Dans la vie de chaque étoile d’une masse supérieure à 8 masses solaires, il arrive un moment où, pendant quelques semaines, elle égale, voire dépasse de plusieurs fois, la luminosité de sa galaxie, qui compte des milliards d’étoiles. Ce processus de fin de vie d’une étoile s’appelle l’explosion d’une supernova. Mais dans l’histoire des galaxies se produisent parfois des événements encore plus importants, lorsque des étoiles d’une masse supérieure à 40 masses solaires explosent, et la luminosité de ces étoiles hypernovae et l’énergie libérée lors de leurs explosions sont au moins 10 fois supérieures à l’énergie libérée lors de l’explosion de supernovae ordinaires.
Table des matières
La durée de vie des étoiles
Diagramme de Hertzsprung-Russell montrant la durée de vie des étoiles
La vie des étoiles naines (comme notre Soleil) est lente et paisible : elles se déplacent le long de la diagonale de la séquence principale pendant plusieurs milliards d’années, dans une direction droite vers le bas, jusqu’à ce qu’elles deviennent des géantes rouges. Après avoir épuisé leur combustible d’hydrogène, elles grossissent et déclenchent la réaction de l’hélium. Après avoir progressivement épuisé son combustible d’hélium, l’étoile (n’ayant pas assez de masse pour déclencher d’autres réactions thermonucléaires) se débarrasse de son enveloppe, se transforme en naine blanche et s’éteint lentement.
La vie des étoiles géantes (à partir d’une masse de 8 milliards de soleil) est brillante et courte : elle s’étend sur des dizaines ou des centaines de millions d’années, de gauche à droite sur le diagramme, et se termine par l’explosion d’une supernova. À ce moment-là, l’étoile éclipse pendant quelques semaines toute la galaxie (qui compte des milliards d’étoiles) et s’éteint, laissant derrière elle une étoile à neutrons ou un trou noir.
Mais la vie des étoiles Wolf-Raye, dont la masse atteint 150 masses solaires (la limite théorique de la formation d’étoiles) et parfois… la dépasse, est encore plus pittoresque ! Les scientifiques pensent que ces étoiles gigantesques sont issues de la fusion de deux étoiles proches dans un système de paires. Ces étoiles gigantesques se déplacent à une vitesse fulgurante (selon les normes astronomiques), brûlant tout leur hydrogène pour former du fer en quelques centaines de milliers d’années seulement, puis explosent avec une luminosité si aveuglante qu’elles deviennent comparables à la luminosité de toutes les étoiles de l’univers visible réunies. C’est ainsi que se forment les hypernovae.
Classification des supernovae
Graphique comparant la luminosité des différents types de supernovae
- Ia — ne contiennent pratiquement pas d’hydrogène. Elles se forment à partir de naines blanches par accrétion de matière d’une autre étoile dans un système double (au moment où leur masse atteint la limite de Chandrasekar de 1,44 masse solaire).
- Ib et Ic — ne contiennent pas d’hydrogène, mais de grandes quantités de silicium. Ce sont des étoiles massives qui explosent après s’être débarrassées de leur enveloppe d’éléments légers (le type Ic a un vent stellaire si puissant qu’il éjecte la quasi-totalité de son hélium).
- IIb — contiennent une concentration anormalement élevée d’hélium. Elles se forment dans les étoiles doubles en raison de l’écoulement de l’enveloppe vers l’étoile compagnon.
- IIn — ont des bandes d’émission étroites (non caractéristiques des supernovae). Les supernovae ordinaires perdent leur enveloppe dans différentes directions à un rythme effréné (ce qui rend les lignes d’absorption floues). Ces supernovae sont formées d’étoiles Wolf-Raye qui, en raison de leurs puissants vents stellaires, forment autour d’elles une nébuleuse de gaz qui réémet l’énergie libérée lors de leur explosion.
- Les étoiles II-P et II-L se caractérisent par un processus de désintégration lent mais une luminosité plus faible. La source de ce comportement est considérée comme la performance de l’enveloppe jetée de l’étoile en tant que tampon pour l’énergie de l’explosion. La source du plateau dans le graphique de luminosité des supernovae de type II-P est considérée comme la recombinaison de l’hydrogène avec une augmentation graduelle de sa transparence.
