Nova, Supernova, Hypernova, Kilonova : tentative de synthèse
Comme le nom le suggère, une nova est initialement détectée comme une étoile neuve. En réalité, il s’agit d’une étoile existante, qui devient subitement beaucoup plus lumineuse : elle devient visible, alors qu’elle ne l’était pas auparavant.
L’étude plus approfondie des novas a permis de comprendre qu’il s’agit toujours d’étoiles en fin de vie, mais que différents mécanismes peuvent être à l’œuvre. Les noms utilisés au fur et à mesure des découvertes reflètent des quantités d’énergie dégagée toujours plus importantes : nova, supernova, etc. Mais les phénomènes les plus énergétiques ne sont pas forcément les plus brillants en lumière visible : les découvertes récentes en matière d’ondes gravitationnelles ont permis de mettre en évidence les kilonovas, qui n’avaient jamais été observées en lumière visible auparavant.
Nous proposons ci-dessous un tableau de synthèse des différents phénomènes et de leur caractérisation. Les textes A, B C et D qui suivent sont des explications plus détaillées de chacun d’eux.
NB : nous avons retenu de franciser les mots nova et supernova. Si on choisit de les écrire en latin, on doit dire novæ et supernovæ au pluriel. Nous avons retenu novas et supernovas.
| Nom | Nova | Supernova | Hypernova | Kilonova | ||
| Type | Ia | Ib, Ic | II | |||
| Source d’énergie | Thermonucléaire | Effondrement de cœur | Fusion d’étoiles à neutrons | |||
| Explication | A | B | C | D | ||
| Résultat | Naine blanche | Rien | Etoile à neutrons | Trou noir | Trou noir ou étoile à neutrons | |
| Sursaut gamma | Non | Sursaut long | Sursaut court | |||
| Ondes gravitationnelles | Non | Oui | ||||
| Visible | Oui | Non (ou presque) | ||||
Les étoiles sont souvent en couple : les systèmes doubles, ou triples, sont très fréquents dans l’univers. Quand un couple d’étoiles arrive en fin de vie, l’une d’elle peut devenir une naine blanche. C’est ce qui arrivera au Soleil à la fin de sa vie. La première naine blanche a été observée en 1862. Il s’agit de Sirius B, le compagnon de l’étoile Sirius. Sa présence explique le mouvement d’oscillation de Sirius sur le ciel observé depuis la Terre.
Une naine blanche est une étoile en fin de vie dans laquelle les réactions nucléaires se sont éteintes, ce qui a rompu l’équilibre entre les forces de contraction et d’expansion, qui la maintenait en place. En effet, une étoile vivante est à l’équilibre : d’un côté, sa masse tend à la faire se contracter sur elle-même ; de l’autre côté, les réactions nucléaires, qui dégagent de l’énergie, tendent à la dilater.
Lorsque les réactions nucléaires s’arrêtent, il n’y a plus de force de dilatation. Seule reste la force de gravité et l’étoile se contracte sur elle-même et devient extrêmement dense [une étoile de type solaire passe par d’autres stades, avant de devenir une naine blanche, mais ce n’est pas le sujet ici]. Une naine blanche de la masse du Soleil a un diamètre de l’ordre de celui de la Terre. Un centimètre cube de matière y pèse une tonne[1]. La naine blanche a trouvé un nouvel équilibre : la force d’attraction est compensée par la pression de dégénérescence exercée par les électrons et les neutrons. On dit que la matière dans cet état est dégénérée, car la densité y est tellement forte que la relation « normale » entre pression, volume et température ne s’y applique plus. Au contraire, les effets quantiques s’y appliquent à l’échelle macroscopique. La pression de dégénérescence est aussi appelée pression de Fermi ou pression quantique.
