Supernova 1987a: une nouvelle étude pour les théories de l’évolution des étoiles
Le nom de Supernova vient du mot Noba, "hisar berri". Le phénomène n'est pas nouveau: tout au long de l'histoire et tout au long de la préhistoire, peut-être, l'apparition d'une nouvelle étoile dans la masse a eu lieu à plusieurs reprises. Ceux qui pensaient que les étoiles étaient immuables (les appelaient fixes) devaient être surpris devant ces phénomènes dans le ciel antique.
Aujourd'hui, nous savons comment évoluent les étoiles. Comme nous savons que la source d'énergie des étoiles est l'énergie nucléaire, nous avons des modèles très précis de leur structure interne et nous pouvons prédire l'évolution en millions d'années à travers les ordinateurs. Il est intéressant de connaître la nature de l'instabilité qui a provoqué l'explosion de la supernova et le type d'étoiles qu'ils peuvent supporter. Le soleil peut-il exploser un jour ?
Malheureusement, notre galaxie est très pauvre en offrant des supernovae visibles, ce qui nous a empêché de disposer de données qui confirment la validité de nos théories. Au cours des mille dernières années seulement trois supernovae ont été détectés: 1054 (observé par des astronomes chinois), 1572 (observé par Tycho Brahe) et 1604 (vu par Johannes Kepler). C'étaient des objets brillants qui pouvaient être vus avec la lumière du jour. Cependant, en 1604, il n'y avait pas de télescopes par hasard.
On peut penser qu'ils seront créés plus supernovae, mais dans cette galaxie discoïdale il y a de grandes quantités de gaz et de poussière dans les étoiles très opaques à la lumière visible. En moyenne, quand la lumière d'une étoile a 3000 ans lumière, elle est 2,5 fois plus faible et les nuages moléculaires sont beaucoup plus opaques. Le diamètre de notre galaxie est d'environ 100.000 années-lumière. Par conséquent, la plupart des supernovae peuvent être invisibles de la Terre (lumière invisible, mais les émissions de radio et de neutrino seraient détectables). La solution est d'observer d'autres galaxies.
Ainsi, beaucoup d'informations sur les supernovae ont été accumulées. À la suite de ces observations, les supernovae ont été divisés en deux groupes: Ceux de la classe I, où les étoiles anciennes abondent, n'ont aucune trace d'hydrogène dans le spectre d'émission. Celles du type II proviennent de grandes régions de formation stellaire, dans les bras de galaxies spirales et de galaxies régulières, avec d'intenses lignes d'émission d'hydrogène dans le spectre. Comme on le croit aujourd'hui, les deux types suivent deux processus totalement différents qui conduisent à l'instabilité catastrophique de l'étoile.
La supernova type I se produit quand un nain blanc d'un système binaire enlève du matériel à son ami. Les étoiles binaires sont nombreuses dans la galaxie. Le nano blanc est une étoile très ancienne, très compacte et sa densité est l'électron le plus dégénéré (les plus denses qui admet le principe de Heisenberg). Cette situation équivaut à réduire toute la masse du Soleil à la taille de la Terre. La matière dégénérée est très incompressible de sorte que l'étoile ne peut pas la contracter, la chauffer et réagir nucléaires dans sa zone.
Si vous avez un champ gravitationnel violent, le transfert de masse est très simple si votre ami est un géant rouge étendu. Si le nain blanc atteint la masse de Chandrase Khar 1,4 fois la masse du soleil, l'instabilité se produit lorsque 15 millions de degrés sont atteints. Commencent alors les réactions nucléaires qui transforment l'hydrogène en hélium. Comme quatre noyaux d'hydrogène pèsent plus d'un noyau d'hélium, la chaîne de réaction est énergétiquement favorable et l'énergie résultante est transformée en radiation et neutrino. Le rayonnement nucléaire qui se produit dans la petite zone, plus la pression thermique du gaz, souffre de la gravité de l'étoile.
Dans ces conditions, l'étoile atteint un équilibre stable. Si l'étoile se contracte par une cause ou une autre, la température interne augmente et les réactions nucléaires sont très sensibles à la température, s'accélèrent et sa pression arrête l'effondrement. Si l'étoile commence à se développer, le contraire se produit. Par conséquent, l'étoile a un mécanisme intérieur, comme un thermostat, qui garantit l'équilibre entre la gravité vers l'intérieur et la pression thermique et nucléaire vers l'extérieur.