La classification des étoiles supernovae peut sembler très étrange à première vue. Mais il n’y a rien d’étonnant à cela si l’on remonte dans le temps : historiquement, la première propriété que les astronomes ont pu mesurer dans les propriétés des supernovae a été le spectre de leur rayonnement, qui a permis de déterminer la composition chimique de l’étoile. Partant logiquement du principe que les étoiles qui n’observent pas d’hydrogène sont plus anciennes, ils les ont regroupées dans le type I, et pour les étoiles «jeunes» leur ont attribué le type II.
Plus tard, la «grande règle» est apparue dans l’arsenal des scientifiques : le décalage vers le rouge, qui a permis de mesurer la distance des objets les plus éloignés de l’univers. Il s’est ensuite avéré que les différents types de supernovae — Ic et IIn — sont les mêmes que les hypernovae émettant une énergie monstrueuse (qui partent de nébuleuses planétaires et dont la teneur en éléments chimiques plus lourds que l’hélium est différente), mais la classification en hommage à l’histoire n’a pas changé.
Histoire de la découverte des hypernovae
En août 1963, les quatre États dotés d’armes nucléaires avaient déjà procédé à quelque 600 essais, dont les dix engins nucléaires les plus puissants de l’histoire. Cela a conduit à plusieurs incidents de contamination de la zone proche des sites d’essai et à l’irradiation de personnes n’ayant pas participé aux essais. En outre, une nette augmentation du rayonnement de fond et de divers radionucléides dans l’air a été enregistrée sur l’ensemble de la Terre :
Graphique de l’évolution des niveaux atmosphériques de radiocarbone 14 par rapport aux niveaux naturels
Une paire de satellites Vela en préparation pour le lancement.
En outre, la crise des missiles de Cuba, qui a failli déboucher sur une guerre nucléaire entre l’URSS et les États-Unis, a eu lieu récemment. Conscients que quelque chose devait changer dans cette situation, les dirigeants des puissances nucléaires ont conclu un traité interdisant les essais d’armes nucléaires dans l’atmosphère, l’espace extra-atmosphérique et sous l’eau. Pour surveiller l’application de ce traité par l’Union soviétique, les États-Unis ont construit plusieurs satellites Vela, dont la première paire a été mise en orbite le 17 octobre 1963 :
Au total, 12 satellites de cette série ont été lancés et n’ont détecté aucune irrégularité, mais le 2 juillet 1967, les satellites n° 3 et n° 4 de cette série ont détecté une explosion de rayons gamma d’une durée de quelques secondes, dont la source ne pouvait être associée à aucun des dispositifs nucléaires existant à l’époque ni à aucun autre phénomène physique connu à ce moment-là. En juillet 1972, 16 éclairs de ce type, d’une durée de l’ordre de la seconde, avaient déjà été détectés. Après que l’armée a vérifié que ces événements n’avaient pas d’origine militaire, ils ont été publiés par le laboratoire de Los Alamos (qui dirigeait le projet Vela) dans l’Astrophysical Journal environ un an plus tard.
L’astronaute Apt Jerome sort de la navette spatiale Atlantis pour déployer une antenne bloquée de l’observatoire Compton.
La source de ces flashs a beaucoup intéressé les scientifiques, mais le lancement d’un observatoire Compton dédié à cet effet n’a pu se faire que le 5 avril 1991 à bord de la navette «Atlantis». Avec son poids de 17 tonnes, cet observatoire était la plus grande charge utile lancée par la navette à l’époque, et un ensemble de 8 détecteurs omnidirectionnels identiques, l’instrument BATSE, un spectromètre à scintillation et deux télescopes à rayons gamma COMPTEL et EGRET de différentes gammes d’énergie ont permis avec une précision modérée de déterminer les lieux d’où provenaient les éclairs. L’observatoire a pu enregistrer 2704 sursauts gamma avant sa désorbitation contrôlée le 4 juin 2000 (causée par la défaillance de l’un de ses gyroscopes) :
Répartition des sursauts gamma enregistrés par l’observatoire Compton
Les signaux provenaient uniformément de toutes les parties du ciel, ce qui signifie que leur source n’était pas localisée dans notre galaxie et provenait de l’extérieur. Cela signifie que leur source était beaucoup plus éloignée qu’on ne le pensait et qu’elle devait être d’une puissance vraiment gigantesque. Les premières tentatives de recherche de ces événements à l’aide de télescopes optiques étaient déjà en cours, mais en raison de la précision limitée de l’observatoire, qui n’était que de 1 à 10 degrés, la recherche n’a pas été couronnée de succès.
