Les bombes de l'espace :
Toutes les étoiles ne meurent pas calmement. Les plus grosses et les plus chaudes (les supergéantes bleues ou blanches) finissent parfois leur vie dans une catastrophique explosion de supernova. Une étoile ressemble à une bombe atomique. Seule sa gravité l'empêche d'exploser. Plus une étoile contient de matière, plus la force de gravité tente de concentrer celle-ci au centre. Lorsqu'une étoile géante épuise son combustible, elle se condense. La température du noyau grimpe alors jusqu'à quelques 5 000 millions de degrés et l'on assiste à l'explosion d'une supernova. La dernière eut lieu le 24 février 1987, dans le Grand Nuage de Magellan.
Supernova 1987a (NASA)
La contraction d'une étoile :
Après l'explosion d'une supernova, il ne reste qu'une minuscule "étoile à neutrons", l'un des objets les plus curieux de l'univers. Une étoile à neutrons est entièrement composée de matière solide et pèse un million de millions de fois plus que le plomb. Un morceau d'étoile à neutrons de la taille d'une tête d'épingle a le poids d'un immeuble de plusieurs étages !
La supernova Remnant et une étoile à neutron (NASA)
Même l'objet le plus dense de l'univers est presque essentiellement constitué de vide. En effet, tous les corps sont formés d'atomes. Or, les atomes ne sont pas des corps denses. Par exemple, un atome d'hydrogène (l'un des éléments les plus courants) est composé en son centre d'une particule solide (le proton), et d'une très petite particule (l'électron) qui parcourt son orbite autour du proton des millions de fois par seconde. Les atomes sont trop petits pour être visibles, mais, en imaginant que le proton d'hydrogène ait la taille d'un petit pois, l'électron graviterait à 400 mètres de là.
L'espace considérable qui sépare le proton et l'électron est totalement vide.
Dans les naines blanches, les atomes d'hydrogène et d'hélium sont serrés jusqu'à se toucher. En revanche, au centre d'une supernova, les atomes sont compressés au point qu'ils se brisent et que les protons et les électrons forment une particule atomique différente que l'on appelle " neutron " . On obtient alors la matière la plus dense de l'univers : une étoile à neutrons.
Les novae constituent une classe très disparate d’objets mais qui ont toutes la caractéristique de voir leur luminosité augmenter fortement puis décroître. La grande variété de novae susceptibles d’être observées vient principalement du facteur d’augmentation de la luminosité. Certaines novae, dites novae naines, ne voient leur luminosité augmenter que par des facteurs de l’ordre de 100. Ces augmentations de luminosité surviennent alors très fréquemment avec des périodicités de l’ordre de quelques mois. D’autres, au contraire, dont la nova apparue brusquement en août 1975 dans la constellation du Cygne, voient leur luminosité augmenter par des facteurs qui peuvent aller jusqu’à 10 6. Dans le cas de ces novae très énergétiques, on ne constate pas de récurrence du phénomène.
Il existe en fait une corrélation, remarquée dans les années 1930 par les astronomes soviétiques Boris Vasilievich Kukarkin et Pavel Petrovitch Paranego, selon laquelle plus les changements de luminosité subis par une nova sont grands, plus il s’écoule de temps entre deux explosions.
Les anneaux mystérieux de la Supernova 1987a (NASA)
Les astrophysiciens se sont très rapidement interrogés sur la nature du ou des mécanismes qui affectent quelques dizaines d’étoiles de notre galaxie. Une caractéristique de ces étoiles semble être commune à toutes, qu’elles soient novae naines ou au contraire novae très énergétiques: toutes semblent appartenir à des systèmes d’étoiles doubles. C’est à partir de cette caractéristique que l’on explique les mécanismes à l’origine de l’explosion ou de l’apparition de la nova. Le système binaire qui contient la «candidate» nova est constitué d’une naine blanche (la candidate) qui orbite autour d’une étoile froide géante. Lorsque la matière de cette étoile froide dépasse un certain rayon, dit rayon de Roche (du nom du physicien qui a calculé les caractéristiques de l’effet simultané de la gravité de deux corps en rotation l’un par rapport à l’autre), cette matière est davantage attirée par la naine blanche que par les régions centrales de l’étoile à laquelle elle appartenait. Cette attraction la conduit à former ce que l’on appelle un disque d’accrétion autour de la naine blanche. Ce disque de matière a une température très élevée et son comportement détermine les différences que l’on rencontre d’une sous-classe de nova à une autre. Dans le cas des novae naines, l’éruption est due à la formation de régions plus chaudes dans le disque d’accrétion lui-même. En effet, le transfert de matière de l’étoile géante vers ce disque s’accompagne d’un très fort échauffement qui engendre alors, chez ces étoiles, ces sursauts sporadiques que l’on peut observer tous les deux ou trois mois. Dans le cas des novae ordinaires, la matière ne s’arrête pas au disque d’accrétion : la matière tombe sur la naine blanche avec des vitesses supersoniques en raison de la très forte gravité exercée par ce corps très dense sur la matière extérieure. Comme la surface de la naine blanche est enrichie en éléments chimiques tels que le carbone, l’azote et l’oxygène et qu’elle est, de plus, réchauffée par cette matière constituée principalement d’hydrogène et d’hélium, la pellicule de matière constituée du mélange de ces deux gaz subit l’effet des réactions nucléaires engendrées par l’hydrogène et l’hélium agissant sur les noyaux de carbone, d’azote et d’oxygène. Ces réactions sont explosives aux températures très élevées (supérieures à 108 K) atteintes par ce gaz.
Il en résulte une onde de déflagration qui disperse très rapidement cette pellicule de matière vers l’extérieur avec des vitesses de l’ordre de 1 000 km/s. La masse de la pellicule ainsi dispersée est de l’ordre de 10-5 à 10-3 masse solaire. Par l’effet de ces réactions nucléaires, qui sont à l’origine de l’explosion de cette couche externe, on assiste à la synthèse de l’azote 15 (15N). On attribue même aux novae l’origine de l’azote 15, qui ne peut être fabriqué dans les régions centrales des étoiles ordinaires.
Les novae sont donc des étoiles explosives mais ayant pour caractéristiques spécifiques d’appartenir à des systèmes doubles, et c’est cette appartenance même qui est à l’origine de leur explosion, qui n’affecte que les régions superficielles de l’étoile. Le mécanisme de l’explosion permet également de comprendre la corrélation mentionnée plus haut : plus le temps entre deux explosions est long, plus la quantité de matière pouvant s’accumuler est grande, plus le phénomène pouvant être engendré est brutal. Les sursauts des novae naines n’affectent que 10-8 masse solaire, soit cent mille fois moins de matière que les novae les plus énergiques.
Les novae, qui avaient, pendant de longues années, été délaissées au profit des supernovae (décrites plus loin), font l’objet de nombreuses observations dans les domaines des rayons gamma et X, dans l’ultraviolet, voire dans l’infrarouge. On peut rechercher en effet certaines raies gamma nucléaires émises lors de la production de certains éléments au cours des réactions nucléaires explosives; les rayons X et l’ultraviolet trouveraient leur source au cours du phénomène d’accrétion, par le disque et la surface de la naine blanche, chauffée par la matière tombant sur elle. Enfin, la poussière se formant autour de la matière éjectée par l’explosion de la nova émet du rayonnement infrarouge.
De leur côté, les théoriciens commencent à comprendre les mécanismes de l’explosion de ces étoiles.
Nova Cygni 1992 (NASA)
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