Ils produisent des éléments de plus grand poids atomique des réactions nucléaires. Les cendres générées par les feux nucléaires restent enterrées au cœur de l'étoile. La convection n'a pas assez de force pour affleurer ces déchets et le vent solaire ne peut pas les amener dans l'espace. La dernière étape de ces évolutions est le noyau de fer. Plus tard, les réactions ne sont pas énergétiques favorisantes, car il faudrait apporter de l'énergie pour pouvoir les réaliser. Seules les étoiles de grande masse atteignent cette situation. La masse est comparée au soleil. La masse minimale nécessaire pour transformer une étoile en supernova est 8 fois celle du Soleil. Dans les petites étoiles, le processus n'est jamais atteint jusqu'à l'obtention d'atomes de fer. Il devient du fer ; les électrons dégénérés ne peuvent supporter le poids de l'étoile et s'y effondrent ; cela produit brusquement des réactions nucléaires dans la zone et l'étoile explose.
Dans les supernovae type II il n'y a pas d'opérateur externe. Il se produit comme un ancien bâtiment qui tombe par rupture de fondations. Il est intéressant d'analyser ce processus, puisque la supernova de 1987 est du type II et nous fera revoir nos idées sur la structure stellaire.
Les étoiles se forment par condensation du gaz interstellaire. Il a la même composition chimique que le nuage interstellaire de naissance. S'il n'y a aucune autre force de compression, l'étoile s'effondrera par sa gravité. Au début, l'effondrement s'oppose à la pression du gaz stellaire qui est confiné et chauffé à moindre volume. Mais l'étoile ne peut pas confiner l'énergie thermique et celle-ci fuit dans l'espace sous forme de rayonnement. L'équilibre est inaccessible et l'effondrement est maintenu.
Fin de la contraction, pour développer la zone de l'étoile et d'analyser les étoiles qui ont épuisé le combustible nucléaire. Une étoile de ce type ne peut pas maintenir la stabilité parce que le mécanisme de thermostat des réactions nucléaires est terminé et la gravité qu'elle attend depuis des millions d'années souffre d'une revanche et s'effondre le cœur de l'étoile en peu de temps.
Une fois les réactions de conversion du silicium en fer terminées, tout se passe très vite. Selon les modèles théoriques, avec tout le matériel qui tombe en quelques millisecondes se forme une onde de choc. La contraction élève la température interne comme dans les cas précédents, mais cette fois aucun autre cycle nucléaire ne commence. Ainsi, les trois milliards de degrés sont atteints. Ceci est supérieur à la vitesse de photodésintégration du fer (ce qui signifie que l'énergie des photons est supérieure à l'énergie de liaison des nucléons) et que le noyau du fer se désintègre. Le noyau se désintègre complètement en protons, neutrons et particules alpha, détruisant la structure qu'il a requise pour former des millions d'années, revenant à son état initial. Il y a un paradoxe apparent que dans les processus qui ont conduit de l'hydrogène au fer, la quantité énorme de masse est devenue énergie et a rayonné dans l'espace. Comment pouvez-vous reculer maintenant? Le champ gravitationnel apporte l'énergie nécessaire pour générer la masse.
De plus, dans cette pression et cette température il y a une grande désintégration de bêta inverse : les électrons et les protons se combinent en formant des neutrons et la charge électrique disparaît. À ce moment-là, il y a une contraction brusque qui empêche les neutrons de s'approcher les uns des autres. L'onde de choc créée se reflète dans la zone et se propage brusquement vers l'extérieur en élargissant les restes stellaires vers l'espace. Il ne reste que la zone de l'étoile formée de neutrons, l'étoile à neutrons. Le bilan énergétique de ce processus est énorme : lorsque la luminosité est maximale, la supernova a une luminosité 10 fois supérieure au soleil, c'est-à-dire égale à la luminosité d'une galaxie entière. Tout au long de son évolution, il émettra 10 49 erg de lumière.
