Paris, 16 mars 2016
Au centre de la Voie Lactée, une source accélère des rayons cosmiques galactiques à des énergies inégalées

L'analyse détaillée des données recueillies par l'observatoire H.E.S.S, en Namibie, a permis de localiser une source de rayonnement cosmique à des énergies jamais encore observées dans notre Galaxie : le trou noir supermassif situé en son centre. H.E.S.S, auquel contribuent le CNRS et le CEA, détecte indirectement le rayonnement cosmique depuis plus de dix ans et a dressé une cartographie, en rayons gamma de très haute énergie, des régions centrales de notre Galaxie. L'identification de cette source hors du commun est publiée ce 16 mars 2016 dans Nature.
Des particules du rayonnement cosmique jusqu'à des énergies d'environ 100 téraélectronvolts (TeV)1 sont produites dans notre Galaxie par des objets comme les vestiges de supernova et les nébuleuses à vent de pulsar. Divers arguments théoriques, couplés aux observations directes des rayons cosmiques atteignant la Terre, indiquent que les "usines" galactiques de rayons cosmiques devraient être capables de produire des particules jusqu'à des énergies d'au moins un pétaélectronvolt (PeV)2, énergies 100 fois plus élevées que celles jamais atteintes par l'Homme. Alors que ces dernières années ont vu la découverte de nombreux accélérateurs au TeV et à quelques dizaines de TeV, les sources de plus haute énergie restaient inconnues.

L'analyse détaillée de la région du centre galactique observée pendant près de dix ans par le réseau de télescopes H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System), en Namibie, auquel contribuent le CNRS et le CEA., est publiée aujourd'hui dans la revue Nature. Lors de ses trois premières années d'observation, H.E.S.S a permis de découvrir une source ponctuelle et très puissante de rayons gamma au centre galactique, ainsi qu'une émission diffuse provenant des nuages moléculaires géants qui l'entourent dans une région d'environ 500 années-lumière de large. Ces nuages moléculaires, lorsqu'ils sont bombardés par des protons de très haute énergie, émettent des rayons gamma produits lors de l'interaction des protons avec la matière des nuages. La correspondance spatiale entre l'émission diffuse observée et la quantité de matière dans les nuages (déduite d'autres observations) indiquait la présence d'un ou plusieurs accélérateurs de rayons cosmiques (en particulier de protons) tapis quelque part dans cette région, mais cette source restait inconnue.

Les observations plus approfondies, obtenues par H.E.S.S. entre 2004 et 2013, apportent un nouvel éclairage sur cette question. Le volume record de données récoltées ainsi que les progrès effectués dans les méthodes d'analyse permettent de mesurer la répartition spatiale des protons et leur énergie et de localiser l'origine de ces rayons cosmiques. Il s'agit d'une source cosmique située au centre exact de la Voie Lactée, capable d'accélérer des protons jusqu'à des énergies voisines du pétaélectronvolt. Les chercheurs pensent qu'elle émet sans interruption depuis au moins mille ans. Elle constituerait ainsi le premier "Pévatron"3 jamais observé.

Le centre de notre Galaxie abrite de nombreux objets susceptibles de produire des rayons cosmiques de très haute énergie, dont en particulier un reste de supernova, une nébuleuse à vent de pulsars mais aussi un amas compact d'étoiles massives. Cependant, le trou noir supermassif localisé au centre de la Galaxie, Sagittarius A*, est de loin le candidat le plus vraisemblable. Plusieurs régions d'accélération sont envisageables : soit le voisinage immédiat du trou noir soit une région plus éloignée, où une fraction de la matière tombant sur le trou noir est réinjectée dans l'environnement et peut initier de l'accélération de particules.

L'observation des rayons gamma permet de mesurer indirectement le spectre en énergie des protons accélérés par le trou noir central. Ce spectre indique que Sagittarius A* accélèrerait encore maintenant des protons jusqu'au PeV. L'activité actuelle de la source ne permet pas d'expliquer à elle seule l'intensité du rayonnement cosmique observé sur Terre. Mais si le trou noir central avait été encore plus actif dans le passé, il a pu produire à lui seul la quasi-totalité du rayonnement cosmique galactique observé à ces énergies. Un argument décisif au débat centenaire sur l'origine des rayons cosmiques galactiques !

La détection des rayons cosmiques par H.E.S.S

La Terre est bombardée en permanence par des particules de haute énergie (protons, électrons et noyaux atomiques) en provenance du cosmos, particules qui constituent ce que l'on appelle le "rayonnement cosmique". Ces particules étant chargées électriquement, elles sont déviées par les champs magnétiques du milieu interstellaire de la Galaxie et il est impossible d'identifier directement les sources astrophysiques responsables de leur production. Ainsi, depuis plus d'un siècle, l'identification de l'origine du rayonnement cosmique reste l'un des plus grands défis de la science.
Heureusement, les particules cosmiques interagissent avec la lumière et le gaz au voisinage de leur source et produisent alors des rayons gamma qui, eux, se déplacent en ligne droite, permettant ainsi de remonter à leur origine. Ceux d'entre eux qui atteignent la Terre, au contact de la haute atmosphère, produisent une gerbe de particules secondaires émettant une lumière très brève et ténue4. De nombreuses sources du rayonnement cosmique ont donc pu être identifiées ces dernières décennies en détectant cette lumière à l'aide de grands télescopes munis de caméras à haute définition temporelle comme le réseau de télescopes H.E.S.S. .Ce réseau, le plus performant au monde dans son domaine, est géré par une collaboration de 12 pays regroupant des scientifiques de 42 organismes.

H.E.S.S : dix laboratoires français impliqués

Centre d'études nucleaires de Bordeaux Gradignan (CENBG, CNRS/Université de Bordeaux)
Centre de physique des particules de Marseille (CPPM, CNRS/Aix Marseille Université)
Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (IPAG, CNRS/Université Grenoble Alpes)
Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'univers (Irfu, CEA)
Laboratoire AstroParticule et cosmologie (APC, CNRS/CEA/Université Paris Diderot/Observatoire de Paris)
Laboratoire d'Annecy-le-Vieux de physique des particules (Lapp, CNRS/Université Savoie Mont Blanc)
Laboratoire Leprince-Ringuet (LLR, CNRS/Ecole Polytechnique)
Laboratoire physique nucléaire et hautes énergies (LPNHE, CNRS/Université Pierre et Marie Curie/Université Paris Diderot)
Laboratoire Univers et particules de Montpellier (LUPM, CNRS/Université de Montpellier)
Laboratoire Univers et théories (Luth, CNRS/Observatoire de Paris/Université Paris Diderot)

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Invisible témoin du Big Bang

et aussi - par Julien Lesgourgues dans mensuel n°402 daté novembre 2006 à la page 43 (1693 mots)
Vivons-nous dans un flux de neutrinos vieux de 13,7 milliards d'années ? Ces particules primordiales demeurent encore insaisissables, mais les preuves indirectes de leur présence s'accumulent.

