Les composants de l’Univers

Origine et évolution :

Le mécanisme à l’origine d’une nova implique généralement un système binaire composé d’une naine blanche et d’une étoile compagnon moins massive. La naine blanche, extrêmement dense, attire la matière de son compagnon par effet de gravité. Au fil du temps, cette matière s’accumule sur la surface de la naine blanche. Lorsque la masse accumulée atteint un seuil critique, une réaction de fusion thermonucléaire s’enflamme à la surface de la naine blanche, provoquant une explosion.

L’explosion d’une nova est relativement brève. Elle atteint son pic de luminosité en quelques heures ou jours. Celle-ci peut atteindre plusieurs milliers de fois la luminosité initiale, puis décroît progressivement sur plusieurs semaines ou mois. Cette brièveté est due au fait que la réaction de fusion thermonucléaire est limitée à la surface de la naine blanche.

Après l’explosion, la majeure partie de la matière éjectée se disperse dans le milieu interstellaire, tandis que la naine blanche retourne à un état de quiescence. Le processus peut se répéter si l’étoile compagnon continue de transférer de la matière à la naine blanche. Certaines novae sont donc récurrentes, tandis que d’autres ne se produisent qu’une seule fois.

Caractéristiques :

• Composition chimique : Le spectre lumineux d’une nova révèle la présence d’éléments légers, comme l’hydrogène et l’hélium, ainsi que d’éléments plus lourds produits lors de la fusion nucléaire (carbone, azote, oxygène).
• Taille et masse : La taille de l’étoile ne change pas significativement lors d’une nova, mais la luminosité augmente considérablement. La masse de la naine blanche reste également sensiblement la même après l’explosion.

Exemples de novæ :

De nombreuses novæ ont été observées au cours des siècles. L’une des plus célèbres est la Nova de Tycho Brahé, repérée en 1572. Les télescopes modernes, équipés de détecteurs sensibles, permettent aujourd’hui de découvrir de nouvelles novæ à un rythme soutenu.

Autre nova observée plus récemment, T Pyxidis est un excellent exemple de nova récurrente. Située dans la constellation de la Pyxide, cette étoile a été observée en éruption à plusieurs reprises au cours du XXe siècle, notamment en 1890, 1902, 1920, 1944 et 2002.

Observations et missions spatiales :

Les novæ sont observées dans différentes longueurs d’onde, du visible aux rayons X. Les télescopes spatiaux comme Hubble et Chandra ont fourni des images détaillées de novæ et ont permis d’étudier leur évolution temporelle. Des missions comme Gaia et ZTF (Zwicky Transient Facility) ont également permis de découvrir de nombreuses novæ et de mieux comprendre leurs propriétés.

Les mécanismes à l’origine des supernovæ :

Deux principaux mécanismes peuvent conduire à une supernova :

• Supernova à effondrement de cœur: Ce type de supernova survient à la fin de la vie d’une étoile massive (au moins 8 fois la masse du Soleil). Lorsque le cœur de l’étoile, principalement composé de fer, ne peut plus produire d’énergie par fusion nucléaire, il s’effondre sous l’effet de sa propre gravité. Cet effondrement déclenche une onde de choc qui disloque les couches externes de l’étoile, donnant naissance à une explosion cataclysmique.
• Supernova de type Ia: Ce type de supernova résulte de l’explosion d’une naine blanche qui a accumulé trop de matière en provenance d’une étoile compagnon dans un système binaire. Lorsque la masse de la naine blanche dépasse une limite appelée limite de Chandrasekhar, une réaction de fusion thermonucléaire incontrôlée se produit, détruisant complètement l’étoile.

Une supernova est un événement beaucoup plus énergétique et plus long qu’une nova. L’augmentation de luminosité est plus lente, pouvant prendre plusieurs jours ou semaines. Le pic de luminosité peut être maintenu pendant plusieurs mois, puis la décroissance peut s’étaler sur plusieurs mois ou même des années. En effet l’explosion d’une supernova implique la destruction complète d’une étoile massive ou d’une naine blanche. Les débris de l’explosion se dispersent dans l’espace sur une période beaucoup plus longue que pour une nova, ce qui explique la durée plus importante du phénomène lumineux.

La vidéo ci-dessus (CEA) présente les mécanismes d’explosion d’une étoile en supernova.

Caractéristiques des supernovæ :

• Luminosité: Les supernovæ sont des objets extrêmement lumineux, pouvant briller des milliards de fois plus intensément que le Soleil à leur maximum.
• Spectre: Le spectre lumineux d’une supernova révèle la présence d’éléments lourds produits lors de l’explosion, tels que le silicium, l’oxygène, le magnésium et le fer.
• Rémanents: Après l’explosion, un rémanent de supernova se forme. Il peut s’agir d’une nébuleuse en expansion composée de gaz et de poussières, d’une étoile à neutrons ou d’un trou noir, selon la masse initiale de l’étoile.