Si l’autre étoile du couple est une géante rouge, qui correspond au stade précédent de l’évolution stellaire, la différence de densité entre les deux astres est énorme. Dans ce cas, la naine blanche, très dense, peut arracher de la matière à son compagnon géante rouge, très peu dense, et donc qui retient mal sa matière. La matière ainsi arrachée « tombe » vers la naine blanche sous la forme d’un disque d’accrétion. Une fois tombée sur la naine blanche, la matière est soumise à une température et une pression telles qu’une réaction thermonucléaire s’enclenche, qui dégage une grande quantité d’énergie, rayonnée sous forme de lumière visible. Une étoile nouvelle semble naitre : c’est une nova.
La naine blanche n’ayant pas été détruite dans cet événement, elle peut continuer à arracher de la matière à son compagnon et le phénomène se reproduira quelque temps plus tard. On parle alors de nova récurrente. Ainsi, RS Ophiuchi a déjà été observée six fois : en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 et en 2006.
Dans certains cas, le disque d’accrétion de la matière qui tombe vers la naine blanche est instable, la température et la luminosité au sein du disque augmentent alors de façon périodique. Le phénomène est moins lumineux qu’une nova classique, on parle alors de nova naine.
[1]
Naturellement, on ne pourrait pas rapporter un centimètre cube de cette matière sur Terre : dès qu’elle sortirait de l’extrême force d’attraction qui la tient, la matière exploserait et se diluerait. La matière ne peut exister dans cet état que si elle est extrêmement confinée par la force d’attraction gravitationnelle qui s’exerce sur elle.
B. Supernova de type Ia – Explication du phénomène
Les conditions initiales sont les mêmes que pour une nova : une naine blanche arrache de la matière à son étoile compagnon. Cependant, dans le cas de la supernova de type Ia, la masse ainsi agglomérée est telle que la force de gravité qui tend à la contracter sur elle-même devient supérieure à la résistance qu’offrent les fermions qui composent l’étoile (pression de dégénérescence, ou pression de Fermi).
La masse résiduelle de l’étoile à partir de laquelle la force de gravité dépasse la pression de dégénérescence a été calculée en 1930 par le physicien Indien Chandrasekhar. On l’appelle donc limite de Chandrasekhar. Elle est égale à 1,44 masse solaire.
Autour de cette limite, la température du noyau, composé de carbone et d’oxygène, augmente encore, ce qui déclenche la fusion du carbone. Comme la matière est dégénérée, l’augmentation de la température résultant de la fusion du carbone n’augmente pratiquement pas la pression, qui pourrait la contrebalancer, et la réaction s’emballe. L’oxygène fusionne à son tour et dégage du silicium, d’où sa présence dans le spectre de la lumière émise.
L’énergie thermonucléaire ainsi dégagée est supérieure à l’énergie gravitationnelle qui maintenait l’étoile en place : la naine blanche est détruite dans l’explosion.
L’énergie dégagée par une supernova de type Ia est beaucoup plus importante que dans le cas de la nova, car c’est toute la masse de l’étoile qui explose. Dans la nova, seule la matière tombée à sa surface explose et l’étoile n’est pas détruite par l’explosion.
Pour résumer, une nova et une supernova de type Ia correspondent au même phénomène global : le déversement de matière d’une géante rouge vers une naine blanche. Dans la nova, la matière tombe « doucement » et fusionne à la surface de la naine blanche. Dans la supernova, c’est tout le cœur qui fusionne dans une réaction thermonucléaire explosive. La différence tient à la masse résiduelle de l’étoile : pour une nova, la naine banche ne dépasse pas la limite de Chandrasekhar, alors que la naine blanche qui est à l’origine de la supernova la dépasse.
Comme l’explosion d’une supernova de type Ia se produit dès que la naine blanche atteint 1,44 masse solaire, elle produit toujours la même quantité d’énergie. La luminosité absolue de l’événement est donc parfaitement connue. Ainsi, lorsqu’une telle explosion est repérée, en mesurant sa luminosité apparente, on connait précisément sa distance. Les supernovas de type Ia permettent donc de connaitre la distance des galaxies dans lesquelles elles se produisent. Pour cette raison, on les appelle parfois « chandelles standard ». Comme elles sont très lumineuses, elles permettent de connaitre la distance de galaxies très lointaines.