Les neutrinos ont-ils joué un rôle crucial dans l'histoire de l'Univers ? Sont-ils assez nombreux pour en modifier l'évolution globale ? Il y a là un paradoxe : comment les particules les plus légères que nous connaissons pourraient-elles influencer les plus grandes structures cosmologiques ? Pourtant, depuis l'hypothèse de l'existence des neutrinos, les physiciens n'ont cessé de s'interroger sur ce lien.

En 1953, avant même la première détection de ces particules, Ralph Alpher, James Follin et Robert Herman, de l'université John Hopkins du Maryland, proposèrent l'existence d'un « fond cosmologique de neutrinos » issu de la période chaude et dense ayant suivi le Big Bang [1] . Ce flux de neutrinos primordiaux remplirait tout l'Univers à l'instar du « fond cosmologique micro-onde » proposé sept ans plus tôt par George Gamow. Ce dernier avait en effet prédit la présence d'un flux de photons dans l'Univers, connu également sous le nom de « rayonnement fossile du Big Bang ».

Équilibre primordial
Selon les trois chercheurs du Maryland, l'Univers devrait au total contenir un nombre comparable de photons et de neutrinos, produits il y a 13,7 milliards d'années. Le scénario est le suivant : d'une infime fraction de seconde après le Big Bang jusqu'à 380 000 ans, l'Univers était rempli d'un gaz chaud et dense appelé « plasma primordial », dans lequel les particules élémentaires étaient maintenues en équilibre par un ensemble de réactions de désintégration et de chocs. C'est la période dite d'« équilibre thermique ».

Connaissant les propriétés élémentaires des neutrinos, photons, protons, neutrons, électrons et autres constituants du plasma primordial, on peut donc calculer exactement leur abondance relative pendant cette période, et l'extrapoler jusqu'à des époques bien plus récentes. Alpher et ses collègues trouvèrent ainsi que, dans les premières dizaines de milliers d'années de l'Univers, l'énergie totale devait se répartir entre les photons pour environ deux tiers et les neutrinos pour environ un tiers. L'énergie des autres constituants protons, neutrons, électrons, etc. étant alors totalement négligeable.

Puis, au moment dit de l'« égalité entre radiation et matière », que l'on date actuellement à 60 000 ans après le Big Bang, d'autres formes de matière prirent le dessus dans ce plasma primordial [2] . L'énergie des photons et des neutrinos devint progressivement négligeable par rapport à celle de la matière visible ordinaire, composée d'atomes, et à celle de la matière noire, responsable de la masse cachée de l'Univers. Enfin, pour rendre compte de la phase d'accélération de l'expansion mise en évidence par différents types d'observation à la fin des années 1990, une mystérieuse énergie noire de nature inexpliquée a été invoquée : quelques milliards d'années après le Big Bang, c'est elle qui semble avoir dominé [3] .

La contribution des neutrinos primordiaux à l'énergie totale de l'Univers serait donc aujourd'hui réduite à pas grand-chose. Les prédictions du « modèle cosmologique standard » combinées aux mesures de la température du fond cosmologique micro-onde, du taux d'expansion et de la platitude de l'Univers ont d'abord fixé une valeur minimale à 0,003 % de l'énergie totale. En incluant les informations les plus récentes sur la masse des neutrinos, obtenues en étudiant leurs oscillations ainsi que le processus de désintégration du tritium, on peut affiner cette prédiction : la contribution doit se situer entre 0,1 % et 4 %. Enfin, d'après l'observation des grandes structures dans l'Univers lire « Peser les neutrinos en observant le ciel », p. 46, il n'est guère vraisemblable que plus de 1 % de l'énergie totale de l'Univers puisse être imputée aux neutrinos primordiaux. En revanche, le nombre actuel de neutrinos primordiaux resterait significatif et conforme aux prédictions d'Alpher et de ses collègues, soit en moyenne 339 neutrinos par centimètre cube, contre 412 photons.

Interaction trop faible
Théories fantaisistes que celles-là ? Le modèle résiste-t-il à l'observation ? Le fond cosmologique micro-onde a été observé en 1965 par Arno Penzias et Robert Wilson grâce à un radiotélescope, donnant au modèle du Big Bang sa preuve la plus éclatante. Mais les neutrinos primordiaux restent inaccessibles. Contrairement aux photons, ils ont une probabilité dérisoire d'interagir avec leur environnement et donc de se manifester. Aujourd'hui encore, leur détection directe relève de la science-fiction. Sans charge électrique et peu énergétiques, les neutrinos primordiaux sont sensibles aux interactions faibles * et gravitationnelles, mais à des niveaux toujours hors de portée. La masse des neutrinos est en effet si petite que leur passage à proximité d'un détecteur correspond à une force gravitationnelle totalement négligeable et impossible à mettre en évidence. Quant aux détecteurs sensibles aux interactions faibles, plongés dans le fond cosmologique de neutrinos, ils doivent théoriquement vibrer, mais avec des accélérations de 10-26 centimètre par seconde carrée tout au plus [4] . Or la plus petite accélération détectable est aujourd'hui de l'ordre de 10-13 centimètre par seconde carrée.

Les détecteurs de neutrinos actuels traquent les fruits de la collision entre un neutrino et une autre particule élémentaire électron, muon, voire un autre neutrino, qui peut produire, grâce aux interactions faibles, d'autres particules bien plus faciles à repérer. Mais là encore ces réactions n'ont lieu que si l'énergie totale des deux particules initiales dépasse un certain seuil. Ce n'est pas le cas des neutrinos cosmologiques, dont l'énergie cinétique est beaucoup trop faible.

Des méthodes de détection directe ont toutefois été envisagées : par exemple, l'étude de la collision entre des neutrinos cosmologiques et des particules ultra-énergétiques produites dans un accélérateur. Malheureusement, même les particules qui seront produites par le LHC, le plus grand accélérateur du monde, en voie d'achèvement au CERN à Genève, auront une énergie insuffisante : la probabilité d'obtenir au moins une collision en un an serait de l'ordre de un pour dix mille [4] . La piste qui paraît peut-être la moins irréaliste est la détection de collisions entre des neutrinos primordiaux et des neutrinos ultra-énergétiques appartenant aux rayons cosmiques [5] . En principe, ce type de collision devrait se produire de temps en temps, n'importe où dans le cosmos. À cet égard, une observation extrêmement précise des rayons cosmiques arrivant sur Terre pourrait à très long terme se révéler payante.

