supernova IAP

mise à jour le 12 Octobre 2004

SÉMINAIRE SUR LES SUPERNOVA

À L'OCCASION DU 400^ème ANNIVERSAIRE
DE LA SN DE KEPLER DU 9 OCTOBRE 1604

Organisée par l'IAP

98 bis Av Arago, Paris 14 ème

Le Vendredi 8 Octobre 2004 toute la journée

Photos : JPM.

BREF COMPTE RENDU

Cette journée allait s'annoncer mémorable, en effet toute une série de conférences sur les supernova, c'est un régal et ceci dans les locaux prestigieux de l'IAP, Boulevard Arago à paris.

Cela a mal commencé pour moi, je n'ai pas pu assister à la première partie sur l'historique des supernova, mais j'ai appris que cela avait été très bien traité.

Rappelons les supernova historiques :

Ce sont celles de : 1006; 1054 (le Crabe, vue par les Chinois); 1181; 1572 (celle de Tycho Brahé, c'est d'ailleurs lui qui a inventé ce terme nova en pensant qu'une nouvelle étoile était apparue dans le ciel); 1604 (celle pour laquelle on est là aujourd'hui, vue par Kepler).

Elles ont toutes eu lieu dans notre galaxie et depuis cette période historique jusqu'en 1987 où une SN fut découverte dans le Grand Nuage de Magellan (une galaxie satellite de la notre) il n'y en a pas eu d'autres observées sur Terre.

Après l'introduction des conférences de l'après midi par Jean Audouze (photo) astrophysicien, directeur de recherche au CNRS, et surtout Directeur du Palais de la Découverte, cette merveilleuse institution qui m'a personnellement motivée pour une carrière scientifique.

Deux mots à ce propos, parents et enseignants, emmenez vos enfants et faites vous plaisir à vous même, comprenez l'approche scientifique des choses et rendez visite souvent à votre Palais de la Découverte, les salles spécialisées sont didactiques et claires (ce n'est pas le cas de tous les musées scientifiques) et le personnel est à votre disposition. De nombreuses conférences, expositions et thèmes sont proposées chaque année.

Ils accueillent très bien les scolaires, profitez en, la balle est dans votre camp.

Revenons à nos super nova.

L'après midi commence par une conférence de Robert Mochkovitch de l'IAP, spécialiste des supernova, il nous parle de la classification des supernova

On retrace d'abord le concept de super nova, inventé par Fritz Zwicky vers 1930; c'est lui qui organise un programme de recherche systématique des SN en effectuant la comparaison de photos prises à intervalles réguliers

C'est aussi ce même Zwicky qui ajouta super au mot nova, il fit un malheur.

En près de trente ans Zwicky et son équipe ont détecté plus de 300 supernova! C'est ce même Zwicky qui en 1938 eut l'inspiration géniale sur la genèse des SN : ce serait l'effondrement du cœur d'une étoile par énergie gravitationnelle.

La classification des SN vient de Rudolf Minkovki dans les années 1940. Il les décomposa en deux grandes familles : les SN de type I et de type II.

Les types I n'ont pas la raie d'Hydrogène (le composant le plus abondant de l'univers!) dans leur spectre, alors que les SN du groupe II les ont.

Rien n'étant simple il existe aussi des sous classes :

Type Ia: Présence des raies du silicium ionisé.

Type Ib: Absence des raies du silicium, présence de raies de l'hélium.

Type Ic: Absence des raies du silicium et de l'hélium.

Type II normal: Domination des raies de l'hydrogène, présence de raies de l'hélium

Type IIb: Présence dominante des raies de l'hélium.

Un autre facteur important des SN est leur courbe de lumière (la luminosité observée de la SN quand elle se produit et son évolution dans le temps) qui elle aussi dépend du type de SN.

Les SN Ia sont les plus brillantes, et le maximum est atteint au bout de quelques dizaines de jours.

