Une image composite formée de photos de l'observatoire de Las Cumbres et du télescope spatial Hubble montrant la supernova à capture d'électrons 2018zd (le cercle, en haut à droite) et sa galaxie hôte NGC 2146 (vers la gauche). © Nasa/STScI/J. DePasquale ; Observatoire de Las Cumbres
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Supernova à capture d'électrons : un nouveau type de mort d'étoiles

ActualitéClassé sous :Astronomie , Supernova , SN 2018zd

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Après les supernovae à antimatière, voilà les supernovae à capture d'électrons. Le concept est vieux de 40 ans environ mais une série d'observations solides semblent montrer que l'Univers était au courant de la spéculation des astrophysiciens et que la supernova SN 2018zd est bien un exemple de ce phénomène exotique qui décrit peut-être également la fameuse supernova de 1054.

Une équipe internationale d'astrophysiciens vient de faire savoir que le premier exemple convaincant d'un type de supernova exotique prédit théoriquement depuis presque 40 ans, notamment par des simulations numériques savantes, avait enfin été découvert. Ces chercheurs viennent en effet de publier un article dans Nature Astronomy  (une version est disponible sur arXiv) au sujet de la supernova SN 2018zd qui s'est produite dans la galaxie NGC 2146, à environ 31 millions d'années-lumière de la Voie lactée.

Les photons de SN 2018zd sont d'abord tombés dans les filets du Las Cumbres Observatory mais, comme la supernova possédait plusieurs anomalies qui ne permettaient pas de la faire rentrer dans le cadre des deux grands types de supernovae désormais bien connus, les astrophysiciens ont plongé dans les archives astronomiques de la noosphère qui avait gardé la mémoire d'observations de la galaxie NGC 2146, faites avec le télescope Hubble. Les images de cette galaxie spirale barrée, située dans la constellation de la Girafe, ont révélé que l'étoile génitrice de SN 2018zd était une étoile massive dite sur la branche super-asymptotique des géantes (super-asymptotic giant branch ou Sagb en anglais).

L'astrophysique nucléaire, la clé des supernovae

Rappelons que c'est au début des années 1930 que les astrophysiciens Walter Baade et Fritz Zwicky ont pris conscience qu'il fallait introduire en astronomie une nouvelle catégorie de novae, ces étoiles transitoires très brillantes apparaissant une seule fois dans le ciel pour ensuite disparaitre à jamais. Le nom qu'ils proposent alors va faire fortune : supernova. En compagnie de Rudolph Minkowski, astronome et neveu du célèbre mathématicien, Hermann Minkowski, Baade se rend compte que ces supernovae peuvent également être séparées en deux types, en fonction de leurs raies spectrales et des caractéristiques des courbes de lumière dont les évolutions au cours de plusieurs semaines ne sont pas les mêmes notamment. D'autres divisions s'ajouteront mais ces travaux sont à l'origine de la classification moderne avec des SN II et les SN Ia.

Le film d'animation La vallée de stabilité montre comment la physique nucléaire est à l'œuvre dans les étoiles et fabrique la matière dont nous sommes faits. Nous découvrons que les étoiles vivent en fusionnant des noyaux en leur cœur, et comment la fin catastrophique de certaines d'entre-elles crée les noyaux les plus lourds. © CEA, Animea 2011

Toujours dans les années 1930, Walter Baade et Fritz Zwicky comprennent, très peu de temps après la découverte par Chadwick du neutron en 1932, que certaines supernovae sont des explosions gigantesques. Elles accompagnent l'effondrement des étoiles qui vont devenir des étoiles à neutrons. En 1938, Robert Oppenheimer exploite, avec son étudiant Volkoff, des résultats de Richard Tolman portant sur des sphères de fluides en relativité générale, et effectue les premiers véritables calculs sur le concept d'étoiles à neutrons. Dès 1939, ces deux chercheurs les présentent comme des noyaux atomiques qui auraient la taille d'une étoile. Avec un autre étudiant, Hartland Snyder, Oppenheimer étudiera ce qu'il advient de tels objets lorsqu'ils s'effondrent gravitationnellement, jetant au passage la base de la théorie des trous noirs.

