréhension du phénomène …
Les supernovae de type I sont les plus lumineuses. La raie de l’hydrogène est absente du spectre. On peut observer ces explosions aussi bien dans les galaxies elliptiques (étoiles âgées) que dans les galaxies spirales comme la notre, où l’on trouve des étoiles de tout âge. La courbe de lumière est régulière, le spectre ne révélant que très peu d’hydrogène dans le matériau éjecté. Pour info, les supernovae de Tycho Brahé et de Johannes Kepler étaient de type I.
Au sein du type I, on distingue les types Ia, Ib et Ic.
Supernovae sans hélium, mais pourvues de silicium, il est couramment admis qu’elles sont produites par l’explosion d’étoiles intermédiaires, de nature naine blanche consécutive à une accrétion trop importante d’hydrogène arraché à un compagnon (limite de Chandrasekhar). Elles se produiraient donc dans des configurations de systèmes binaires d’étoiles. La naine attirant la matière de son compagnon jusqu’à ce qu’elle atteigne la limite fatidique … Une fois cette limite franchie, la pression interne de l’étoile devient insuffisante pour lutter contre la gravité, et la naine s’effondre en une étoile à neutrons ou bien en trou noir. Sorte de deuxième mort, cet effondrement permet la fusion du carbone et de l’oxygène qui subsistent dans l’étoile, provoquant une onde de choc désintégrant la naine. De telles explosions sont mille fois plus rares que les novae, et impliquent une énergie un million de fois plus puissante. Ces types Ia sont donc les plus lumineux à leur maximum.
Il existe néanmoins une autre possibilité d’explication, concernant les étoiles de masse comprise entre 4 et 10 masses solaires et dans le cœur desquelles du carbone a déjà été synthétisé à partir de la fusion de noyaux d’hélium. La matière peut se comprimer ici jusqu’à une situation de dégénérescence des électrons comparable à celle qu’on peut rencontrer dans les naines blanches. L’évacuation de l’énergie ne peut alors se faire correctement, la température augmente démesurément (plusieurs millions de degrés) jusqu’à la fusion des atomes de carbone. L’étoile vole en éclat.
La régularité de la variation lumineuse de l’étoile durant une supernova type Ia, permet aux astronomes et physiciens de s’en servir comme chandelles cosmiques : notamment en 1998, où cela a permit d’observer l’accélération de l’expansion de l’Univers.
Ces modèles Ib et Ic ont été introduits dans les années 80 et ont des spectres assez similaires. Ces supernovae évoluent très différemment du type Ia et se distingue l’un de l’autre par la présence (Ib) ou non (Ic) de la raie d’hélium neutre dans leur spectre. Elles ne montrent pas de silicium dans leur spectre, et le mécanisme de leur formation est encore assez mal connu. On pense qu’elles sont le résultat d’étoiles en fin de vie, comme le type II, ayant déjà épuisé leur stock d’hydrogène, c’est pourquoi l’hydrogène n’apparaît pas non plus dans le spectre. Elles se distinguent néanmoins par le fait que l’étoile serait dans ce cas plus massive, et se serait défaite de son enveloppe d’hydrogène avant l’explosion.
Les supernovae Ib sont probablement le résultat de l’effondrement d’une étoile Wolf-Rayet.
Contrairement aux précédentes, ces supernovae présentent une raie spectrale contenant l’hydrogène. La courbe de lumière diffère également car elle est moins régulière. Ces explosions concernent les étoiles massives (plus de 8 masses solaires) en fin de vie, passées par le stade de géante rouge. La supernova de 1054 ayant créé la nébuleuse du Crabe, ainsi que celle de 1987, étaient de type II. Les étoiles actuelles géantes rouges telles Antarès (Scorpion) et Bételgeuse (Orion), devraient vraisemblablement subir le même sort. Ce type d’explosion se produit uniquement dans les bras spiraux des galaxies (régions jeunes), zones de formations d’étoiles. Ces explosions dégagent en majorité une grande quantité d’énergie sous forme de neutrinos.
A l’instar du type I, le type II possède quelques subdivisions en son sein, déterminées en fonction de leur spectres et de leur courbe de luminosité.
Ces supernovae sont les plus courantes de type II et sont considérées comme classiques. Les lettres P (plateau) et L (linéaire) les distinguent suivant la décroissance de leur luminosité : stabilisation en plateau pendant quelques mois (étoiles d’une dizaine de masses solaires) pour les unes, décroissance régulière (étoiles avec une enveloppe d’hydrogène d’une à deux masses solaires) pour les autres.