La décroissance est ensuite exponentielle. (voir photo représentant la courbe de lumière typique d'un Ia)

Les courbes de lumière des SN Ia sont presque toutes assez semblables, on verra plus tard que cela va avoir une conséquence très positive un peu plus tard. Par contre, les SN II ont une plus grande diversité dans leur courbe de lumière.

À son maximum d'intensité une supernova brille comme un milliard de Soleils!

La genèse des supernova :

Les SN Ia sont présentes dans les galaxies elliptiques et spirales, et sont associées à la vieille population d'étoiles (population appelée III).

Elles correspondent à l'explosion thermonucléaire d'une naine blanche qui a probablement un compagnon plus massif qui l'alimente. Cette explosion apparaît quand la masse de cette naine blanche dépasse une certaine masse critique (dite de Chandrasekhar et égale à 1,4 la masse solaire). Il y a effondrement allumage des couches supérieures (Carbone) et destruction totale de l'étoile.

La luminosité de l'étoile au moment de l'explosion correspondant au même phénomène physique, est donc similaire pour toute les Ia, ce qui les rend éligibles au titre de CHANDELLES STANDARD (standard candles en anglais) pour étalonner l'univers. (voir texte sur la mesure des distances dans l'univers pour ceux qui ont oublié).

Les SN II et Ibc sont absentes des galaxies elliptiques et sont associées elles aux régions d'étoiles en formation.

Elles sont le résultat de l'explosion d'étoiles très massives (10 masses solaires au moins) qui deviennent soit des étoiles à neutrons soit des trous noirs.

Ces étoiles ont une structure en pelure d'oignon, où chaque élément à sa place bien précise, le Fer élément ultime étant bien entendu au cœur, contrairement à la Terre comme le fait remarquer l'orateur, les éléments les plus jeunes sont au centre et non pas en surface.

En brûlant, le cœur s'effondre à une vitesse énorme et en un temps très court (1/10 sec), sa masse dépasse la masse limite et il se produit alors un rebond super élastique du noyau de Fer vers les couches extérieures.

Ce rebond est imagé par notre orateur à l'aide de deux balles en caoutchouc l'une beaucoup plus petite que l'autre qu'ils laissent rebondir par terre. La grosse balle en touchant le sol communique toute son énergie à la petite qui rebondit très fortement. (photo)

L'énergie libérée est pharamineuse de l'ordre de 10⁴⁶ Joules! Oui je sais que cela ne vous parle pas beaucoup, disons que c'est approximativement 100 fois ce que va rayonner notre Soleil pendant ses 10 milliard d'années de vie!!!!!

Cette énergie libérée l'est principalement sous forme de quantités énormes de neutrinos qui sont émises au moment de l'explosion.

Attaquons nous maintenant à la première supernova des temps modernes observée le 24 Février 1987 qui a bien logiquement le numéro SN1987A.

Il se trouve que cette SN était du Type II, c'était comme dit plus haut la première SN des temps modernes vue à l'oeil nu depuis celle de 1604. elle est localisée dans le Grand Nuage de Magellan (LMC) près de notre galaxie.

Pour la première fois un flux de neutrinos a pu être détecté.

En effet on a détecté 12 (oui je dis bien douze!) neutrinos dans la grande piscine du Kamiokande au Japon (voir photo de gauche) et 8 (huit) dans celle des USA à l'IMB de Cleveland et ceci en une dizaine de secondes.

C'est peu mais c'est énorme, car ce sont des particules pour ainsi dire impossible à détecter.

On pense en calculant à l'envers que le nombre de neutrinos émis était de l'ordre de 10⁵⁷ (n'essayez pas d'imaginer un tel nombre, vous n'y arriverez pas)!!!!

Ces détecteurs de neutrinos sont en fait des immenses quantités d'eau placées le plus profondément sous terre (à Cleveland c'est dans une ancienne mine de cuivre) et dont les murs sont tapissés de tubes photo multiplicateurs (PMT); des amplificateur de lumière si l'on veut, ils convertissent des particules énergétiques en électron qu'ils amplifient et que l'on peut alors détecter.