La production d'une étoile à neutrons survient d'ordinaire avec une étoile d'au moins 10 masses solaires, dont le cœur contenant du fer, cesse d'être le lieu de réactions thermonucléaires, produisant suffisamment d'énergie sous forme de photons pour que la pression de radiation résultante puisse s'opposer à la gravitation de l'étoile. Elle s'effondre alors en produisant une supernova SN II. Lors de cet effondrement, la pression devient telle que les électrons autour des noyaux de fer peuvent se combiner avec les protons pour donner des neutrons et un flux de neutrinos selon une réaction inverse de celle de la désintégration par radioactivité bêta.

Dans le cas d'une SN Ia, les choses sont bien différentes. Tout commence avec une étoile de moins de 8 masses solaires qui évolue en perdant de la masse et qui finit par avoir un cœur inerte contenant des noyaux d'oxygène et de carbone pour l'essentiel. Les réactions thermonucléaires s'étant là aussi arrêtées et tant que la masse de la naine blanche ne dépasse par la fameuse limite de Chandrasekhar (environ 1,4 masse solaire), l'étoile ne s'effondre pas sous l'effet de sa gravité en raison de la présence d'un gaz dégénéré d'électrons relativistes comme on dit dans le jargon de la physique quantique. La naine blanche explosera selon une détonation thermonucléaire si elle reçoit d'une étoile compagne de la matière par accrétion au point de voir sa masse dépasser celle de Chandrasekhar.

Vue d'artiste d'une étoile sur la branche super-asymptotique des géantes (à gauche) et de son noyau (à droite) composé d'oxygène (O), de néon (Ne) et de magnésium (Mg). Un tel astre est l'état final des étoiles dans une gamme de masses comprises entre environ 8 à 10 masses solaires, dont le noyau est supporté par la pression d'un gaz d'électrons (e-). Lorsque le noyau devient suffisamment dense, le néon et le magnésium commencent à manger des électrons (ce qu'on appelle des réactions de capture d'électrons produisant neutrons et neutrinos ν), réduisant la pression et induisant une explosion de supernova par effondrement du noyau. © S. Wilkinson ; Observatoire de Las Cumbres

Un gaz d'électrons relativistes absorbé par des noyaux

Le lecteur attentif remarquera que, jusqu'ici, il n'a nullement été question du sort des étoiles avec des masses comprises entre 8 et 10 masses solaires. C'est justement pour préciser le destin qui les attend que la théorie des supernovae à électron a été formulée au début des années 1980 par Ken'ichi Nomoto de l'Université de Tokyo, et ensuite par d'autres astrophysiciens nucléaires.

Pour ces étoiles, elles évoluent également en naine blanche mais leur cœur se met à contenir du néon et du magnésium à la place du carbone. Il arrive alors un moment où le gaz d'électrons dégénéré se fait capturer par ces noyaux bien que l'étoile n'ait pas été assez massive pour produire les réactions thermonucléaires menant aux noyaux de fer.

Le gaz d'électrons disparaissant, la pression de dégénérescence le fait également, ce qui conduit à une libération d'énergie et à l'effondrement gravitationnel donnant un nouveau type de supernovae, les supernovae à électrons, mais également tout de même avec un cœur de neutrons laissé par l'explosion.

Le fait que l'étoile génitrice de SN 2018zd ait bien été une Sagb, donc avec une masse adéquate, que des anomalies de compositions chimiques aient été détectées et que la supernova n'ait pas produit beaucoup d'éléments radioactifs, plaide avec d'autres caractéristiques pour faire de SN 2018zd une candidate très solide au titre de supernova à électrons.

Si tel et bien le cas, cela nous donne plus confiance dans une hypothèse proposée dans le cas d'une supernova mythique, celle de 1054 dont on observe encore aujourd'hui le reste ainsi que l'étoile à neutrons résultante qui est aussi un pulsar. En effet, certains astrophysiciens avaient faire savoir qu'en fonction des données de l'époque, la supernova de la Nébuleuse du Crabe était relativement trop brillante par rapport aux modèles de SN II produisant une étoile à neutrons. Ils en avaient déduit que sa luminosité avait probablement été artificiellement augmentée par l'éjecta de la supernova entrant en collision avec la matière rejetée par l'étoile génitrice, comme on l'a vu dans le cas de SN 2018zd, et comme prévu par les modèles de supernova à électrons qui prédisent des pertes de masses importantes avant l'explosion de l'étoile.

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