L'énergie cinétique du matériau projeté est 50 fois supérieure. Mais l'énergie cinétique et le rayonnement sont seulement 1% de l'énergie produite par la supernova (10 53 erg). L'autre a été émis sous une forme neutre. En traversant la coquille plus facilement que le rayonnement électromagnétique, ils échappent quelques secondes plus tôt. Les neutrinos traversent l'espace avec la vitesse de la lumière ou la vitesse du soleil, car leur masse est zéro ou presque zéro. (La limite maximale de 15 eV pour la masse de neutrinos de la supernova 1987 A a été atteinte. Cela a été un travail énorme de physique expérimentale).
Le modèle théorique actuellement accepté pour les supernovae type I implique que a) ces supernovae se produisent dans les régions de formation des étoiles, car en raison de la courte vie des étoiles massives meurent près de leur point de naissance; b) ayant les couches supérieures de l'étoile hydrogène non traitée, il faut voir les lignes d'hydrogène dans le spectre et c) produire de grandes quantités de neutrino. Ce modèle a été développé en étudiant supernovae qui se produisent dans d'autres galaxies et est compatible avec elles. Cependant, comme ces galaxies sont très éloignées (dix millions d'années lumière, sauf dans très peu de cas), la précision de notre observation est limitée. C'est pourquoi les astronomes attendent depuis des années un cadeau qui démontre leurs théories, qui a eu lieu le 24 février.
La supernova 1987 A se trouve dans le Grand Nuage de Magellan (la galaxie de notre galaxie est un petit satellite). Visible de l'hémisphère sud dans la constellation de Doradus. Le Grand Nuage de Magellan se trouve à 170.000 années-lumière de nous, ce qui a provoqué l'explosion de se produire il y a 170.000 ans, même si pour nous cela n'était pas possible. Sur une photo en couleur du nuage, vous pouvez voir deux zones différentes: le corps principal est une barre jaune.
Au nord-est de la barre se trouve la région 30 Doradus, connue comme la nébuleuse de la tarentule. Dans cette région, il ya beaucoup d'étoiles bleues brillantes qui nous racontent ce qui est la région de création des étoiles. Le superbon 1987 A a éclaté près de 30 Doradus, à savoir dans la région des étoiles bleues, où l'on pouvait prédire la supernova type II.
Depuis que cette supernova est apparue, ce sont les surprises. La première concerne l'identification de l'étoile qui a explosé. Pouvoir identifier l'ancienne par des photographies d'astronomes d'intérêt particulier. Ils pouvaient ainsi obtenir des informations implicites sur les étoiles supportant une supernova. Cependant, à ce jour, l'identification n'a pas été complète. La supernova 1987 A, le Sandule, coïncide avec l'étoile -69°202 avec l'erreur de quelques pourcentages de secondes d'arc. Cette étoile est un supergéant rouge de la classe B3. Cela semble se détacher des deux étoiles canadiennes proches de cet endroit, qui se trouvent à une distance d'un second arc.
Mais une semaine après l'explosion le satellite IUE (international ultraviolet explorer) a surpris le Sandule en annonçant que -69°202 continuait à briller. La même chose se passait avec ses amis. Quelle est l'étoile qui a éclaté ? Comme il n'y a aucun changement net, le Sandule -69°202 spécule avec l'idée qu'il pourrait être une étoile binaire. Le deuxième membre de ce système pourrait être un supergéant rouge type K et ne pouvait pas être différencié dans les photos de son brillant ami. Ce dernier pourrait être celui qui a explosé. Cependant, une explosion à proximité devrait cacher l'étoile Sandule -69°202 et cela n'a pas eu lieu.
Une autre surprise a été l'augmentation modérée de la luminosité dans la bande optique et la radio du spectre par rapport aux autres supernovae du même type. Cela semble indiquer que la coquille d'étoiles était petite.
Il semble que les processus qui se produisent dans la zone des étoiles sont mieux compris que ceux qui se produisent dans la coquille. Les quantités de neutrino reçues du SN 1987 A confirment le modèle de l'effondrement des supernovae type II.