Il faut noter que ces neutrinos détectés ont en fait traversé toute la Terre avant de frapper les détecteurs, en effet, la supernova était dans l'hémisphère Sud et les détecteurs dans l'hémisphère Nord.

C'est sur ces considérations neutrinonesques et par une séance de questions réponses de la part du public (photo) que se termine se passionnant exposé de Robert Mochkovitch.

Signalons que R Mochkovitch est en plus comme moi un Tintinophile (enfin un admirateur de Tintin) il a écrit (avec Roland Lehoucq) un petit opuscule sur Tintin et la science et qui s'appelle : "Mais où est donc le Temple du Soleil" dont vous pouvez lire la critique ICI.

Cela rafraîchit et change des SN, à conseiller à tout bon chercheur avant de commencer, cela l'aidera à trouver.

Vient ensuite Michel Dennefeld (IAP) dont le sujet de conférence est : Le reste de la supernova de Kepler.

En fait c'est un thème plus général sur les restes (remnants en anglais) de supernova.

Avant 1950 seuls 3 restes de SN étaient connus, ceux du Crabe, de Kepler et des dentelles du cygne. C'est la radioastronomie moderne qui a permis de détecter les restes.

Mais au fait que sont ces restes?

IC443 © Chip Levinson/Adam Block/NOAO/AURA/NSF

C'est en fait l'onde de choc de la SN qui butte sur le milieu interstellaire.

Un bel exemple est donné par les restes de IC443 (voir photo).

Certains autres donnent des filaments (comme ceux de Tycho ou de Cassiopéé A).

Pour ceux du Crabe (SN de 1054 vue au VLT) on ne voit pas très bien l'étoile à neutron (pulsar) qui s'est formée au centre, mais elle est là.

Quant aux restes de la SN Kepler, ils ont été vu par Spitzer le télescope Infra Rouge spatial de la NASA.

C'est un nuage de 14 années lumière de large.

C'était une SN de type I, (mais on n'en est pas vraiment sûr), dont la première image a été faite en 1943 au Mont Wilson.

Elle est trop jeune, et ses filaments n'ont pas eu le temps de rayonner dans le visible, ils le font dans le X. et l'IR;comme on le voit sur les photos de gauche.

Ces filaments se déplacent quand même à 100km/s dans le milieu.

Frédéric Daigne (IAP, maître de conférences) nous parle maintenant du lien entre les supernova et les sursauts gamma.

Les sursauts gamma (Gamma Ray Burst GRB en anglais) sont les évènements les plus violents de l'Univers depuis le Big Bang, ce sont des "flash" de rayonnements gamma (comme la lumière mais en beaucoup plus énergétique) qui durent un très court instant et sont produits dans des galaxies très distantes (heureusement!).

Ils ont été détectés pour la première fois dans les années 1960 lors de la guerre froide, en effet les américains espionnaient les possibles explosions nucléaires soviétiques et avaient truffé l'espace de détecteurs.

Un jour on frôla la crise, les détecteurs avaient "entendu" des émissions gamma (qui en principe sont le résultat d'une explosion nucléaire) qui ne pouvaient pas être attribuées à la partie adverse.

Les premiers sursauts gamma étaient découverts, ouf on avait eu chaud!

La durée de ces sursauts est variable, elle peut aller de quelques ms à quelques centaines de secondes.

On appelle courts ceux qui sont de l'ordre de 100ms et longs ceux qui sont au delà de 10 secondes.

Ci joint une animation par feu le satellite Compton-BATSE (Burst and Transient Source Experiment) d'un GRB de 5 secondes de durée.

Ce sont en effet les satellites qui peuvent détecter les GRB car les rayonnements gamma sont absorbés par notre atmosphère.

Ces phénomènes sont détectés aujourd'hui par satellite (HETE-2, INTEGRAL, bientôt SWIFT) et fournissent en temps réel la position du lieu ce qui permet de pouvoir étudier à partir de télescopes terrestres les rémanences (afterglow).

