NÉBULEUSES, SUPERNOVAE ET ASTRES COMPACTS

(Claude PICARD 12 mars 2005)

Ce sont des phénomènes qui apparaissent en fin de vie des étoiles et des états finaux après l'arrêt des réactions thermonucléaires.

Les objets compacts (naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs stellaires) sont de petite taille, très denses ; ils génèrent des champs gravitationnels importants.

X : paramètre de compacité = G M/Rc², pris égal à 1 pour les trous noirs

• Ils sont à la source des phénomènes les plus énergétiques connus.

I – LES NAINES BLANCHES

La première observation d'une naine blanche date de 1783 et est due à W. Herschel (40 Eridani B). En 1915, l'américain W.S. Adams a établi avec Sirius B que la masse de ces objets est de l'ordre d'1 Ms. En 1926, R.H. Fowler est le premier à comprendre la physique de ces astres, avec la toute nouvelle physique quantique. On peut citer ensuite Chandrasekhar, Landau, Schatzman, etc…

Exemple de Sirius B

Des astres chauds, de la taille d'une planète, très denses, issus d'étoiles d'une masse initiale comprise entre 0.3 et 8 à 10 Ms.

On en connaît aujourd'hui plusieurs milliers.

ÉVOLUTION D'UNE ÉTOILE DE 1 Ms

• Séquence principale : fusion de l'hydrogène en He au cœur de l'étoile, pendant 8 ou 10 Ga
• Géante rouge : la fusion de l'H se poursuit dans une couche périphérique. Expansion de l'étoile et refroidissement de la couche externe pendant 1 Ga
• Flash de l'hélium : fusion rapide en quelques centaines d'années du cœur d'He en C et O, avec emballement de la réaction
• Branche asymptotique : fin de la fusion de l'He en C et O dans le cœur et poursuite dans une couche périphérique
• Éjection : l'étoile devient instable et une bonne partie la couche externe d'hydrogène (0.2 ou 0.3 Ms) est éjectée.
• Naine blanche : contraction, augmentation de la température de surface et arrêt des fusions faute de combustible.

La température du cœur reste trop basse pour permettre sa fusion.

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• Nébuleuse planétaire : Les UV émis par la naine blanche ionisent la couche éjectée, ce qui fera apparaître la nébuleuse pendant quelques milliers d'années.
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• Fin de vie de l'étoile : un lent refroidissement
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L'ASTRE RÉSIDUEL

Une naine blanche est composée d'une fine enveloppe d'H ou d'He (10^-4 Ms) et d'un intérieur formé essentiellement de noyaux de C et d'O, d'électrons, d'un peu de Ne et de Mg pour les astres les plus massifs.

L'équilibre de l'objet est assuré par la "pression de dégénérescence des électrons" qui s'oppose à la gravitation.

La structure atomique est détruite et les électrons sont découplés des noyaux. Ils constituent un gaz relativiste dit "dégénéré", régi par la statistique de Fermi-Dirac. Les fermions s'excluent mutuellement (principe d'exclusion de Pauli) ce qui crée la pression nécessaire.

Masse

Il existe une masse maximum, dite masse de Chandrasekhar, au-delà de laquelle la pression des électrons ne suffit plus à contrebalancer la gravitation.

Mc = 1.457 (Ye/0.5)² Ms Ye = nb d'électrons / nb de baryons

Des interactions faibles ( p + e^- ® n + n _e ) viennent diminuer Ye, jusqu'à 0.46 pour les étoiles les plus massives, ce qui limite Mc à 1.233 Ms

La masse moyenne des naines blanches est estimée à 0.6 Ms

TAILLE DE L'ÉTOILE

La taille de l'étoile est de l'ordre de celle de la terre, 1% environ de celle du soleil.

Elle diminue lorsque la masse de la naine blanche augmente; elle est indépendante de la température

REFROIDISSEMENT DES NAINES BLANCHES

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• La température initiale est de quelques dizaines de milliers de degrés.
• La couche externe isole l'étoile du milieu interstellaire. Elle émet surtout en UV au début. L'intérieur est isotherme.

Le refroidissement est assez rapide pendant 1 ou 2 Ga, plus lent ensuite, et peut durer plus de 15 Ga, d'autant plus que l'astre est moins massif.

II – LES SUPERNOVAE (SN)

• W. Baade et F. Zwicky , dès 1934, ont fait progresser la détection et la compréhension des SN, en envisageant un phénomène très énergétique d'effondrement gravitationnel. 

• En 1960, F. Hoyle et W. A. Fowler prévoient un mécanisme thermonucléaire pour certaines d'entre elles (SN Ia).

Fréquence : on attend environ 0.1 à 0.3 SN/siècle/10¹⁰ L_S soit 1 à 3 par siècle pour la Voie Lactée.