Éléments légers
Ces quinze dernières années ont donc été consacrées à la détection indirecte : peut-on mettre en évidence une signature indiscutable du fond cosmologique de neutrinos en étudiant l'évolution globale de l'Univers ? Puisque leur contribution énergétique devait atteindre environ un tiers dans l'Univers primordial, c'est dans l'Univers jeune, moins de 60 000 ans après le Big Bang, qu'il faut chercher la trace des neutrinos primordiaux.

La première piste d'investigation est liée aux réactions nucléaires qui se sont produites entre une et deux cents secondes après le Big Bang et ont créé les premiers éléments légers hydrogène, deutérium, hélium, lithium, etc.. Depuis la fin de cet épisode, appelé nucléosynthèse primordiale, l'Univers est trop froid pour que d'autres réactions nucléaires aient lieu, si ce n'est au coeur des étoiles. Dans les structures vierges de toutes particules produites dans les étoiles, la proportion de ces différents éléments est donc restée figée. Or la cinétique des réactions primordiales dépend du taux d'expansion de l'Univers, lui-même relié à la densité d'énergie. Un surplus d'énergie sous forme de neutrinos devrait donc avoir des conséquences sur l'abondance relative de ces éléments légers. L'analyse spectroscopique de structures telles que les nuages de gaz intergalactiques donne accès à ces quantités. Et depuis les années 1990 l'ensemble de ces résultats correspond aux modèles qui intègrent les neutrinos dans les proportions prédites dès 1953 [6] . La présence du fond cosmologique de neutrinos est donc prouvée.

La deuxième preuve indirecte nous vient de l'étude des fluctuations du « fond cosmologique micro-onde ». Selon la direction observée, ce flux de photons présente de très petites variations d'énergie, et donc de température : une mine d'informations sur la composition et l'évolution de l'Univers, en particulier sur la période qui va de quelques milliers d'années à 380 000 ans après le Big Bang. Depuis une quinzaine d'années, des instruments embarqués sur des ballons-sondes, ou même des satellites sont dédiés à leur cartographie systématique. Mais c'est surtout depuis février 2003, grâce au satellite américain WMAP, que des cartes précises ont été obtenues [7] . L'analyse statistique de ces cartes fournit une mesure de la densité d'énergie dans l'Univers primordial. Le résultat confirme la prédiction théorique : la densité du fond de photons ne suffit pas. Un autre fond de particules sans interactions devait être présent après le Big Bang dans des proportions d'environ deux tiers, un tiers [8] .

Sans preuve directe, les plus sceptiques peuvent encore douter de l'existence du fond cosmologique de neutrinos. Mais il leur faut alors expliquer l'absence de ces particules dans le plasma primordial, les données de la nucléosynthèse primordiale et les fluctuations du fond micro-onde. Et pour cela invoquer un autre constituant mystérieux, qui aurait les propriétés élémentaires des neutrinos et remplirait l'Univers dans les mêmes proportions.

Succès cosmologique
Ainsi, même indirecte, la confirmation de l'existence des neutrinos primordiaux est considérée comme l'un des grands succès de la cosmologie moderne. Née des premières spéculations sur le modèle de Big Bang, l'hypothèse formulée en 1953 pourrait avoir des retombées pour les physiciens. Aujourd'hui ces derniers butent encore sur la masse absolue des neutrinos puisque les expériences sur les oscillations de neutrinos n'indiquent que des masses relatives. Or une mesure absolue pourrait bel et bien être tirée de l'observation du ciel dans les dix prochaines années lire « Peser les neutrinos en observant le ciel », ci-dessous ! La cartographie de l'Univers aux plus grandes échelles possibles nous renseignerait donc sur des particules légères... d'à peine un vingtième d'électronvolt. À moins, évidemment, que les prévisions ne soient trop optimistes, et que des difficultés imprévues ne surgissent dans les futures campagnes d'observations. La chasse aux neutrinos primordiaux est encore pleine de promesses.

EN DEUX MOTS Juste après le Big Bang, deux types de particules, neutrinos et photons, se seraient côtoyées à mesure pratiquement égale. Les neutrinos n'interagissent quasiment pas avec leur environnement : ils seraient donc parvenus jusqu'à nous sans encombre. Vestiges des tout premiers instants de l'Univers, ils auraient depuis perdu de leur énergie mais seraient toujours très nombreux. Et malgré leur légèreté, ils auraient joué un rôle important dans l'évolution de l'Univers.

Par Julien Lesgourgues

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Les supernovae

back to basic - par Fabrice Demarthon, Stéphane Basa, Luc Dessart dans mensuel n°428 daté mars 2009 à la page 79 (2583 mots) | Gratuit
Elles apparaissent soudain dans le ciel et nous avertissent de la mort d'une étoile. Ces explosions finales essaiment des éléments chimiques dans l'Univers. Et leur lumière est précieuse pour sonder l'Univers lointain.

Qu'est-ce qu'une supernova ?
 

C'est dans les années 1930 que le terme est inventé par deux astronomes émigrés aux États-Unis, Walter Baade et Fritz Zwicky. À l'époque, les scientifiques connaissent déjà l'existence des « novae », des événements assez mystérieux se traduisant par l'apparition, puis la disparition d'un astre dans le ciel. Une désignation héritée du Danois Tycho Brahe, qui avait cru voir dans ce phénomène, au XVIe siècle, la naissance d'une nouvelle étoile novae stellae signifie, en latin, nouvelles étoiles. Mais l'observation de tels flashs lumineux dans d'autres galaxies que la nôtre, à plusieurs centaines de millions, voire des milliards d'années-lumière, fait dire à Walter Baade et Fritz Zwicky qu'il doit s'agir de manifestations particulièrement énergétiques pour être visibles d'aussi loin. D'où le nouveau terme de supernova, pour décrire le phénomène transitoire extrêmement lumineux. Les deux astronomes proposent alors un mécanisme susceptible de produire un tel événement : l'explosion d'une étoile, au terme de son existence. Peu de scientifiques les prennent au sérieux à l'époque, mais ils ont en partie raison. Une supernova est bel et bien la mort explosive d'une étoile. Car ces boules de gaz ne sont pas éternelles : elles brûlent par fusion nucléaire leurs composants l'hydrogène, l'hélium, etc. tout au long de leur vie et meurent lorsque leurs réserves sont épuisées, au bout de quelques millions à quelques milliards d'années. Toutes les étoiles ne finissent toutefois pas en supernovae. Il s'agit uniquement des plus grosses, dont la masse est supérieure à huit fois celle du Soleil, ou des étoiles plus légères particulières, appelées naines blanches, qui auraient absorbé de la matière au cours de leur vie.

