5ème Anniversaire Supernova SN987A (II)
Dans le prochain numéro, nous avons fini avec l'apparition de l'anneau entourant la supernova. Maintenant, nous allons continuer avec le même anneau, parce que nous avons pu calculer exactement la distance de la Terre à la supernova. Le Hubble Space Telescope n'était pas le seul à être analysé. Avant, quelques semaines après l'explosion, le satellite International Ultraviolet Explorer (IVE) a recueilli les lignes spectrales d'ultraviolet émises par l'anneau. L'émission était la conséquence de l'excitation provoquée par le rayonnement provoqué par l'explosion et l'étude des lignes montrait qu'elle ne provenait pas des nuages de gaz lancés par la supernova, mais du gaz immobile dans la zone. Quand on a vérifié que ce gaz était l'anneau mentionné, les observations faites par les deux vaisseaux spatiaux ont pu être comparées pour calculer la distance à laquelle nous avons fait référence.
L'IVE a mesuré le diamètre de l'anneau avec un résultat de 1,36 année-lumière. Le Hubble Telescope a mesuré l’arc qui occupe l’anneau, celui-ci étant de 1,66”. Pour que la valeur du diamètre donne la mesure de l'arc indiqué, l'anneau devait être à 170.000 années-lumière. Indirectement, vous obtenez une valeur très fiable de la distance à la Grand Nuage (jusqu'à LMV) de Magellan. Cette donnée avait déjà été calculée à partir de la clarté des étoiles du LMC (principalement céphales). La valeur obtenue par cette méthode était légèrement inférieure, 160.000 années lumière. Nous savons donc que les distances que nous donne cette dernière méthode doivent être corrigées, car elles doivent être légèrement plus longues.
Analysons maintenant la courbe de luminosité de SN1987 A. Normalement, la luminosité des premiers jours de la supernova est basée sur l'onde de choc provoquée par l'explosion des étoiles. Cette onde chauffe et étend la couche externe de l'étoile. En ce qui concerne la luminosité, la diffusion a deux effets contraires. D'une part, il réduit la température en diminuant l'intensité d'émission et en changeant la couleur de l'étoile de bleu à rougeâtre. D'autre part, il augmente considérablement la surface émise et rend l'étoile plus diffuse en facilitant la fuite de rayonnement. Ces deux derniers effets sont initialement plus efficaces et l'intensité augmente considérablement jusqu'à atteindre la luminosité maximale.
Notre supernova, cependant, a quelques anomalies dans ces premières étapes. Dans les sept premiers jours de sa création, la clarté s'est affaiblie. Par la suite, il se fortifia particulièrement lentement, sans lier le maximum jusqu'au 3 juin, jour centenaire de la vie de la supernova. De même, le maximum de luminosité était bien inférieur à celui prévu, malgré 250 millions de fois la luminosité du soleil. Les calculs montrent la nécessité d'une autre source d'énergie qui a chauffé les couches d'émission à partir de l'année quarante. Sinon, l'effet réfrigérant de l'expansion pourrait s'imposer provoquant une décadence. Voyons quelles explications nous avons pour ces problèmes. (La figure 1 représente l'évolution des 120 premiers jours de la luminosité de la supernova).
Le flash UV initial n'a pas une explication claire. La lenteur de la montée postérieure et la faible valeur du maximum sont expliquées par la nature de l'étoile que nous avons exposée dans le numéro précédent. Une fois les couches supérieures perdues, l'étoile est plus petite et plus compacte. Par conséquent, il faut une plus grande partie de l'énergie de l'onde de choc pour étendre l'étoile et faire assez diffus pour que la lumière soit éjecté. Par conséquent, l'énergie est réduite pour chauffer l'étoile.