Exemples de supernovæ :

• SN 1054: Cette supernova, observée par les astronomes chinois en 1054, a donné naissance à la nébuleuse du Crabe, l’un des objets les plus étudiés en astronomie.
• SN 1987A: Observée dans le Grand Nuage de Magellan en 1987, cette supernova a été l’une des plus étudiées de l’histoire. Elle a permis de confirmer les théories sur l’effondrement gravitationnel des étoiles massives et a fourni des informations précieuses sur les neutrinos.

Découvertes et observations :

Les supernovæ ont été observées depuis l’Antiquité, mais leur nature n’a été comprise qu’au XXe siècle. Les télescopes modernes, équipés de détecteurs sensibles, permettent aujourd’hui de découvrir de nouvelles supernovæ à un rythme soutenu. Des missions spatiales comme Kepler, TESS et Gaia ont notamment permis de découvrir de nombreuses supernovæ et d’étudier leur évolution temporelle.

Importance des supernovæ :

Les supernovæ jouent un rôle crucial dans l’évolution des galaxies. Elles enrichissent le milieu interstellaire en éléments lourds essentiels à la formation de nouvelles étoiles et de planètes. Les supernovæ peuvent notamment déclencher la formation d’étoiles massives dans les nuages moléculaires géants.

Les kilonovæ, également appelées macronovæ ou supernovæ à processus r, sont des événements astrophysiques transitoires d’une extrême violence. Contrairement aux novæ, qui résultent de la fusion thermonucléaire à la surface d’une naine blanche, et aux supernovæ, marquant la mort explosive d’une étoile massive, les kilonovæ naissent de la fusion de deux étoiles à neutrons ou d’une étoile à neutrons et d’un trou noir.

Elles se distinguent par leur luminosité exceptionnelle, environ mille fois supérieure à celle d’une nova classique mais inférieure à celle d’une supernova. Cette émission lumineuse provient de la désintégration radioactive d’éléments lourds, tels que l’or et le platine, synthétisés lors de la fusion. Leur courbe de lumière se caractéristique par une montée rapide (équivalente à celle d’une nova) suivie d’une décroissance de plusieurs semaines ou plusieurs mois, plus lente que celle d’une nova mais plus rapide que celle d’une supernova.

Détection des kilonovæ :

Les kilonovæ ont été découvertes relativement récemment. En 2017 les instruments LIGO et Virgo ont annoncé la détection de l’onde gravitationnelle GW170817, qui a été identifiée comme provenant de la fusion de deux étoiles à neutrons. Cet événement a également été observé sous forme de sursaut gamma, puis quelques heures plus tard par des télescopes optiques identifiant la kilonova associée. Les kilonovæ sont en effet des sources intenses d’ondes gravitationnelles.

Les hypernovæ représentent l’un des événements les plus énergétiques et spectaculaires de l’Univers. Bien qu’elles partagent certaines similitudes avec les supernovæ classiques, les hypernovæ se distinguent par leur luminosité exceptionnelle et les mécanismes physiques sous-jacents.

Une hypernova est une explosion stellaire extrêmement puissante, plusieurs centaines de fois plus lumineuse qu’une supernova typique. Elle résulte de l’effondrement d’une étoile extrêmement massive, généralement plusieurs dizaines de fois plus massive que le Soleil. Cet effondrement cataclysmique libère une quantité d’énergie phénoménale, propulsant de la matière à des vitesses proches de celle de la lumière et émettant un intense rayonnement gamma.

Il s’agit d’un phénomène rare qui se produirait environ une fois tous les 200 millions d’années dans notre galaxie.

Les mécanismes à l’œuvre :

Plusieurs mécanismes ont été proposés pour expliquer les hypernovæ :

• Un effondrement direct en trou noir: Dans ce scénario, le cœur de l’étoile s’effondre directement en un trou noir, sans former d’étoile à neutrons intermédiaire. L’accrétion de matière sur le trou noir produit des jets de particules très énergétiques qui perforent l’étoile et créent l’explosion.
• Une instabilité de paire: Dans cette hypothèse, les photons gamma produits au cœur de l’étoile créent des paires électron-positron, ce qui réduit la pression interne et accélère l’effondrement.
• Un magnétar: Certaines hypernovæ pourraient être associées à la formation d’un magnétar, une étoile à neutrons avec un champ magnétique extrêmement intense.

Les conséquences des hypernovæ :

Les hypernovæ ont un impact considérable sur leur environnement :

• Formation d’éléments lourds: Les conditions extrêmes créées lors d’une hypernova favorisent la synthèse d’éléments lourds, tels que l’or et le platine.
• Création de sursauts gamma: De nombreuses hypernovæ sont associées à des sursauts gamma, les explosions les plus lumineuses de l’Univers.
• Perturbation du milieu interstellaire: L’onde de choc produite par l’explosion peut par exemple déclencher la formation de nouvelles étoiles.

Détection des hypernovæ :

La détection des hypernovae est un défi majeur en raison de leur rareté et de leur courte durée. Les télescopes spatiaux, tels que ceux de la mission Swift, jouent un rôle crucial dans la détection des sursauts gamma associés aux hypernovæ.