Supernova à capture d'électrons : un nouveau type de mort d'étoiles

Une équipe internationale d'astrophysiciensastrophysiciens vient de faire savoir que le premier exemple convaincant d'un type de supernova exotiqueexotique prédit théoriquement depuis presque 40 ans, notamment par des simulations numériquessimulations 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 SNSN 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 anomaliesanomalies qui ne permettaient pas de la faire rentrer dans le cadre des deux grands types de supernovaesupernovae 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 télescopetélescope HubbleHubble. Les images de cette galaxie spirale barréegalaxie spirale barrée, située dans la constellationconstellation de la GirafeGirafe, ont révélé que l'étoileétoile 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, astronomeastronome et neveu du célèbre mathématicienmathématicien, Hermann Minkowski, Baade se rend compte que ces supernovae peuvent également être séparées en deux types, en fonction de leurs raies spectralesraies 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.

Toujours dans les années 1930, Walter Baade et Fritz Zwicky comprennent, très peu de temps après la découverte par Chadwick du neutronneutron en 1932, que certaines supernovae sont des explosions gigantesques. Elles accompagnent l'effondrementeffondrement des étoiles qui vont devenir des étoiles à neutronsétoiles à neutrons. En 1938, Robert Oppenheimer exploite, avec son étudiant Volkoff, des résultats de Richard Tolman portant sur des sphères de fluides en relativité généralerelativité 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 noirstrous noirs.

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

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'oxygèneoxygène et de carbonecarbone pour l'essentiel. Les réactions thermonucléaires s'étant là aussi arrêtées et tant que la masse de la naine blanchenaine 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 gravitégravité en raison de la présence d'un gazgaz dégénéré d'électrons relativistes comme on dit dans le jargon de la physique quantiquephysique quantique. La naine blanche explosera selon une détonation thermonucléaire si elle reçoit d'une étoile compagne de la matièrematière par accrétionaccrétion 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 néonnéon et du magnésiummagnésium 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 dégénérescencepression 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 solidesolide 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 pulsarpulsar. 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 luminositéluminosité 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.