La question se pose de savoir quel est l'événement qui produit le GRB?

Il y a principalement deux causes : des étoiles très massives qui s'effondrent en trou noir, ou des systèmes stellaires binaires (coalescence) comportant soit une étoile à neutrons soit un trou noir.

La première catégorie est généralement accompagnée d'un GRB et donne des sursauts "longs" et la deuxième des sursauts "courts".

Cette rémanence décroît bien sûr avec le temps et rapidement d'ailleurs. Elles correspondent aux émissions dans le visible, les X et ondes radio qui suivent les GRB, celles ci peuvent durer de quelques jours à quelques mois. Les premières rémanences ont été mises en évidence par le satellite Beppo-SAX en 1997. Il a mis en évidence depuis une trentaine de ces afterglows. Pour les mettre en évidence, les sursauts gamma sont d'abord détectés depuis l'espace et l'information est envoyée ensuite à un réseau terrestre de télescopes qui poursuit la collecte d'informations en sachant qu'une rémanence va se produire. Ces rémanences donnent des indications sur la quantité de matière mise en jeu dans le GRB.

La question se pose de savoir jusqu'où peut on détecter un GRB, pour cela il faut se balader dans l'espace (et donc dans le temps) en définissant le facteur "redshift" z (les étoiles et galaxies s'éloignent de nous provoquant un décalage de leur lumière vers le rouge par effet Doppler, plus la lumière est rouge plus elles sont loin, z rend compte de ce décalage ), voici un site US qui définit clairement ce facteur indicateur de distance avec un exemple de calcul.

En d'autres mots, plus le z est grand et plus la distance est grande. Il caractérise aussi le "retour en arrière" vers l'origine (le BB), par exemple un z= 0 veut dire l'état actuel; z= 1 45% de l'age de l'univers soit 6 milliards d'al : z= 5 correspondant à 5% de l'age de l'univers, 700.000 ans après le BB; plus z grossit plus on se rapproche du Big Bang.

Aujourd'hui on détecte des GRB de z= 4,5 (par exemple au VLT au Chili)

Fréquences des GRB : on peut en voir en moyenne un par jour!

L'énergie émise par ces sursauts est considérable, elle correspond à peu près à l'énergie de 1000 Soleil pendant toute leur vie.

C'est sur ces mots que la présentation de Mr Daigne se termine, nous avons des afterglows plein la tête et une pause café nous fait du bien.

Nikos Prantzos , IAP Directeur de Recherche CNRS, nous parle maintenant des Supernova et de l'évolution chimique des galaxies.

Une bonne introduction : les supernova sont les alchimistes des éléments!!

Rappel sur l'abondance des éléments qui est liée à la stabilité des noyaux, la structure en pelure d'oignon des étoiles massives qui brûlent leurs carburants et s'arrêtent au Fer. C'est l'explosion de l'étoile en SN qui va poursuivre l'enrichissement des éléments en corps plus lourd que le Fer.

L'évolution d'un système galactique est discutée en détail.

Les premières étoiles (population III) étaient plus massives que celles des générations suivantes, elles étaient constituées d'Hydrogène et d'hélium principalement, on ne trouve pas trace de telles étoiles dans le ciel pour le moment. La génération suivante (population II) est aussi pauvre en "métaux" (les astronomes appellent métal ou métallicité tout ce qui est supérieur à l'Hélium!!!), alors que la génération actuelle (population I) elle est riche en "métal" (heureusement sinon à quoi ressemblerait-on?).

On essaie d'observer ces étoiles de pop II afin d'en apprendre plus sur leur compte.

Les supernova SN Ia sont les producteurs les plus importants de Fer dans l'Univers, mais elles sont 5 fois moins fréquentes que les SN II

En conclusion Nikos nous présente un tableau résumé de l'évolution chimique des galaxies.

Nous sommes bien les enfants des supernova!!