Que se passe-t-il lorsqu'une supernova est créée dans l'environnement interstellaire ? Imaginons qu'une sphère maternelle comparable à la taille du Soleil s'étend dans l'espace à une vitesse de 16000 km/s. C'est une puissante onde de choc (qui balaie le gaz interstellaire, élimine la poussière cosmique et crée à l'intérieur une zone à haute température (1.10 degrés).
Cette bulle cosmique commence à se refroidir, d'abord par expansion puis par rayonnement. Cela se produit lorsque la température baisse au-dessous d'un million de degrés et il est possible d'observer la cause de l'émission auditive qu'elle produit. De cette façon, un objet similaire à la nébuleuse Cancer est créé. Nébuleuse située dans la constellation du Taureau, formée par l'expansion des restes de la supernova de 1054. Cette phase vous coûtera des centaines d'années. Si l'étoile à neutrons créée par la supernova a un champ magnétique violent (par pulsation), les électrons libres contenus dans le matériau qui est en train d'être espionné peuvent émettre un rayonnement de synchrotron, tant dans les radiofréquences que dans les superviseurs et les rayons X.
L'expansion de la bulle se poursuit pendant des milliers d'années et le résultat final est une sphère de gaz beaucoup plus chaude que le milieu interstellaire. Cette température est comprise entre 10-100 K. Ainsi, le milieu interstellaire adopte la forme d'un "gruyère". Ce sont des bulles presque vides, produites par l'explosion de supernovae. Ceux-ci sont séparés par des zones froides et compactes qui se connectent au fil du temps. Si l'onde en expansion trouve des nuages moléculaires, elle produit sa compression et peut commencer à former de nouvelles étoiles.
Parmi les effets cosmiques produits par une supernova se trouve l'enrichissement chimique de la galaxie. L'explosion disperse la carapace stellaire dans l'espace, composée d'hydrogène, d'hélium, de carbone, d'oxygène, de calcium, de magnésium, d'aluminium, de phosphore, etc. Comme dans la création de l'univers il semble impossible que dans l'espace interstellaire il y ait des éléments plus lourds que l'hélium, la présence de tous ces éléments dans l'espace est due à des supernovae. Il ya des traces en faveur de l'idée que l'enrichissement chimique de la galaxie a été initialement très rapide.
Cela signifie que la fréquence des supernovae était supérieure à celle actuelle. Il est curieux que jusqu'à présent aucune étoile ne soit détectée avec les mêmes composants essentiels de l'univers (hydrogène et hélium). Quelque chose de moins que la masse du Soleil et une étoile créée il y a dix milliards d'années, devrait être dans la phase de combustion de l'hydrogène. Il serait légitime de penser que lorsque notre galaxie a été formée des étoiles de grande masse qui sont morts en supernovae et qui sont responsables de la richesse chimique de la galaxie.
Nous analyserons un autre aspect de la supernova/composition chimique. Son importance du point de vue cosmique est moindre, mais elle nous touche directement aux êtres humains. Si les autres atomes qui forment nos structures de carbone, d'oxygène et de vie avaient de la mémoire, ils se souviendront peut-être avec affection de l'intérieur de l'étoile dans laquelle ils furent créés et du jour de catastrophe qu'une terrible explosion lança dans l'incertitude de l'espace. Puis, il y a environ 5 milliards d'années, la Terre s'est condensée sur la planète et est devenue l'une des structures les plus sophistiquées que l'ironie du destin a pu générer dans la Nature.
Si certains aspects de la supernova 1987 A ont été produits comme prévu par les modèles théoriques, d'autres échappent à notre compréhension. Le type d'étoiles qui créent des supernovae reste un problème en suspens. Si un jour des supernovae éclataient à proximité du soleil, regardez à quelle heure il a été, parce que vous pouvez être le premier homme qui l'a vu. Préparez-vous à penser que Betelgeuse (constellation d'Orio) peut exploser à tout moment entre dix et cent mille ans.
Il semble que dans les environs du Soleil il n'y a pas de candidate à la supernova. Mais comme les astronomes sont de très mauvais prédicateurs, pire que les météorologues, ne perdez pas espoir. Nous apprendrons a posteriori que l'univers est plus riche que nous ne le pensons. Cependant, il nous revient de continuer à travailler, peut-être de temps en temps pour nous rappeler que notre existence est liée à un bel univers, créatif et fantastique.
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