Depuis quand les observe-t-on ?
 

L'incroyable énergie dégagée par les supernovae les rend parfois visibles à l'oeil nu, même en plein jour lorsqu'elles explosent dans la Voie lactée. Elles ont donc été observées à plusieurs reprises par les anciens astronomes, sans être identifiées en tant que telles. La plus ancienne manifestation susceptible d'être une supernova a été repérée en Chine, en l'an 185 de notre ère. L'événement fut reporté dans le Livre des Han postérieurs Hou Hanshu. Ce nouvel astre a été observé pendant au moins huit mois, peut-être vingt, selon l'interprétation des écrits. D'autres supernovae potentielles furent ensuite décrites, toujours en Chine, en 369, 386 et 393. La première supernova connue avec certitude est apparue dans le ciel en 1006, à la fois en Asie, au Moyen-Orient et en Europe. Elle a été répertoriée dans les chroniques des monastères de Saint-Gall, en Suisse, et de Benevento, en Italie [1] et semble avoir brillé pendant trois ans. Une autre a explosé en 1054. Ses restes sont encore bien visibles aujourd'hui : il s'agit de la nébuleuse du Crabe, dans la constellation du Taureau, à 6 300 années-lumière de la Terre. Les suivantes ont eu lieu en 1181, en 1572, et enfin en 1604. Celle de 1572 a été observée par l'astronome danois Tycho Brahe et celle de 1604 fut largement étudiée par Johannes Kepler. C'est la dernière supernova enregistrée dans notre galaxie.

Combien en connaît-on aujourd'hui ?
 

Plusieurs milliers. Des catalogues accessibles sur Internet, comme celui du Bureau central des télégrammes astronomiques, installé au centre d'astrophysique Harvard-Smithsonian, à Cambridge, aux États-Unis, ou de l'International Supernova Network {2] les recensent. C'est ce même Bureau qui les nomme, selon leur ordre d'apparition dans l'année SN2008A, SN2008B, etc.. SN pour Super Nova, 2008 pour l'année 2008, et une lettre pour désigner leur ordre d'apparition dans l'année, d'abord de A à Z, puis aa, ab, ac, et ainsi de suite.

En 2008, 254 nouvelles supernovae ont été découvertes. La dernière a donc été appelée SN2008it. Si au départ les supernovae ont été dénichées par hasard au gré de découvertes d'astronomes, professionnels ou amateurs, il existe aujourd'hui des programmes d'observation dédiés à leur recherche : l'importance des supernovae pour la compréhension de l'Univers a fait d'elles les cibles de programmes comme le Supernova Sloan Digital Sky Survey à l'observatoire Apache Point, au Nouveau-Mexique, ou le Supernova Legacy Survey au Canada, France Hawaï Télescope, à Hawaï, qui s'est achevé cette année. Ces programmes de détection se fondent sur des observations en continu de larges portions du ciel un degré carré, soit quatre fois la surface apparente de la Lune, pour celui du CFHT, par exemple dans plusieurs domaines de longueur d'onde, accompagnées de mesures spectroscopiques menées sur les plus grands télescopes.

Brillent-elles toutes de la même manière ?
 

Historiquement, les supernovae ont été classées selon les caractéristiques de la lumière qu'elles émettent, leur spectre. Celui-ci révèle en effet la présence, ou non, de certains éléments chimiques. En 1941, l'astronome Rudolph Minkowski décrivit ainsi deux types généraux : le type I, dont le spectre ne porte aucune trace d'hydrogène, et le type II, qui en contient. Plus tard, l'amélioration des techniques d'observation permet de distinguer des sous-classes. Au sein du type I, il existe des supernovae qui contiennent du silicium type Ia, des supernovae qui contiennent de l'hélium sans silicium type Ib et celles qui ne contiennent aucun des deux type Ic [fig. 1] . Dans notre Univers local à moins d'un demi-milliard d'années-lumière de la Terre environ, il y a deux fois plus de supernovae de type II que de supernovae de type Ia et deux fois plus de Ia que de Ib et de Ic.

Combien de temps durent-elles ?
 

Quel que soit le type de supernova, l'explosion survient en moins d'une seconde. La luminosité augmente alors très vite pour atteindre un maximum au bout de deux à trois semaines. L'énergie dégagée est faramineuse : elle équivaut à celle rayonnée par une galaxie entière. Il faut ensuite plusieurs mois pour que la luminosité décroisse. Pour les supernovae de type Ia, la variation de la luminosité au cours du temps suit toujours la même évolution. En revanche, la luminosité des autres supernovae varie bien plus irrégulièrement, sans que l'on puisse expliquer pourquoi : dans certains cas, elle est stable pendant quelques mois suivant l'explosion, dans d'autres cette luminosité décroît très rapidement. Cette distinction entre les supernovae Ia et les autres est en fait assez révélatrice de l'obsolescence de la classification spectroscopique. En effet, même si les scientifiques l'utilisent toujours aujourd'hui, ils savent qu'elle ne prend pas en compte les mécanismes à l'origine des supernovae.

Quels sont ces mécanismes ?
 

Si l'on considère la physique de l'explosion, il existe en fait deux catégories de supernovae : les supernovae thermonucléaires, qui correspondent au type Ia dans la vieille classification spectroscopique, et les supernovae à effondrement gravitationnel du coeur, qui appartiennent à tous les autres types Ib, Ic et II. Le mécanisme le mieux connu aujourd'hui est celui des supernovae thermonucléaires. Lorsqu'une étoile légère comme le Soleil épuise ses réserves d'hydrogène et d'hélium, elle se contracte et devient une naine blanche, composée de carbone et d'oxygène. Or, certaines de ces naines blanches appartiennent à des systèmes binaires et possèdent une compagne - une autre étoile, souvent une géante rouge -, dont l'orbite peut être très proche. Il arrive alors que la naine blanche aspire la matière de sa compagne et grossisse jusqu'à atteindre une masse de 1,4 fois celle du Soleil. À cette masse, appelée limite de Chandrasekhar, du nom de l'astronome indien, Prix Nobel de physique en 1983, qui la mit en évidence, l'étoile devient instable et s'effondre sur elle-même. La température et la densité augmentent soudainement. Des réactions nucléaires sont amorcées si vite que l'étoile explose en moins d'une seconde. L'énergie libérée est phénoménale : environ 1044 joules sont relâchés, essentiellement sous forme cinétique, c'est-à-dire en expulsant le gaz 99 %. La partie lumineuse, elle, est infime 1 %. Par comparaison, le Soleil libère environ 4 * 1026 joules par seconde. Une supernova de type Ia émet donc en une fraction de seconde autant d'énergie que notre étoile en environ 8 milliards d'années.

