Les supernovae sont des événements extrêmement énergétiques et dynamiques dans l'univers. Le plus brillant que nous ayons jamais observé a été découvert en 2015 et était aussi brillant que 570 milliards de soleils. Leur luminosité signifie leur signification dans le cosmos. Ils produisent les éléments lourds qui composent les personnes et les planètes, et leurs ondes de choc déclenchent la formation de la prochaine génération d'étoiles.
Il y a environ 3 supernovae tous les 100 cents ans dans la galaxie de la Voie lactée. Tout au long de l'histoire humaine, seule une poignée de supernovae a été observée. La première supernova enregistrée a été observée par des astronomes chinois en 185 après JC. La supernova la plus célèbre est probablement la SN 1054 (les supernovae historiques sont nommées pour l'année où elles ont été observées) qui a créé la nébuleuse du crabe. Maintenant, grâce à tous nos télescopes et observatoires, l'observation des supernovae est assez courante.
Mais une chose que les astronomes n'ont jamais observée, ce sont les tout premiers stades d'une supernova. Cela a changé en 2013 lorsque, par hasard, l'Intermediate Palomar Transient Factory (IPTF) a aperçu une supernova de seulement 3 heures.
Il est extrêmement important de repérer une supernovae au cours de ses premières heures, car nous pouvons rapidement pointer d'autres «oscilloscopes» et recueillir des données sur l'étoile progénitrice du SN. Dans ce cas, selon un article publié dans Nature Physics, les observations de suivi ont révélé une surprise: le SN 2013fs était entouré de matériau circumstellaire (CSM) qu'il avait éjecté l'année précédant l'événement de la supernova. Le CSM a été éjecté à un taux élevé d'environ 10 -³ de masses solaires par an. Selon l'article, ce type d'instabilité pourrait être courant chez les supernovae.
SN 2013fs était un super-géant rouge. Les astronomes ne pensaient pas que ces types d'étoiles éjectaient du matériel avant de devenir supernova. Mais des observations de suivi avec d'autres télescopes ont montré l'explosion de la supernova se déplaçant à travers un nuage de matériel précédemment éjecté par une étoile. Ce que cela signifie pour notre compréhension des supernovae n'est pas encore clair, mais cela change probablement la donne.
Attraper le SN 2013fs vieux de 3 heures a été un événement extrêmement chanceux. L'IPTF est une étude du ciel à large champ entièrement automatisée. Il s'agit d'un système de 11 CCD installé sur un télescope à l'Observatoire Palomar en Californie. Il faut des expositions de 60 secondes à des fréquences comprises entre 5 jours et 90 secondes. C'est ce qui lui a permis de capturer SN 2013fs à ses débuts.
Notre compréhension des supernovae est un mélange de théorie et de données observées. Nous savons beaucoup de choses sur la façon dont ils s'effondrent, pourquoi ils s'effondrent et quels types de supernovae existent. Mais c'est notre premier point de données d'un SN dans ses premières heures.
SN 2013fs se trouve à 160 millions d'années-lumière dans une galaxie à bras spiral appelée NGC7610. C'est une supernova de type II, ce qui signifie qu'elle est au moins 8 fois plus massive que notre Soleil, mais pas plus de 50 fois plus massive. Les supernovae de type II sont principalement observées dans les bras spiraux des galaxies.
Une supernova est l'état final de certaines des étoiles de l'univers. Mais pas toutes les étoiles. Seules des étoiles massives peuvent devenir des supernova. Notre propre Soleil est beaucoup trop petit.
Les étoiles sont comme des équilibres dynamiques entre deux forces: la fusion et la gravité.
Comme l'hydrogène est fusionné en hélium au centre d'une étoile, il provoque une énorme pression extérieure sous forme de photons. C'est ce qui éclaire et réchauffe notre planète. Mais les étoiles sont bien sûr énormément massives. Et toute cette masse est soumise à la gravité, qui tire la masse de l'étoile vers l'intérieur. La fusion et la gravité s'équilibrent donc plus ou moins. C'est ce qu'on appelle l'équilibre stellaire, qui est l'état dans lequel se trouve notre Soleil, et le sera pendant plusieurs milliards d'années de plus.
Mais les étoiles ne durent pas éternellement, ou plutôt leur hydrogène ne dure pas. Et une fois l'hydrogène épuisé, l'étoile commence à changer. Dans le cas d'une étoile massive, elle commence à fusionner des éléments de plus en plus lourds, jusqu'à ce qu'elle fusionne le fer et le nickel dans son noyau. La fusion du fer et du nickel est une limite de fusion naturelle dans une étoile, et une fois qu'elle atteint le stade de fusion du fer et du nickel, la fusion s'arrête. Nous avons maintenant une étoile avec un noyau inerte de fer et de nickel.
Maintenant que la fusion s'est arrêtée, l'équilibre stellaire est rompu et l'énorme pression gravitationnelle de la masse de l'étoile provoque un effondrement. Cet effondrement rapide provoque à nouveau le noyau à chauffer, ce qui arrête l'effondrement et provoque une onde de choc massive vers l'extérieur. L'onde de choc frappe le matériau stellaire extérieur et l'envoie dans l'espace. Voila, une supernova.
Les températures extrêmement élevées de l'onde de choc ont un effet plus important. Il chauffe le matériau stellaire à l'extérieur du noyau, bien que très brièvement, ce qui permet la fusion d'éléments plus lourds que le fer. Cela explique pourquoi les éléments extrêmement lourds comme l'uranium sont beaucoup plus rares que les éléments plus légers. Seules les étoiles suffisamment grandes qui deviennent supernova peuvent forger les éléments les plus lourds.
En bref, c'est une supernova de type II, le même type trouvé en 2013 alors qu'elle n'avait que 3 heures. Comment la découverte du CSM éjecté par SN 2013fs va développer notre compréhension des supernovae n'est pas entièrement comprise.
Les supernovae sont des événements assez bien compris, mais leurs questions sont encore nombreuses. Reste à savoir si ces nouvelles observations des tout premiers stades d'une supernovae répondront à certaines de nos questions, ou créeront simplement des questions sans réponse.