L'apport des supernova à la cosmologie nous est présentée par Reynald Pain (de l'IN2P3), et je lui présente mes excuses, car sa photo a bougée elle est floue (c'était la fin de la journée, je devais être fatigué!!) donc je ne peux pas la joindre, je mets celle trouvée sur le Net.

Présentation structurée en 3 parties :

Mesurer l'expansion

Arpenter l'univers

Projets en cours

Les SN sont très lumineuses et donc visibles de très grande distance; mais ces phénomènes sont rares (1 par siècle et par galaxie on l'a vu), aléatoires (où faut-il regarder?) et éphémères (il ne faut pas les louper!).

Les SN Ia comme on l'a vu au cours des présentations précédentes correspondent à l'accrétion de la matière d'un compagnon. Elles correspondent à peu près à la même quantité de lumière (absolue) quelque soit l'endroit.

Les caméras à grand champ permettent d'observer des centaines de galaxies dans un temps réduit ce qui effectue ainsi une recherche systématique des SN.

On compare sur quelques semaines l'évolution des mêmes galaxies, ce qui permet de découvrir des SN.

Cela implique de nombreux observatoires tel que Hubble, Keck; Cero Tololo, Isaac newton et les infos sont collectées par le laboratoire Berkeley dans la baie de San Francisco (les veinards!). C'est le projet : Supernova Cosmology project des Berkeley Labs.

Ensuite on nous parle de la constante cosmologique et de sa petitesse, de défauts topologiques, de quintessence , alors là je n'ai pas réussi à suivre désolé pour les lecteurs.

Les projets en cours sur les SN sont de plus en plus nombreux (sans faire de mauvais jeu de mots en cette fin de journée, ils ont explosé!) :

Les SN proches et très proches sont étudiées au Mont Palomar (programme Quest).

Les SN intermédiaires par le projet SLOAN et ESCC (European Supernova Cosmology Consortium)

Les SN à grand z (décalage vers le rouge) : projet franco allemand SNLS (Super Nova Legacy Survey) à recherche glissante de SN et basée à Hawaï (les re-veinards!). la caméra de 40 CCD a été développée par Saclay, c'est la Megaprime.

Les SN à très grand z (on dit cosmologique) ne peuvent être étudiées que de l'espace : Hubble et projet SNAP.

Conclusion sur les questions qui se posent sur l'origine et la nature de l'énergie noire.

La séance se termine par une discussion sur la prochaine SN galactique et si nous sommes prêts pour cela.

Je ne tiens pas à le savoir, car avec les dégâts qu'elle ferait….

Si vous voulez connaître les dernières nouvelles de flash qui peuvent être l'annonce d'un SN imminente , allez voir cet article très intéressant du Goddard Space Flight Center (GSFC) du 30 sept 2004, avec de nombreuses animations Quicktime.

La fin de la journée devait se terminer par une visite du Palais de la Découverte avec présentation du ciel de l'époque de Kepler, je n'ai malheureusement pas pu y assister, mais connaissant le Planétarium et leurs présentateurs, je suis certain que ce devait être exceptionnel.

La tête plein de supernova j'écris ces quelques lignes et me promet de revenir à l'IAP pour de telles conférences.

LIENS INTERNET SUPPLÉMENTAIRES ESSENTIELS SUR LES SUPERNOVA ET GRB :

Supernova et cosmologie par Claude Picard de la SAF :

http://www-cosmosaf.iap.fr/Supernova%20novembre%202002.htm

De Robert Mochkovitch article de fond sur l'explosion des supernova :

http://www.iap.fr/InformationCommunication/ArticlesGrandPublic/AstroHautesEnergies/explosions_supernovae.html

Très clair et complet sur les Supernova

http://www.cosmovisions.com/su.htm

Boulay sur les supernova :

http://jcboulay.free.fr/astro/sommaire/astronomie/univers/galaxie/etoile/supernova/page_supernova.htm

Thierry Lombry de Luxorion sur les supernova :

http://www.astrosurf.com/lombry/diversite-etoiles3.htm