Comment explosent les étoiles massives ?
 

Les étoiles d'au moins huit fois la masse du Soleil produisent des supernovae dites à effondrement gravitationnel du coeur [fig. 2] . À la fin de leur vie, ces étoiles possèdent un coeur de fer issu de la transformation du silicium issu, lui-même, de la longue chaîne de réactions de fusion nucléaire. Lorsque tout le silicium a été converti en fer, la combustion s'arrête car le fer ne fusionne pas. La très forte gravité à l'oeuvre dans le coeur n'est plus contrebalancée et celui-ci s'effondre sur lui-même. La densité est alors si élevée au centre que les électrons sont absorbés par les protons, qui se transforment en neutrons : une étoile à neutrons, d'une vingtaine de kilomètres de diamètre, apparaît. Le centre du coeur ne pouvant plus se contracter davantage, l'effondrement s'arrête net. S'ensuit alors un rebond : une onde de choc est provoquée par cet arrêt brutal. Elle se propage à travers les couches les plus externes de l'astre et souffle littéralement toute l'étoile. C'est à ce moment-là que l'explosion devient visible à un observateur extérieur, l'étoile mourante devient une supernova. Et dans certains cas extrêmes, le coeur de neutrons est si massif qu'il s'effondre de nouveau sur lui-même et se transforme en trou noir. Ce type de supernova relâche environ 1046 joules, essentiellement sous forme de neutrinos. La partie lumineuse est encore plus infime que pour les supernovae Ia : à peine 0,01 %.

Sait-on simuler numériquement une explosion de supernova ?
 

Pas encore. Si le mécanisme à l'origine des supernovae thermonucléaires est relativement bien compris, il reste quelques zones d'ombre qui empêchent les modèles numériques de reproduire parfaitement le phénomène. Par exemple, on ne sait toujours pas exactement comment débute la combustion nucléaire d'une naine blanche. On ne connaît pas non plus la vitesse de propagation de l'explosion. Quant aux supernovae à effondrement de coeur, les mécanismes précis qui génèrent l'explosion de l'étoile à partir de l'onde de choc restent méconnus. De fait, les simulations numériques ont montré que lorsque l'onde de choc traverse l'étoile, toujours en train de s'effondrer alors que le centre s'est déjà transformé en étoile à neutrons, elle provoque une dissociation des atomes. Or ce phénomène absorbe tellement d'énergie que l'onde doit s'arrêter à 100 ou 200 kilomètres au-dessus de l'étoile à neutrons.

Comment retrouve-t-elle alors assez d'énergie pour repartir et générer l'explosion finale en supernova ? Aujourd'hui, les modèles numériques explorent trois mécanismes. Le premier met en jeu les neutrinos produits lors de l'effondrement du coeur. Ce sont eux, qui en raison de la densité très élevée de l'ordre du milliard de tonnes par centimètre cube, interagiraient, une fois n'est pas coutume, avec la matière et fourniraient ainsi l'énergie, suffisante à relancer l'explosion. Le deuxième mécanisme fait intervenir des oscillations acoustiques provoquées par les mouvements de matière dans l'étoile. Enfin le troisième mécanisme, appelé magnéto-rotationnel, propose que des phénomènes magnétiques puisent de l'énergie de la rotation de l'étoile mourante et la transfèrent à l'explosion. Très efficace, il exige cependant des étoiles massives tournant suffisamment vite de l'ordre d'un tour par seconde. Pour l'instant, il semble difficile de trancher. Il faudra attendre les simulations en trois dimensions des différents scénarios pour espérer les départager.

Que reste-t-il après l'explosion ?
 

Cela dépend du type de supernova. Pour les supernovae thermonucléaires, il ne reste rien de la naine blanche. Sa combustion est totale. Pour les supernovae à effondrement de coeur en revanche, l'étoile à neutrons survit. Celle-ci tourne très vite sur elle-même et projette un intense rayonnement électromagnétique le long de son axe de rotation. Elle forme alors un pulsar, qui ne peut être détecté que si cet axe pointe vers nous. L'exemple le plus typique est celui de la nébuleuse du Crabe, issue de la supernova de 1054, au centre de laquelle se trouve un pulsar. Et pour les plus massives, c'est un trou noir qui reste. Qu'elles soient thermonucléaires ou à effondrement de coeur, les supernovae laissent derrière elles ce que les scientifiques appellent des rémanents, les restes de la matière éjectée lors de l'explosion. Ils peuvent être « pleins » ou « en coquille » et émettent de la lumière dans plusieurs domaines de longueurs d'onde.

Pourquoi traque-t-on les supernovae ?
 

Parce que les supernovae thermonucléaires, de type Ia donc, fournissent des renseignements précieux sur la géométrie de l'Univers. Elles constituent ce que les astronomes appellent des « chandelles standard », des objets dont la luminosité intrinsèque est connue. Il suffit alors d'observer leur luminosité apparente pour calculer la distance à laquelle elles se trouvent. Le mécanisme d'explosion des supernovae thermonucléaires étant relativement bien appréhendé, il est assez aisé pour les astronomes de calculer leur luminosité propre. Évidemment, toutes ces supernovae ne se révèlent pas rigoureusement identiques : la luminosité maximale peut varier de l'une à l'autre et celles qui explosent dans les galaxies elliptiques semblent moins lumineuses que celles des galaxies spirales comme la nôtre une variation peut-être due aux différences de compositions chimiques desdites galaxies. Mais même la variabilité entre les supernovae a pu être mise en équations, et il est possible de la corriger pour obtenir une valeur de la luminosité intrinsèque normalisée. Ainsi, le calcul de la distance des supernovae thermonucléaires à différents âges de l'Univers a permis, en 1998, aux équipes de Saul Perlmutter, du Lawrence Berkeley National Laboratory, et de Brian Schmidt, de l'université nationale australienne, de découvrir l'accélération de l'expansion de l'Univers et l'existence de l'énergie noire [3] .