Scénario alternatif : il est également possible que la fusion de deux naines blanches crée une supernova de type Ia. Ce scénario était jusqu’à présent théorique, mais en 2015, un couple de naines blanches dont la fusion est proche (700 millions d’années, quand même) a été détecté. Les deux étoiles se rapprochent, car le système dissipe de l’énergie par l’émission d’ondes gravitationnelles. Les deux étoiles font approximativement une masse solaire. Au moment de leur fusion, la masse totale dépassera donc la fameuse limite de Chandrasekhar et donnera naissance à une supernova de type Ia.
C. Supernova par effondrement de cœur – Explication du phénomène
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La classification historique (type Ia, Ib, Ic et type II, etc.) était basée sur le spectre de la lumière émise lors de la supernova. On dispose désormais d’une meilleure compréhension des phénomènes en jeu. En fait, toutes les supernovas qui ne sont pas de type Ia correspondent à un scénario d’effondrement du cœur stellaire. C’est pourquoi nous avons décrit au paragraphe B les supernovas de type Ia et décrivons au paragraphe C les autres supernovas. |
Ce type de supernovas est généralement le plus connu du public : une étoile en fin de vie explose et crée un trou noir. Nous allons d’abord décrire le mécanisme de cette explosion et voir ensuite qu’elle ne laisse pas toujours derrière elle un trou noir : cela peut être une étoile à neutrons.
L’explosion de la supernova
Il s’agit ici d’une étoile très massive : au moins huit fois la masse du Soleil. Dans ce cas, lorsque l’étoile a fini de transformer son hydrogène en hélium, sa masse est telle qu’elle concentre suffisamment les atomes des éléments plus lourds pour qu’ils fusionnent et le processus peut continuer à l’équilibre. Le tableau qui suit donne l’ordre de fusion des éléments :
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Hydrogène –> |
Hélium |
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Hélium –> |
Carbone |
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Carbone –> |
Néon |
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Néon –> |
Oxygène |
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Oxygène –> |
Silicium / Soufre |
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Silicium / Soufre –> |
Fer / Nickel |
Toutes les réactions de fusion nucléaire dégagent de l’énergie, ce qui crée les conditions pour enclencher la fusion de l’élément suivant dans le tableau, sauf le fer. En effet, le fer est l’élément le plus stable et la fusion s’arrête. Le cœur devient inerte et il est composé de matière « dégénérée », comme on l’a vu dans la description du mécanisme de la naine blanche. La densité atteint une tonne par centimètre cube. Mais autour du cœur, les réactions nucléaires continuent et sa masse augmente jusqu’à dépasser la limite de Chandrasekhar, que nous avons vue lors de la description du mécanisme des supernovas de type Ia. Les atomes ne résistent plus à la pression : les électrons sont capturés par des protons, ce qui crée des neutrons et des neutrinos. Les neutrinos, qui interagissent peu avec la matière, sont libérés dans l’espace. Restent des neutrons : le cœur s’est transformé en une étoile à neutrons.
La densité de l’étoile à neutrons est de plus de 500 millions de tonnes par centimètre cube. C’est la densité d’un noyau atomique.
L’énergie ainsi libérée par l’effondrement gravitationnel est supérieure à l’énergie de fusion du cœur.
Les couches extérieures de l’étoile ne sont plus maintenues à l’extérieur par une fusion nucléaire et tombent vers le cœur. Mais celui-ci est devenu tellement dense qu’elles rebondissent sur lui et sont violemment éjectées vers l’extérieur. En effet, à cette densité, la force nucléaire est très répulsive. Les couches extérieures sont expulsées à des vitesses de l’ordre de 10 à 20% de la vitesse de la lumière.