Phénomène plus rare que les autres types, souvent considéré comme le chaînon manquant (spectralement parlant) en le type Ib / Ic et le type II. L’exemple le plus connu est SN1993J, qui a explosé en 1993 dans M81 (Grande Ourse).
On peut établir un schéma de l’importance décroissante de l’enveloppe d’hydrogène de l’étoile dite « progénitrice » (avant l’explosion) de la manière suivante :
IIP → IIL → IIb → Ib → Ic
Dernière catégorie spécifique de supernova de type II : dans ce cas le spectre présente des raies d’émissions étroites (n = narrow). Phénomène attribué à l’interaction entre la matière éjectée et le milieu circumstellaire.
Evolution de la supernova SN1993J dans la galxie M81, sur une période d'une année, entre Sept. 1993 et Sept. 1994.
Nous avons vu que les étoiles engendrant des supernovae étaient des étoiles massives. Il faut savoir que, contrairement à ce qu’on pourrait penser, ces étoiles vivent moins longtemps que les étoiles dites classiques (comme notre Soleil). En effet, celles-ci gaspillent rapidement leur énergie. L’explosion en supernova est le dernier stade de la mort stellaire, l’agonie durant des millions d’années et prenant la forme d’une succession de synthétisation des noyaux atomiques, devenant toujours plus lourds. Les stades deviennent quant à eux de plus en plus rapides, jusqu’à épuisement des réserves … Le cœur de l’étoile est l’endroit où se trouvent la matière la plus dense et les atomes les plus lourds, la pression la plus forte et la température la plus haute. Les couches externes étant plus froides et légères.
| Etapes | Durée (ans) |
| Hydrogène > Hélium | 107 |
| Hélium > Carbone | 106 |
| Carbone > Néon | 104 |
| Néon > Oxygène | 12 |
| Oxygène > Silicium / Soufre | 4 |
| Silicium / Soufre > Fer / Nickel | 2 x 10-2 |
L’étoile passe ainsi par plusieurs stades de fusion nucléaire, jusqu’à atteindre l’état le plus stable (cœur de fer et de nickel-56). La fusion ne peut alors plus avoir lieu car le fer consomme de l’énergie au lieu d’en produire, ce qui provoque une grave perte d’énergie : le cœur de l’étoile devient incapable de supporter le poids de ses couches externes … Il se contracte. Le cataclysme peut commencer.
Toute cette structure, qu’il a fallu plusieurs millions d’années à mettre en place, va maintenant voler en éclats en un instant. Pourtant, bien que destinée à mourir, l’étoile usera d’autant de stratagèmes qu’elle le pourra pour résister le plus longtemps possible.
La subite contraction du noyau de fer augmente de façon spectaculaire la température. A 5 milliards de degrés, les noyaux de fer et de nickel se désintègrent sous l’action de l’énergie des photons gamma, donnant naissance à des noyaux d’hélium et des neutrons. Les réactions de fusion ont une seconde naissance, faisant bouillir le cœur de l’étoile en surface. Mais la photodésintégration du fer absorbe de nouveau de grandes quantités d’énergie. S’ensuit alors la réaction en chaîne suivante : Les électrons, piégés dans des volumes très étroits, se déplacent très vite et produisent alors beaucoup d’énergie. Ils commencent à entrer en collision avec les protons, ce qui engendre des neutrons, libérant un neutrino (particule fantôme).
La disparition de l’électron fait baisser la pression, ce qui pousse de nouveau la gravitation à la contraction. La contraction occasionnée est une raison de plus pour les électrons de s’agiter et de percuter des protons, donnant de nouveau naissance à des neutrons et libérant des neutrinos, etc etc … Jusqu’à ce qu’il ne reste plus que des neutrons, finissant collés les uns aux autres (absence de charge électrique). Comme nous l’avons mentionné précédemment, il ne s’agit pas là d’une simple succession de contractions mais d’un véritable effet boule de neige foudroyant.
Auparavant d’un diamètre de 5000 kilomètres, voici maintenant le noyau grand comme 100 kilomètres, en l’espace de moins d’une seconde. La densité dépasse les 250 millions de tonnes par centimètre cube !! La brutale contraction du noyau crée une dépression entre le noyau et l’enveloppe externe, alors composée de fer, qui précipite cette dernière sur la surface du cœur à la vitesse de 50 000 km/s. Le choc donne à l’étoile à neutrons sa taille définitive : environ 10 kilomètres de diamètre, pour moins de 2 masses solaires.