L'explosion a-t-elle des conséquences sur l'environnement stellaire ?
 

Oui, puisque ce sont les supernovae qui enrichissent l'Univers en éléments lourds. Lorsqu'elles se forment, les étoiles sont composées d'hydrogène et d'hélium. Au cours de leur vie, les réactions nucléaires complexes qui les alimentent en énergie transforment l'hydrogène en hélium et l'hélium en carbone et en oxygène. Au sein des étoiles les plus massives, la densité et la température sont même suffisantes pour amorcer la synthèse de tous les éléments lourds jusqu'au fer, comme le silicium, le néon, le cobalt, le cuivre, etc. Lorsque la supernova explose, tous ces éléments sont projetés dans l'espace interstellaire. La violence de l'explosion entraîne aussi la fabrication de tous les autres atomes plus lourds que le fer. Les éléments chimiques dont nous sommes constitués sont donc issus des supernovae. Voilà pourquoi certains astronomes aiment à dire que nous sommes tous des poussières d'étoiles.

À quand la prochaine supernova dans la Voie lactée ?
 

La dernière à avoir eu lieu dans les parages de la Voie lactée date de 1987 et a explosé dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie satellite de la nôtre. Il faut remonter à 1604 pour trouver une trace d'une supernova dans la Voie lactée. Ces événements semblent plutôt rares. On estime leur fréquence à deux ou trois par siècle et par galaxie. Mais même à ce rythme, il aurait dû y en avoir d'autres depuis 1604. D'autant qu'une mesure de la quantité d'aluminium-26, synthétisé par les supernovae, par le satellite Integral a confirmé en 2006 qu'il devait bien y avoir environ deux explosions par siècle dans la Voie lactée. Où sont-elles passées ? La grande quantité de poussières de notre galaxie pourrait les avoir cachées. De fait, si les supernovae de la Voie lactée semblent facilement repérables car très proches donc visibles à l'oeil nu, il est paradoxalement plus aisé aujourd'hui d'observer celles qui surviennent dans des galaxies éloignées, là où il y a moins de poussières sur la ligne de visée. À tel point que la supernova la plus lointaine jamais repérée se trouve à 9,8 milliards d'années-lumière de la Terre. Elle aurait ainsi explosé lorsque l'Univers n'avait que 3,9 milliards d'années.

Par Fabrice Demarthon, Stéphane Basa, Luc Dessart

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Les supernovae

back to basic - par Fabrice Demarthon, Stéphane Basa, Luc Dessart dans mensuel n°428 daté mars 2009 à la page 79 (2583 mots) | Gratuit
Elles apparaissent soudain dans le ciel et nous avertissent de la mort d'une étoile. Ces explosions finales essaiment des éléments chimiques dans l'Univers. Et leur lumière est précieuse pour sonder l'Univers lointain.

Qu'est-ce qu'une supernova ?
 

C'est dans les années 1930 que le terme est inventé par deux astronomes émigrés aux États-Unis, Walter Baade et Fritz Zwicky. À l'époque, les scientifiques connaissent déjà l'existence des « novae », des événements assez mystérieux se traduisant par l'apparition, puis la disparition d'un astre dans le ciel. Une désignation héritée du Danois Tycho Brahe, qui avait cru voir dans ce phénomène, au XVIe siècle, la naissance d'une nouvelle étoile novae stellae signifie, en latin, nouvelles étoiles. Mais l'observation de tels flashs lumineux dans d'autres galaxies que la nôtre, à plusieurs centaines de millions, voire des milliards d'années-lumière, fait dire à Walter Baade et Fritz Zwicky qu'il doit s'agir de manifestations particulièrement énergétiques pour être visibles d'aussi loin. D'où le nouveau terme de supernova, pour décrire le phénomène transitoire extrêmement lumineux. Les deux astronomes proposent alors un mécanisme susceptible de produire un tel événement : l'explosion d'une étoile, au terme de son existence. Peu de scientifiques les prennent au sérieux à l'époque, mais ils ont en partie raison. Une supernova est bel et bien la mort explosive d'une étoile. Car ces boules de gaz ne sont pas éternelles : elles brûlent par fusion nucléaire leurs composants l'hydrogène, l'hélium, etc. tout au long de leur vie et meurent lorsque leurs réserves sont épuisées, au bout de quelques millions à quelques milliards d'années. Toutes les étoiles ne finissent toutefois pas en supernovae. Il s'agit uniquement des plus grosses, dont la masse est supérieure à huit fois celle du Soleil, ou des étoiles plus légères particulières, appelées naines blanches, qui auraient absorbé de la matière au cours de leur vie.

Depuis quand les observe-t-on ?
 

L'incroyable énergie dégagée par les supernovae les rend parfois visibles à l'oeil nu, même en plein jour lorsqu'elles explosent dans la Voie lactée. Elles ont donc été observées à plusieurs reprises par les anciens astronomes, sans être identifiées en tant que telles. La plus ancienne manifestation susceptible d'être une supernova a été repérée en Chine, en l'an 185 de notre ère. L'événement fut reporté dans le Livre des Han postérieurs Hou Hanshu. Ce nouvel astre a été observé pendant au moins huit mois, peut-être vingt, selon l'interprétation des écrits. D'autres supernovae potentielles furent ensuite décrites, toujours en Chine, en 369, 386 et 393. La première supernova connue avec certitude est apparue dans le ciel en 1006, à la fois en Asie, au Moyen-Orient et en Europe. Elle a été répertoriée dans les chroniques des monastères de Saint-Gall, en Suisse, et de Benevento, en Italie [1] et semble avoir brillé pendant trois ans. Une autre a explosé en 1054. Ses restes sont encore bien visibles aujourd'hui : il s'agit de la nébuleuse du Crabe, dans la constellation du Taureau, à 6 300 années-lumière de la Terre. Les suivantes ont eu lieu en 1181, en 1572, et enfin en 1604. Celle de 1572 a été observée par l'astronome danois Tycho Brahe et celle de 1604 fut largement étudiée par Johannes Kepler. C'est la dernière supernova enregistrée dans notre galaxie.

Combien en connaît-on aujourd'hui ?
 

Plusieurs milliers. Des catalogues accessibles sur Internet, comme celui du Bureau central des télégrammes astronomiques, installé au centre d'astrophysique Harvard-Smithsonian, à Cambridge, aux États-Unis, ou de l'International Supernova Network {2] les recensent. C'est ce même Bureau qui les nomme, selon leur ordre d'apparition dans l'année SN2008A, SN2008B, etc.. SN pour Super Nova, 2008 pour l'année 2008, et une lettre pour désigner leur ordre d'apparition dans l'année, d'abord de A à Z, puis aa, ab, ac, et ainsi de suite.