Le satellite HETE avant son lancement
La situation a changé radicalement avec la mise en orbite du satellite BeppoSAX, dont la précision de mesure est de l’ordre de la minute d’arc. Le 28 février 1997, il a réussi à enregistrer un sursaut gamma GRB 970228, qui a pu être détecté par des télescopes au sol. Le 14 décembre, le troisième sursaut visible GRB 971214, dont la source s’est avérée être à 12 milliards d’années sv. de nous — les données obtenues lors de son observation ont indiqué que la source qui l’avait émis devait être la plus puissante depuis le Big Bang !
Mais pour déterminer de manière fiable la nature des sources de ces sursauts gamma, il a fallu attendre l’événement du 29 mars 2003, qui a déjà été associé avec une grande fiabilité à l’explosion d’une étoile hypernova. Le minuscule satellite HETE (pesant seulement 128 kg) lancé sous l’aile d’un bombardier B-52 à l’aide d’une fusée Pegasus a pu le détecter.
Principaux événements
- GRB 670702 (2 juillet 1967) — le premier sursaut gamma enregistré par l’humanité, qui peut être considéré comme l’anniversaire de l’astronomie gamma.
- GRB 970228 (28 février 1997) — premier sursaut gamma enregistré dans le domaine visible, la distance exacte n’a pas pu être déterminée.
- GRB 971214 (14 décembre 1997) — troisième détection d’un sursaut gamma dans le domaine visible, la distance de l’objet selon le décalage vers le rouge était de 12 milliards d’années sv.
- GRB 030329 (29 mars 2003) — le premier sursaut gamma associé de manière fiable à l’explosion d’une étoile hypernova.
- GRB 080319B (19 mars 2008) — l’un des plus puissants sursauts gamma s’est produit à une distance de 7,5 milliards d’années sv. de nous, et a pu être observé à l’œil nu pendant 30 secondes ! Une heure avant cet événement, Sir Arthur C. Clarke est décédé — on peut donc dire que l’Univers lui-même est venu rendre un dernier hommage à ce célèbre écrivain.
- GRB 080916C (16 septembre 2008) — le plus puissant sursaut gamma enregistré dans l’histoire de l’astronomie à rayons X. Il a libéré une énergie de l’ordre de 8,5 milliards de dollars. Il a libéré une énergie de l’ordre de 8,8*10^47 J. Pour obtenir cette énergie lors de l’explosion de cette étoile géante Wolf-Raye, il a fallu transformer au moins cinq masses solaires en énergie pure, soit mille milliards de quadrillions de fois plus d’énergie que l’humanité n’en a reçu de toutes les sources disponibles !
Menace possible pour la vie sur Terre
Pour l’instant, ce plan n’a rien de menaçant pour nous, car le candidat le plus proche à la supernova est Bételgeuse, située selon diverses estimations à une distance de 495 à 640 années sv., alors que selon les idées modernes, le rayon dangereux pour la vie sur Terre de l’explosion d’une supernova est d’environ 160 années sv. Pour une étoile hypernova (compte tenu de sa puissance supérieure d’un ou deux ordres de grandeur), le rayon dangereux est de 500 à 1500 années sv. Mais pour l’instant, le candidat le plus proche à l’hypernova est Eta Kila A, qui se trouve à une distance de 7,5 milliers d’années sv.
Si Eta Kila A n’a pas le temps de perdre suffisamment de masse par le vent stellaire et explose comme une hypernova, même à une telle distance, sa luminosité devrait se situer entre celle des supernovae de 1006 et 1054, éclipsant la luminosité de Vénus. Au moment de sa transformation en supernova, Bételgeuse devrait avoir une luminosité égale à celle de la pleine lune.
Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023