En ce qui concerne la nouvelle source d'énergie, nous devons certainement trouver la réponse en éléments radioactifs. L'énorme température et la pression exercée par l'onde de choc provoquent de nombreuses réactions de fusion d'éléments légers, dont ceux qui produisent l'élément radioactif Ni56. Le Nickel 56 se désintègre avec le Cobalt 56. Sa demi-vie est à peine 6,1 jours, à savoir la masse de nickel qui a été formé, environ 0,7 de la masse du soleil, a disparu rapidement. Le Co56 est désintégré avec des rayons et Fe56, mais avec une durée de 77 jours de vie moyenne. (Le fer 56 est un fer normal, c'est-à-dire stable).
En fait, à partir du jour 120 la diminution de la luminosité de la supernova se produit avec la même période. Par conséquent, les éléments radioactifs mentionnés ont maintenu la luminosité de la supernova. Le processus consiste en ce que les électrons présents dans le gaz en expansion dispersent les rayons gamma qui sont générés dans la désintégration, en évitant l'énergie et donc en les transformant en fréquences de rayons X. Bien sûr, cette énergie perdue est celle qui chauffe le gaz. La bonne affirmation de ce processus nous est revenue à travers les satellites: En décembre 1987, le satellite Solar Maximun Mission (SMM) a reçu des rayons gamma de fréquence adéquate. Auparavant, le SMM lui-même, le satellite japonais Ginga et le soviétique Mir avaient reçu des rayons X.
Comme on peut le voir dans la figure 2, pendant quelques années la diminution des émissions dépendait de la proportion de désintégration du Co56 jusqu'à l'épuisement de l'élément. Ensuite, le Co57 semble être responsable de la luminosité de la supernova. Cet isotope du cobalt a été créé moins, mais a une vie moyenne plus longue. Par conséquent, il dure plus longtemps. Cependant, jusqu'à présent, la ligne spectrale du Co57 n'a pas été détectée. Si cette source d'énergie n'est pas confirmée, une autre alternative serait l'étoile à neutrons qui pourrait générer la supernova.
Aujourd'hui, la luminosité de la supernova n'est que cent fois plus grande que celle du Soleil, comme un pour cent de la luminosité de l'étoile avant son éclatement. S'il s'affaiblit plus profondément, les astronomes auront du mal à continuer à étudier, car les deux autres étoiles qui sont à leurs côtés resteront complètement couvertes. Nous pouvons déjà dire que la supernova est morte et l'attention a été portée sur les effets de l'onde de choc sur la matière qui entoure la supernova. Au milieu des années 1990, par exemple, les premières ondes radio ont été recueillies après l'explosion à proximité du superonu. Pour l'année 2000, l'onde atteindra l'anneau mentionné ci-dessus. Apparemment, ce sera un spectacle surprenant et l'émission sera violente non seulement dans la lumière visible, mais aussi dans le domaine des rayons X et des ondes radio.
Comme vous pouvez le constater, toutes les informations obtenues jusqu'à présent concernent les couches et les médias situés à l'extérieur de la supernova, car les couches intérieures sont encore opaques pour tous les types de radiations et donc ne permettent pas la sortie du rayonnement du noyau. Nous ne savons pas si l'étoile à neutrons a été formée ou le trou noir. Les données obtenues sont favorables à l'hypothèse de l'étoile à neutrons, mais il serait possible que le gaz qui se développe initialement soit sous le champ de gravité de l'étoile à neutrons, tombant par la suite. On estime qu'une heure plus tard, un dixième de la masse du soleil pourrait tomber. Ainsi, selon la masse et l'état initial de l'étoile à neutrons pourrait devenir un trou noir.
Pour arriver à la transparence et connaître ce qui est au cœur de la supernova, on ne peut pas prévoir combien de temps il faudra, mais il peut y avoir de nombreuses années. Il y a des calculs qui indiquent qu'il faudra environ 300 ans, mais comme nous l'avons dit plus haut, il est très dangereux de dépasser ce problème.
ÉPHÉMÉRIDES SEPTEMBRE SOLEIL: le 22 septembre à 18 h 42 min (UT) est mis en Balance. L'automne commence.
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