En 2008, 254 nouvelles supernovae ont été découvertes. La dernière a donc été appelée SN2008it. Si au départ les supernovae ont été dénichées par hasard au gré de découvertes d'astronomes, professionnels ou amateurs, il existe aujourd'hui des programmes d'observation dédiés à leur recherche : l'importance des supernovae pour la compréhension de l'Univers a fait d'elles les cibles de programmes comme le Supernova Sloan Digital Sky Survey à l'observatoire Apache Point, au Nouveau-Mexique, ou le Supernova Legacy Survey au Canada, France Hawaï Télescope, à Hawaï, qui s'est achevé cette année. Ces programmes de détection se fondent sur des observations en continu de larges portions du ciel un degré carré, soit quatre fois la surface apparente de la Lune, pour celui du CFHT, par exemple dans plusieurs domaines de longueur d'onde, accompagnées de mesures spectroscopiques menées sur les plus grands télescopes.

Brillent-elles toutes de la même manière ?
 

Historiquement, les supernovae ont été classées selon les caractéristiques de la lumière qu'elles émettent, leur spectre. Celui-ci révèle en effet la présence, ou non, de certains éléments chimiques. En 1941, l'astronome Rudolph Minkowski décrivit ainsi deux types généraux : le type I, dont le spectre ne porte aucune trace d'hydrogène, et le type II, qui en contient. Plus tard, l'amélioration des techniques d'observation permet de distinguer des sous-classes. Au sein du type I, il existe des supernovae qui contiennent du silicium type Ia, des supernovae qui contiennent de l'hélium sans silicium type Ib et celles qui ne contiennent aucun des deux type Ic [fig. 1] . Dans notre Univers local à moins d'un demi-milliard d'années-lumière de la Terre environ, il y a deux fois plus de supernovae de type II que de supernovae de type Ia et deux fois plus de Ia que de Ib et de Ic.

Combien de temps durent-elles ?
 

Quel que soit le type de supernova, l'explosion survient en moins d'une seconde. La luminosité augmente alors très vite pour atteindre un maximum au bout de deux à trois semaines. L'énergie dégagée est faramineuse : elle équivaut à celle rayonnée par une galaxie entière. Il faut ensuite plusieurs mois pour que la luminosité décroisse. Pour les supernovae de type Ia, la variation de la luminosité au cours du temps suit toujours la même évolution. En revanche, la luminosité des autres supernovae varie bien plus irrégulièrement, sans que l'on puisse expliquer pourquoi : dans certains cas, elle est stable pendant quelques mois suivant l'explosion, dans d'autres cette luminosité décroît très rapidement. Cette distinction entre les supernovae Ia et les autres est en fait assez révélatrice de l'obsolescence de la classification spectroscopique. En effet, même si les scientifiques l'utilisent toujours aujourd'hui, ils savent qu'elle ne prend pas en compte les mécanismes à l'origine des supernovae.

Quels sont ces mécanismes ?
 

Si l'on considère la physique de l'explosion, il existe en fait deux catégories de supernovae : les supernovae thermonucléaires, qui correspondent au type Ia dans la vieille classification spectroscopique, et les supernovae à effondrement gravitationnel du coeur, qui appartiennent à tous les autres types Ib, Ic et II. Le mécanisme le mieux connu aujourd'hui est celui des supernovae thermonucléaires. Lorsqu'une étoile légère comme le Soleil épuise ses réserves d'hydrogène et d'hélium, elle se contracte et devient une naine blanche, composée de carbone et d'oxygène. Or, certaines de ces naines blanches appartiennent à des systèmes binaires et possèdent une compagne - une autre étoile, souvent une géante rouge -, dont l'orbite peut être très proche. Il arrive alors que la naine blanche aspire la matière de sa compagne et grossisse jusqu'à atteindre une masse de 1,4 fois celle du Soleil. À cette masse, appelée limite de Chandrasekhar, du nom de l'astronome indien, Prix Nobel de physique en 1983, qui la mit en évidence, l'étoile devient instable et s'effondre sur elle-même. La température et la densité augmentent soudainement. Des réactions nucléaires sont amorcées si vite que l'étoile explose en moins d'une seconde. L'énergie libérée est phénoménale : environ 1044 joules sont relâchés, essentiellement sous forme cinétique, c'est-à-dire en expulsant le gaz 99 %. La partie lumineuse, elle, est infime 1 %. Par comparaison, le Soleil libère environ 4 * 1026 joules par seconde. Une supernova de type Ia émet donc en une fraction de seconde autant d'énergie que notre étoile en environ 8 milliards d'années.

Comment explosent les étoiles massives ?
 

Les étoiles d'au moins huit fois la masse du Soleil produisent des supernovae dites à effondrement gravitationnel du coeur [fig. 2] . À la fin de leur vie, ces étoiles possèdent un coeur de fer issu de la transformation du silicium issu, lui-même, de la longue chaîne de réactions de fusion nucléaire. Lorsque tout le silicium a été converti en fer, la combustion s'arrête car le fer ne fusionne pas. La très forte gravité à l'oeuvre dans le coeur n'est plus contrebalancée et celui-ci s'effondre sur lui-même. La densité est alors si élevée au centre que les électrons sont absorbés par les protons, qui se transforment en neutrons : une étoile à neutrons, d'une vingtaine de kilomètres de diamètre, apparaît. Le centre du coeur ne pouvant plus se contracter davantage, l'effondrement s'arrête net. S'ensuit alors un rebond : une onde de choc est provoquée par cet arrêt brutal. Elle se propage à travers les couches les plus externes de l'astre et souffle littéralement toute l'étoile. C'est à ce moment-là que l'explosion devient visible à un observateur extérieur, l'étoile mourante devient une supernova. Et dans certains cas extrêmes, le coeur de neutrons est si massif qu'il s'effondre de nouveau sur lui-même et se transforme en trou noir. Ce type de supernova relâche environ 1046 joules, essentiellement sous forme de neutrinos. La partie lumineuse est encore plus infime que pour les supernovae Ia : à peine 0,01 %.

Sait-on simuler numériquement une explosion de supernova ?
 

