Il y a environ 11300 ans, une étoile massive a basculé sur le précipice de l'annihilation. Il a pulsé d'énergie en expulsant ses couches externes, perdant le matériau dans l'espace. Finalement, il a explosé comme une supernova, et son reste est l'un des restes de supernova les plus étudiés (SNR). Cela s'appelle Cassiopeia A (CAS A) et de nouvelles observations avec le télescope de rayons X Chandra révèlent plus de détails sur sa disparition.
L'étoile des progéniteurs de CAS A comptait entre 15 et 20 masses solaires, bien que certaines estimations vont jusqu'à 30 masses solaires. C'était probablement un supergiant rouge, bien qu'il y ait un débat sur sa nature et le chemin qu'il a suivi pour exploser en tant que supernova. Certains astrophysiciens pensent que c'était peut-être une star du loup-rayon.
Dans tous les cas, il a finalement explosé comme une supernova en acte de base. Une fois qu'il a construit un noyau de fer, l'étoile ne pouvait plus se soutenir et exploser. La lumière de la disparition de Cas A a atteint la Terre vers les années 1660.
Il n'y a aucun enregistrement définitif d'observateurs qui voient l'explosion de la supernova dans le ciel, mais les astronomes ont étudié le SNR CAS un SNR dans les temps modernes et à travers plusieurs longueurs d'onde.
Nouvelles recherches dans Le journal astrophysique explique les nouvelles découvertes de Chandra. C'est intitulé « Mélange stellaire inhomogène dans les dernières heures avant la Cassiopeia une supernova. » L'auteur principal est Toshiki Sato de l'Université Meiji au Japon.
« Il semble que chaque fois que nous regardons de près les données de Chandra de Cas A, nous apprenons quelque chose de nouveau et d'excitant, » a déclaré l'auteur principal Sato dans un communiqué de presse. « Maintenant, nous avons pris ces données de rayons X inestimables, les avons combinées avec de puissants modèles informatiques et trouvé quelque chose d'extraordinaire. »
L'un des problèmes de l'étude des supernovae est que leurs explosions éventuelles sont ce qui déclenche nos observations. Une compréhension détaillée des derniers instants avant l'explosion d'une supernova est difficile à obtenir.
« Ces dernières années, les théoriciens ont accordé une grande attention aux processus intérieurs finaux au sein des étoiles massives, car ils peuvent être essentiels pour révéler les mécanismes de supernova axés sur les neutrino et d'autres transitoires potentiels de l'effondrement des étoiles massifs, » Les auteurs écrivent dans leur article. « Cependant, il est difficile d'observer directement les dernières heures d'une étoile massive avant l'explosion, car c'est l'événement Supernova qui déclenche le début d'une étude observationnelle intense. »
La conduite à l'explosion de SN d'une étoile massive implique la nucléosynthèse d'éléments de plus en plus lourds plus profondément dans son intérieur. La couche de surface est de l'hydrogène, puis l'hélium est suivant, puis du carbone et même des éléments plus lourds sous les couches externes.
Finalement, l'étoile crée du fer. Mais le fer est une barrière à ce processus, car si des éléments plus légers libèrent de l'énergie lorsqu'ils fusionnent, le fer nécessite plus d'énergie pour subir une fusion supplémentaire. Le fer s'accumule dans le noyau, et une fois que le noyau atteint environ 1,4 masses solaires, il n'y a pas assez de pression extérieure pour éviter l'effondrement. Gravity gagne, le noyau s'effondre et l'étoile explose.
Les observations de Chandra, combinées à la modélisation, donnent aux astrophysiciens un regard à l'intérieur de l'étoile lors de ses derniers instants avant l'effondrement.
« Nos recherches montrent que juste avant que l'étoile de CAS A ne se soit effondrée, une partie d'une couche intérieure avec de grandes quantités de silicium s'est déplacée vers l'extérieur et s'est effondrée dans une couche voisine avec beaucoup de néon, » dit le co-auteur Kai Matsunaga de l'Université de Kyoto au Japon. « Il s'agit d'un événement violent où la barrière entre ces deux couches disparaît. »
Les résultats ont été deux fois. Le matériau riche en silicium a voyagé vers l'extérieur, tandis que le matériau riche en néons voyageait vers l'intérieur. Cela a créé un mélange inhomogène des éléments, et de petites régions riches en silicium ont été trouvées près de petites régions riches en néon.
Cela fait partie de ce que les chercheurs appellent une «fusion de coquillages. » Ils disent que c'est la phase finale de l'activité stellaire. C'est une brûlure intense où la coquille de combustion d'oxygène avale le carbone extérieur et la coquille de néons au plus profond de l'intérieur de l'étoile. Cela ne se produit que quelques instants avant l'explosion de l'étoile en tant que supernova. « Dans la couche convective violente créée par la fusion de coquillages, NE, qui est abondante dans la couche riveure stellaire, est brûlée lorsqu'elle est tirée vers l'intérieur, et Si, qui est synthétisé à l'intérieur, est transporté vers l'extérieur, » Les auteurs expliquent dans leurs recherches.
Les régions riches en silicium et riche en silicium entremêlées sont la preuve de ce processus. Les auteurs expliquent que le silicium et le néon ne se sont pas mélangés avec les autres éléments immédiatement avant ou immédiatement après l'explosion. Bien que les modèles astrophysiques aient prédit cela, il n'a jamais été observé auparavant.
« Nos résultats fournissent la première preuve d'observation que le processus final de combustion stellaire modifie rapidement la structure interne, laissant une asymétrie pré-supernova, » Les chercheurs expliquent dans leur article.
Pendant des décennies, les astrophysiciens pensaient que les explosions de SN étaient symétriques. Les premières observations ont soutenu l'idée, et l'idée de base derrière les supernovae à colonnes noyau a également soutenu la symétrie. Mais cette recherche modifie la compréhension fondamentale des explosions de supernova comme asymétriques.
« La coexistence des régions d'éjecta compactes dans les régimes «riches» et riches en O- / NE »et« riche en Si »implique que la fusion n'a pas complètement homogénéné la couche riche en O avant l'effondrement, laissant derrière lui des inhomogénéités de composition multi-échelles et des champs de vitesse asymétrique,, » Les chercheurs écrivent dans leur conclusion.
Cette asymétrie peut également expliquer comment les étoiles à neutrons laissées derrière obtiennent leur coup de pied d'accélération et conduisent à des étoiles à neutrons à grande vitesse.
Ces derniers moments dans la vie d'une supernova peuvent également déclencher l'explosion elle-même, selon les auteurs. Les turbulences créées par l'agitation intérieure peuvent avoir aidé l'explosion de l'étoile.
« Peut-être que l'effet le plus important de ce changement dans la structure de l'étoile est qu'il a peut-être contribué à déclencher l'explosion elle-même, » dit le co-auteur Hiroyuki Uchida, également de l'Université de Kyoto. « Une telle activité interne finale d'une étoile peut changer son sort – qu'elle brillera ou non comme une supernova. »
« Pendant longtemps dans l'histoire de l'astronomie, il a été un rêve d'étudier la structure interne des étoiles, » Les chercheurs écrivent dans la conclusion de leur article. Cette recherche a donné aux astrophysiciens un aperçu critique des derniers instants d'une star progénitrice avant l'explosion. « Ce moment a non seulement un impact significatif sur le sort d'une étoile, mais crée également une explosion de supernova plus asymétrique, » ils concluent.