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Les restes de la supernova de Kepler SN 1987 A © NASA/ESA

II – 1: LES SN Ia

Le modèle adopté en général est celui de l’explosion d’une naine blanche qui appartient à un système binaire serré. Ces conditions peuvent se rencontrer dans les galaxies elliptiques et spirales

L’autre étoile, la plus légère a priori, évolue vers une géante rouge. Un flux de matière peut alors se déverser sur la naine blanche via les lobes de Roche et la masse de la naine blanche augmente.

En cas d’accumulation lente on peut avoir des phénomènes répétitifs de novae.

En cas d’accumulation plus rapide, le centre de la naine blanche peut atteindre la température critique d'allumage de la fusion du C ( juste avant d'atteindre la masse limite de Chandrasekhar) et une combustion explosive se développe.

Le cœur, formé de C et O essentiellement, fusionne en Si, qui fusionne à son tour en ⁵⁶Ni (jusqu'à 0.7 Ms, période de 6 jours), qui va se désintégrer en ⁵⁶Co , qui lui-même va se transformer en ⁵⁶Fe (période de 77 jours).

• D'où le spectre : pas de raie H (trop peu abondant dans la couche externe) ni He, des raies d’absorption Si, Ca, Mg au maximum de la courbe de lumière. Plus tard, les couches externes deviennent transparentes et des raies d'émission de Co, Fe, Ni apparaissent.

• La largeur des raies témoigne de la vitesse d’expansion
• (~ 10⁴km/s).
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L’énergie totale libérée est de l’ordre de 10⁴⁴ J, soit ~ 5 10^-4 Mc² "seulement", l’énergie lumineuse est 100 fois moindre. L'énergie de liaison de l'astre est de l'ordre de 2 10⁴³ J, ce qui explique l'explosion de l'étoile.

Les SN Ia comme "chandelles" standard

Les courbes de lumière sont voisines d’une SN Ia à l’autre. Les luminosités maximum diffèrent assez peu (D ~ 20 à 30%).

Cette relative uniformité vient du fait qu’il s’agit toujours du même phénomène : l’explosion de naines blanches de compositions voisines lorsqu’elle atteignent la même masse critique Mc.La variabilité observée peut être due :

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  • aux écarts de composition,
  • aux variations du lieu d’allumage (central ou plus ou moins excentré),
  • à l’absorption variable du milieu interstellaire.

Thermonuclear Supernovae: Simulations of the Deflagration Stage and Their Implications

V. N. Gamezo et al 2002 Astro-ph/0212054

II – 2 : LES SUPERNOVAE GRAVITATIONNELLES (SN II, Ib, Ic)

Lorsque la masse est suffisante, au-delà de 10 Ms initialement, la température du cœur permet la poursuite des réactions thermonucléaires au-delà de la formation du C et de l'O jusqu'à la synthèse du Fe. Il y a ensuite effondrement gravitationnel en un objet compact: étoile à neutrons ou trou noir.

Les étoiles massives ne pouvant être que jeunes, ces évènements ne se produisent pas dans les galaxies elliptiques.

Présupernova

L'étoile est devenue une géante rouge, avec une structure en couches : un cœur de fer entouré d'une couche de Si, entourée de ....etc…. entourée d'une enveloppe externe d'H.

Dans le cœur, les réactions ne peuvent pas synthétiser d'éléments plus lourds que le fer, car les fusions deviennent endothermiques.

La température atteint ~ 10⁹ K et la densité ~ 10¹³ kg/m³. C'est la pression des électrons dégénérés qui équilibre la gravitation, jusqu'à ce que la masse du cœur de Fe atteigne Mc (~ 1.1 Ms).

Effondrement et rebond

L'effondrement s'emballe car :

• il n'y a plus de dégagement d'énergie dans le cœur
• les électrons sont capturés par les protons ( p + etend à réduire la pression^- ® n + n _e ), ce qui
• la photodissociation du Fe intervient ( g + ⁵⁶Fe ® 13 ⁴He + 4n)

Le cœur de l'étoile se transforme en une majorité de neutrons. Lorsqu'il atteint la bonne taille, l'interaction forte entre neutrons s'oppose brutalement à l'effondrement. Sa température atteint 10¹¹ K.Ce durcissement brusque crée un rebond, une onde de choc qui se propage vers l'extérieur de l'astre. Les couches externes sont éjectées avec une intense émission électromagnétique.

• La rencontre entre les couches externes (qui tombent) et les couches internes (qui rebondissent) d'une part et la photodissociation du Fe consommatrice d'énergie d'autre part, tendent à stabiliser le phénomène.