Pas encore. Si le mécanisme à l'origine des supernovae thermonucléaires est relativement bien compris, il reste quelques zones d'ombre qui empêchent les modèles numériques de reproduire parfaitement le phénomène. Par exemple, on ne sait toujours pas exactement comment débute la combustion nucléaire d'une naine blanche. On ne connaît pas non plus la vitesse de propagation de l'explosion. Quant aux supernovae à effondrement de coeur, les mécanismes précis qui génèrent l'explosion de l'étoile à partir de l'onde de choc restent méconnus. De fait, les simulations numériques ont montré que lorsque l'onde de choc traverse l'étoile, toujours en train de s'effondrer alors que le centre s'est déjà transformé en étoile à neutrons, elle provoque une dissociation des atomes. Or ce phénomène absorbe tellement d'énergie que l'onde doit s'arrêter à 100 ou 200 kilomètres au-dessus de l'étoile à neutrons.

Comment retrouve-t-elle alors assez d'énergie pour repartir et générer l'explosion finale en supernova ? Aujourd'hui, les modèles numériques explorent trois mécanismes. Le premier met en jeu les neutrinos produits lors de l'effondrement du coeur. Ce sont eux, qui en raison de la densité très élevée de l'ordre du milliard de tonnes par centimètre cube, interagiraient, une fois n'est pas coutume, avec la matière et fourniraient ainsi l'énergie, suffisante à relancer l'explosion. Le deuxième mécanisme fait intervenir des oscillations acoustiques provoquées par les mouvements de matière dans l'étoile. Enfin le troisième mécanisme, appelé magnéto-rotationnel, propose que des phénomènes magnétiques puisent de l'énergie de la rotation de l'étoile mourante et la transfèrent à l'explosion. Très efficace, il exige cependant des étoiles massives tournant suffisamment vite de l'ordre d'un tour par seconde. Pour l'instant, il semble difficile de trancher. Il faudra attendre les simulations en trois dimensions des différents scénarios pour espérer les départager.

Que reste-t-il après l'explosion ?
 

Cela dépend du type de supernova. Pour les supernovae thermonucléaires, il ne reste rien de la naine blanche. Sa combustion est totale. Pour les supernovae à effondrement de coeur en revanche, l'étoile à neutrons survit. Celle-ci tourne très vite sur elle-même et projette un intense rayonnement électromagnétique le long de son axe de rotation. Elle forme alors un pulsar, qui ne peut être détecté que si cet axe pointe vers nous. L'exemple le plus typique est celui de la nébuleuse du Crabe, issue de la supernova de 1054, au centre de laquelle se trouve un pulsar. Et pour les plus massives, c'est un trou noir qui reste. Qu'elles soient thermonucléaires ou à effondrement de coeur, les supernovae laissent derrière elles ce que les scientifiques appellent des rémanents, les restes de la matière éjectée lors de l'explosion. Ils peuvent être « pleins » ou « en coquille » et émettent de la lumière dans plusieurs domaines de longueurs d'onde.

Pourquoi traque-t-on les supernovae ?
 

Parce que les supernovae thermonucléaires, de type Ia donc, fournissent des renseignements précieux sur la géométrie de l'Univers. Elles constituent ce que les astronomes appellent des « chandelles standard », des objets dont la luminosité intrinsèque est connue. Il suffit alors d'observer leur luminosité apparente pour calculer la distance à laquelle elles se trouvent. Le mécanisme d'explosion des supernovae thermonucléaires étant relativement bien appréhendé, il est assez aisé pour les astronomes de calculer leur luminosité propre. Évidemment, toutes ces supernovae ne se révèlent pas rigoureusement identiques : la luminosité maximale peut varier de l'une à l'autre et celles qui explosent dans les galaxies elliptiques semblent moins lumineuses que celles des galaxies spirales comme la nôtre une variation peut-être due aux différences de compositions chimiques desdites galaxies. Mais même la variabilité entre les supernovae a pu être mise en équations, et il est possible de la corriger pour obtenir une valeur de la luminosité intrinsèque normalisée. Ainsi, le calcul de la distance des supernovae thermonucléaires à différents âges de l'Univers a permis, en 1998, aux équipes de Saul Perlmutter, du Lawrence Berkeley National Laboratory, et de Brian Schmidt, de l'université nationale australienne, de découvrir l'accélération de l'expansion de l'Univers et l'existence de l'énergie noire [3] .

L'explosion a-t-elle des conséquences sur l'environnement stellaire ?
 

Oui, puisque ce sont les supernovae qui enrichissent l'Univers en éléments lourds. Lorsqu'elles se forment, les étoiles sont composées d'hydrogène et d'hélium. Au cours de leur vie, les réactions nucléaires complexes qui les alimentent en énergie transforment l'hydrogène en hélium et l'hélium en carbone et en oxygène. Au sein des étoiles les plus massives, la densité et la température sont même suffisantes pour amorcer la synthèse de tous les éléments lourds jusqu'au fer, comme le silicium, le néon, le cobalt, le cuivre, etc. Lorsque la supernova explose, tous ces éléments sont projetés dans l'espace interstellaire. La violence de l'explosion entraîne aussi la fabrication de tous les autres atomes plus lourds que le fer. Les éléments chimiques dont nous sommes constitués sont donc issus des supernovae. Voilà pourquoi certains astronomes aiment à dire que nous sommes tous des poussières d'étoiles.

À quand la prochaine supernova dans la Voie lactée ?
 

La dernière à avoir eu lieu dans les parages de la Voie lactée date de 1987 et a explosé dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie satellite de la nôtre. Il faut remonter à 1604 pour trouver une trace d'une supernova dans la Voie lactée. Ces événements semblent plutôt rares. On estime leur fréquence à deux ou trois par siècle et par galaxie. Mais même à ce rythme, il aurait dû y en avoir d'autres depuis 1604. D'autant qu'une mesure de la quantité d'aluminium-26, synthétisé par les supernovae, par le satellite Integral a confirmé en 2006 qu'il devait bien y avoir environ deux explosions par siècle dans la Voie lactée. Où sont-elles passées ? La grande quantité de poussières de notre galaxie pourrait les avoir cachées. De fait, si les supernovae de la Voie lactée semblent facilement repérables car très proches donc visibles à l'oeil nu, il est paradoxalement plus aisé aujourd'hui d'observer celles qui surviennent dans des galaxies éloignées, là où il y a moins de poussières sur la ligne de visée. À tel point que la supernova la plus lointaine jamais repérée se trouve à 9,8 milliards d'années-lumière de la Terre. Elle aurait ainsi explosé lorsque l'Univers n'avait que 3,9 milliards d'années.

Par Fabrice Demarthon, Stéphane Basa, Luc Dessart

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