La contraction est extrême, les neutrons se touchent jusqu’à finalement former un seul et même noyau gigantesque. Tout ce qui s’effondre maintenant sur le noyau est destiné à rebondir … La violence du choc recrée même pour l’occasion une nouvelle fusion thermonucléaire. Le mouvement s’inverse donc et l’onde de choc se propage maintenant vers l’extérieur, engendrant de nouvelles photodésintégrations du fer. Mais l’onde s’épuise avant d’avoir atteint la surface. La cause de l’explosion vient donc d’ailleurs.
Ne laissons pas de place pour le suspense, la particule coupable de l’explosion ultime de l’étoile est également celle que n’importe qui soupçonnerait en dernier : le neutrino !
La température du noyau s’élève désormais à 100 milliards de degrés.
Alors même que ces particules sans masse ne sont d’habitude pas soumis à la force de gravité (des milliards de neutrinos traversent votre corps à chaque seconde, sans que vous ne vous en doutiez !), la densité du noyau de neutrons est telle qu’elle emprisonne pendant quelques fractions de secondes tous les neutrinos nés de la photodésintégration du fer. Ceux-ci, pris de panique, arrivent à s’extraire du carcan dans lequel ils étaient prisonniers : C’est cette fuite éperdue des neutrinos qui, emportant avec eux plus de 99% de l’énergie de la supernova, semblent être le réel détonateur de l’explosion. L’onde de choc du rebond de l’enveloppe est rattrapée par l’énergie des neutrinos et aboutie enfin à la dispersion de la matière de l’enveloppe par explosion, produisant même des éléments plus lourds que le fer, tels le zinc, l’or, le mercure, le plomb … Dans la nature, seules les supernovae sont capables de synthétiser de tels éléments.
Du fait de son intense chaleur, la supernova commence à briller dans l’ultraviolet, avant d’être visible en refroidissant. Dans un premier temps, le rayonnement est du à l’échauffement par compression de la matière éjectée, puis par la désintégration des éléments radioactifs.
Un bel exemple de simulation d'explosion d'une supernova, avec une étoile à neutrons résultante : M1, nébuleuse du Crabe :
L’explosion de l’étoile ne signifie pas qu’elle disparaît pour autant … Le dense noyau central reste là, sous forme d’étoile à neutrons, voire de pulsar ou bien de trou noir, selon la masse qui le caractérise. Quant à la matière expulsée dans l’espace, elle donne naissance aux superbes nébuleuses qui font le bonheur de tout passionné d’astronomie.
Il existe également, uniquement en théorie pour le moment, faute d’observation, ce qu’on appelle les hypernovae. Comme leur nom l’indique, ces explosions sont issues d’étoiles exceptionnellement massives. Dans ce cas, le cœur de l’étoile s’effondre directement en trou noir, faisant jaillir deux jets de plasma très énergétiques émis le long de l’axe de rotation de l’étoile, à une vitesse proche de la lumière. Ces jets d’intenses rayons gamma sont pour l’instant la seule explication à l’origine des sursauts gamma.
Les supernovae ont un rôle d’une importance capitale dans le bon déroulement de la complexification de la matière, dont nous sommes nous-même le résultat, voire l’aboutissement. Il est vrai que l’univers primitif né du Big Bang était essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium … Les étoiles, de par leur fusion nucléaire, sont les créateurs de tous les noyaux atomiques connus à ce jour, et ce sont les explosions en supernovae qui ont ensemencé l’Univers de toute cette richesse. Les supernovae ne façonnent pourtant pas seulement le cosmos de par les atomes qu’elles créent, mais également par l’énergie déployée, qui joue un rôle important dans l’organisation de la matière … et dans le recyclage de celle-ci.
Ainsi, des générations entières d’étoiles naissent et meurent, en engendrant toujours « quelque chose » de supplémentaire : c’est véritablement la création par la destruction, et nous sommes nous aussi concernés. Certains chercheurs ont en effet émis l’hypothèse selon laquelle les torrents de neutrinos accompagnant ces explosions pourraient avoir joué un rôle dans les grandes extinctions d’espèce vivantes qu’a connues la Terre au cours de son histoire …