• Il est relancé par l'énergie transmise par une intense émission de neutrinos, phénomène confirmé en février 1987 par l'observation de 11 et 9 neutrinos en provenance de SN 1987A par deux détecteurs.

©Hans-Thomas Janka und Ewald Muller

Max-Planck-Institut fur Astrophysik,

©Hans-Thomas Janka und Ewald Muller

Max-Planck-Institut fur Astrophysik,

Spectres et courbes de lumière

Les spectres des SN II contiennent des raies H importantes en émission. Les SN Ib et SN Ic ne contiennent pas ces raies car les étoiles auraient perdu au préalable la couche d'H externe, comme dans des étoiles de Wolf-Rayet par exemple.

Les courbes de lumière peuvent être plus ou moins aplaties suivant l'épaisseur de cette couche externe.

Bilan énergétique

Énergie totale libérée : 3 10⁴⁶ J, soit ~ 0.1 Mc², avec M = masse du cœur de Fe.

C'est 100 fois plus qu'un SN Ia, avec un rendement bien meilleur.

99 % de cette énergie est consommée par l'émission des neutrinos.

II – LES ÉTOILES À NEUTRONS

• La découverte des neutrons date de 1932 (J. Chadwick). L'idée d'un état final neutronique de l'étoile, après supernova, est ensuite apparue rapidement chez Landau, Baade et Zwicky. La première description de la physique interne a été faite en 1939 par Oppenheimer et Volkoff.
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• L'idée de pulsar, une étoile à neutron magnétisée en rotation, n'est apparue qu'en 1968. Le bestiaire s'est ensuite enrichi avec les pulsars millisecondes, les systèmes binaires X ou radio et la mise en évidence de planètes (A. Wolszczan en 1996 autour de PSR B1257+12)

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• Exemple : le pulsar du Crabe dans la nébuleuse du Crabe, reste de la supernova de 1054,

Des astres de 10 km de rayon, dont la densité dépasse celle des noyaux atomiques, nés d'étoiles de masse initiale > 8 Ms.

On en connaît aujourd'hui quelques milliers.

LES PULSARS

En 1968, A. Hewish et J. Bell publient dans Nature leurs observations du signal radio périodique de PSR B1919+21, très stable (P = 1.3372795 ± 0.0000020 s). On découvre rapidement ensuite les pulsars rapides comme le pulsar du Crabe.

Modèle du "rotateur oblique"

Existence d'un fort champ magnétique dipolaire, non aligné avec l'axe de rotation de l'étoile. Une émission électromagnétique, essentiellement radio, est collimatée par le champ et décrit ainsi un "cône" dans l'espace

Le champ magnétique réagit avec son environnement, ce qui provoque des pertes d'énergie et un lent ralentissement de la rotation (D P/D t ~ 10^-14)

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• Des variations soudaines (des "glitches") peuvent intervenir, sans doutes dues à des réarrangements dans la structure interne de l'étoile ou de sa croûte.
• Les émissions des pulsars sont "multi l " et peuvent être complexes, avec plusieurs "pulses"
• Elles proviennent de petites régions très excitées (T ~ 10²⁷ à 10³¹ K). Compte tenu des intensités, il ne peut s'agir que d'émissions cohérentes, de type maser par exemple.
• Le mécanisme d'émission reste très largement incompris.

L'ASTRE RÉSIDUEL

L'état interne de l'étoile est très mal connu, expérimentalement et théoriquement.

• les interactions nucléaires fortes prédominent et sont décrites par la chromodynamique quantique, difficile à manier,
• Les phénomènes sont relativistes
• les conditions physiques – la densité qui peut dépasser celle des noyaux atomiques et la forte proportion de neutrons – ne sont pas accessibles dans les laboratoires.

• Les modèles internes sont multiples, avec par exemple la possibilité (controversée) de l'existence d'étoiles "étranges", formées de quarks s.

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• La description classique de l'intérieur de l'astre est la suivante :

En réalité, on mesure une masse de l'ordre de 1.35 Ms ± 20%

Rotation

On estime à 0.28 ms la période minimale de rotation. Le minimum observé est de 1.56 ms.

Les pulsars ms (p < 10 ms) sont trop rapides pour avoir été créés par l'effondrement gravitationnel. En réalité, ils ont été accélérés par des acquisitions de masse et de moment angulaire en provenance de compagnons.

La rotation rapide et la composition interne influent sur la limite de masse.

Les fins de vie des étoiles et des astres compacts constituent un champ d'observation unique qui permet d'approfondir :

• La physique des particules, par l'étude de formes ultra denses de la matière, non reproductibles en laboratoire,

• La physique des plasmas, dans des champs magnétiques intenses,
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• La Relativité Générale, qui peut être testée dans des champs gravitationnels forts, avec émissions d'ondes gravitationnelles.