Y a-t-il quelque chose de plus dramatique qu’une étoile qui explose ? Plus que de simples événements extraordinairement brillants et énergétiques qui peuvent éclairer le ciel pendant des mois, ces explosions jouent un rôle important dans le cosmos. Les supernovas créent des éléments lourds et les dispersent dans leur environnement, où ils peuvent être absorbés lors du prochain cycle de formation de planètes et d'étoiles.
Leurs ondes de souffle compriment également le gaz environnant, déclenchant davantage de naissances d'étoiles. Chaque fois qu’une nouvelle étoile se forme, le cosmos lance les dés, et si les bons chiffres apparaissent, une planète ayant le potentiel d’héberger la vie pourrait naître autour de l’une de ces étoiles. C'est pourquoi les astrophysiciens s'intéressent tant aux explosions de SN.
Les explosions de supernova sont tout sauf nettes et ordonnées. Les étoiles sont essentiellement des actes d’équilibre entre leur force de rayonnement vers l’extérieur et leur attraction gravitationnelle vers l’intérieur. Ces forces peuvent rester en équilibre pendant des milliards d’années, comme sous notre soleil. Mais à mesure que les étoiles fusionnent l’hydrogène en hélium, elles perdent lentement et inexorablement de la masse.
Cette perte de masse entraîne une instabilité. Les étoiles vieillissantes subissent des pulsations, libérant des vagues de matière qui créent un milieu circumstellaire (CSM) autour de l'étoile. À mesure que les convulsions détruisent l’étoile, elle émet davantage de matière dans ses coquilles. Finalement, l'étoile ne peut plus se soutenir, et pour les étoiles plusieurs fois plus massives que le soleil, il y a une explosion car l'étoile ne peut plus supporter sa propre masse et s'effondre sur elle-même.
L'explosion finale libère une puissante onde de souffle qui frappe le CSM. La modélisation des vents stellaires lors de cette explosion s’est avérée difficile. Mais il est important de bien faire les choses, car une grande partie du signal lumineux d’une supernova est générée par l’interaction entre le CSM et le vent.
Les astrophysiciens ont travaillé dur pour modéliser ces vents, et les modèles précédents les montrent comme une force constante et douce. Mais les observations n’ont pas toujours soutenu cela. De nouvelles recherches ont modélisé ces vents avec plus de complexité lorsqu’ils frappent le CSM. Les résultats de la modélisation pourraient fournir une nouvelle façon d’observer et d’étudier les explosions de supernova.
La recherche s’intitule « Les supernovae en interaction et où les trouver ». Il sera publié dans la revue Astronomie et Astrophysique et est actuellement disponible en ligne sur le serveur de préimpression arXiv. L'auteur principal est Robert Brose, de l'Institut de physique et d'astronomie de l'Université de Potsdam, en Allemagne.
« L'interaction précoce des ondes de souffle d'une supernova avec des matériaux circumstellaires a le potentiel d'accélérer les particules jusqu'aux énergies PeV, bien que cela n'ait pas encore été détecté », écrivent les chercheurs. PeV signifie Peta-electron Volts et représente le domaine des rayons gamma. « Les modèles actuels de cette interaction supposent que l'onde de souffle se transforme en un vent stellaire lisse et en expansion libre, bien que les observations à plusieurs longueurs d'onde de nombreuses supernovae ne soutiennent pas cette hypothèse. »
Brose et ses collègues ont étendu les travaux de chercheurs précédents en modélisant les ondes de souffle frappant le CSM avec des profils de densité plus complexes, plutôt que dans un CSM plus lisse et sans caractéristiques. Ils comprenaient des coquilles denses et multicouches de CSM situées à différentes distances de l'étoile progénitrice de la supernova.
« Nous visons à prédire les signatures des rayons gamma et des longueurs d'onde multiples de l'interaction circumstellaire », expliquent-ils.
Ils ont découvert que l’interaction entre le vent et le CSM peut créer une augmentation significative de la production de rayons gamma provenant d’un reste de supernova. Cette production élevée de rayons gamma peut persister longtemps et son pic peut apparaître des années après l’explosion. Pour certains types de restes SN, ceux des supernovas de type IIP et de type IIn, la luminosité peut dépasser de plusieurs ordres de grandeur la luminosité des vents stellaires lisses.
Les supernovas de type IIn sont des supernovas à effondrement du noyau avec des raies d'hydrogène étroites. Une grande partie de leur lumière provient de leurs ondes de souffle qui atteignent et interagissent avec un obus. Dans les supernovas de type IIP, le P signifie plateau, ce qui signifie que leurs émissions lumineuses atteignent un plateau et indique que leurs émissions atteignent un état stable pendant leur déclin.
« Pour les explosions de type IIP, le pic de la courbe de lumière n'est atteint que des années après l'explosion, lorsque l'onde de souffle atteint la coque circumstellaire », écrivent les auteurs.
Les chercheurs ont examiné les signatures lumineuses complexes à plusieurs longueurs d'onde que l'on peut attendre de SN lorsque leurs ondes de souffle frappent le CSM. Ils ont considéré la lumière depuis la radio jusqu'à l'optique et aux rayons X.
Mais le résultat critique concerne les rayons gamma. Ils proviennent des processus les plus énergétiques d'un SN. Différents isotopes créés lors de l’onde de souffle créent des rayons gamma avec différentes empreintes digitales, ce qui peut expliquer les réactions qui se produisent. Dans les supernovae à effondrement du noyau, les rayons gamma peuvent également révéler ce qui se passe dans la partie centrale du SN, le moteur qui entraîne l'explosion. Ces travaux montrent que les rayons gamma peuvent atteindre leur maximum beaucoup plus tard que prévu.
La recherche montre que les rayons gamma devraient être détectables pendant des dizaines de mégaparsecs provenant de l'explosion, au moins pour certains types de progéniteurs. Brose et ses co-chercheurs proposent des stratégies d'observation permettant de détecter ces SN grâce à des relevés optiques à haute cadence et à une surveillance continue des longueurs d'onde radio et millimétriques. De cette manière, ils peuvent trouver des cibles prometteuses pour des observations de suivi avec des observatoires à rayons gamma.
Très peu de SN ont été initialement détectés par les observatoires à rayons gamma. Les SN sont généralement repérés par d'autres télescopes dans d'autres longueurs d'onde, puis les observatoires de rayons gamma leur sont destinés pour une étude plus approfondie. Cette recherche suggère une approche différente.
« Le pic tardif de l'émission de rayons gamma est en contradiction avec les stratégies d'observation actuelles des IACT », écrivent les auteurs. Les IACT sont des télescopes Cherenkov d’imagerie atmosphérique. Ils détectent les rayons gamma lorsqu'ils frappent l'atmosphère terrestre et permettent aux physiciens de les détecter dans des régimes énergétiques inaccessibles aux télescopes à rayons gamma en orbite. Ils élargissent l'observation des rayons gamma.
« Après avoir évalué l'émission thermique des rayons optiques et X, qui culminent tous deux après l'émission des rayons gamma, nous identifions les relevés optiques à haute cadence comme un outil potentiellement approprié pour capturer les types IIP les plus extrêmes interagissant avec des coquilles denses », expliquent les chercheurs.
« En raison de la faible taille des échantillons dans l'univers proche et des temps d'observation courts requis, une surveillance radio et mm systématique des SNe proches pendant quelques années après leurs explosions pourrait également s'avérer utile pour identifier les interactions tardives entre les obus », concluent-ils.
