Une explosion de supernova de type Ia détectée au début de 2014

Le 21 janvier 2014, on a découvert  à l’Observatoire de Londres (University College London, UCL) ce qui apparaissait comme une nouvelle étoile très lumineuse. A 19H 20, quatre étudiants, sous la direction d’un astronome, le Dr. Steve Fossey,  s’initiaient à l’astrophotographie. Sur une photographie de la galaxie M82 située à 14,7 millions d’années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse,  S. Fossey remarqua une étoile qu’il ne pensait pas avoir vu auparavant. Après vérification, un rapport fut envoyé à l’Union Astronomique Internationale (IAU).   Dix jours  après, le télescope spatial Hubble en prenait des images dans le spectre visible.

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Fig.1. Image de la galaxie du Cigare (M82), en haut le 10
décembre 2013 et en bas l’image obtenue par les étudiants
le 21 janvier 2014. La tache brillante indiquée est visible
bien que l’image soit un peu sous-exposée. Vues prises avec un
télescope  de l’observatoire d’enseignement
de l’ UCL. Crédit UCL/University of London Observatory/Steve Fossey/Ben Cooke/Guy Pollack/Matthew Wilde/Thomas Wright

 

 

Fig.2. Un des deux télescopes d'enseignement d'UCL utilisés pour la découverte de la supernova. Crédit S. Fossey.

Fig.2. Un des deux télescopes  d’enseignement d’UCL  de 35 cm de diamètre d’ouverture utilisés pour la découverte de la supernova. Crédit UCL MAPS/O. Usher.

 

L’explosion d’une supernova est un phénomène lumineux extrêmement intense : l’étoile devient soudain des milliards de fois plus brillante, à l’égal d’une petite galaxie. Elle est donc visible de très loin (jusqu’à environ 5 milliards d’années-lumière) pour un temps limité allant de quelques semaines à quelques mois.  Après cela il subsiste des restes qui peuvent former une nébuleuse comme celle du Crabe qui correspond à une supernova qui fut observée à l’œil nu par les astrologues de la cour impériale chinoise en 1054.

Une supernova, ensemble des phénomènes suivant l’explosion d’une étoile, est un événement très rare.
L’explosion d’une supernova de type Ia est due à l’effondrement sur elle-même d’une naine blanche.
Une naine blanche résulte de l’évolution d’une étoile de masse moyenne (inférieure à une dizaine de masses solaires) qui a épuisé ses combustibles thermonucléaires et expulsé ses couches externes. Si cette étoile a une étoile compagnon moyennement massive dont elle attire de la matière, sa masse peut alors dépasser une certaine limite, dite de Chandrasekhar. La pression interne de l’étoile devient insuffisante pour compenser sa propre attraction gravitationnelle. La naine blanche s’effondre et il se produit une réaction de fusion thermonucléaire de ses atomes de carbone et d’oxygène. Celle-ci s’emballe et conduit à l’explosion.

Dans la semaine qui suivit, de nombreux  observatoires de la planète confirmèrent la découverte de la supernova  qui reçut le nom de SN 2014J.  Elle est à environ 12 millions d’années-lumière de notre planète mais elle n’est pas visible à l’œil nu. On peut voir ci-dessous une image obtenue par le télescope spatial Hubble de 2,4m de diamètre.

Fig.2. Image composite prise au télescope spatial Hubble le 31 janvier 2014. La luminosité de la supernova approchait alors de son maximum. L’image de de SN2014J montrée dans l’insert a été superposée sur une mosaïque de photos réalisées en 2006. Crédit NASA, ESA, A. Goobar (Stockholm University), and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Fig.3. Image prise au télescope spatial Hubble le 31 janvier
2014. La luminosité de la supernova approchait alors de son maximum.
L’image de de SN2014J que l’on voit dans  l’insert a été superposée sur l’
image mosaïque en arrière-plan de la galaxie M82 réalisée en 2006 .
Crédit NASA, ESA,  A. Goobar (Stockholm University), and the Hubble
Heritage Team (STScI/AURA).

De multiples télescopes dans le monde sont équipés de spectroscopes et ont  enregistré  le spectre  de la lumière émise par le nouvel objet.

La spectroscopie est l’analyse des diverses longueurs d’onde constituant la lumière envoyée par un objet. Les raies présentes dans un spectre sont caractéristiques des éléments chimiques (hydrogène, carbone fer, silicium, hélium, etc…).

Ces enregistrements  concordaient assez pour qu’on puisse affirmer qu’on était en présence d’une supernova de type Ia.

La classification  des supernovae est basée sur la présence ou l’absence  dans leur spectre de raies caractéristiques de certains éléments chimiques; les types I ne  contiennent pas de raies de l’hydrogène à la différence des types II.  Le type Ia  possède en outre dans son spectre des raies du silicium ionisé.

La luminosité d’une supernova augmente très vite pendant deux semaines après l’explosion pour décroître ensuite plus lentement au cours des mois suivants. Les courbes de lumières des supernovae de type Ia sont extrêmement uniformes et superposables, mais en outre leur luminosité absolue est aussi très voisine d’une supernova à une autre. Leur luminosité maximum est de l’ordre de 2 milliards de fois celle du soleil. La cosmologie  met cela à profit pour déduire leur distance par comparaison de leur luminosité apparente avec leur luminosité absolue. On dit que ce sont des « chandelles standard », excellents indicateurs de distance.

La NASA a réalisé une animation à partir des images obtenues avant et après l’événement par le télescope UVOT monté sur le satellite Swift. Cet appareil fournit simultanément une image dans l’ultraviolet et le visible.

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Fig.4.  Animation d’images avant et après l’événement. Crédit NASA’s Goddard Space Flight Center.

Les propriétés exceptionnelles des supernovae ne devraient pas nous faire oublier  que la quasi-totalité de la matière (à l’exception de l’hydrogène) qui constitue notre planète et ses habitants s’est formée dans les réactions nucléaires  au cœur des étoiles. Les explosions finales  des étoiles en supernovae ont libéré cette matière dans l’espace et de cette poussière d’étoiles est surgi entre autres  notre monde.

 

Pour en savoir plus :

 

The rise of SN 2014J in the nearby galaxy M 82

A. Goobar1, J. Johansson1, R. Amanullah1, Y. Cao2, D. A. Perley2,3, M. M. Kasliwal4,

R. Ferretti1, P. E. Nugent5,6, C. Harris5,6, A. Gal-Yam7, E. O. Ofek7, S. P. Tendulkar2,

M. Dennefeld8, S. Valenti9,10, I. Arcavi9,11, D. P. K. Banerjee12, V. Venkataraman12,

V. Joshi12, N. M. Ashok12, S. B. Cenko13,14, R. F. Diaz15, C. Fremling16, A. Horesh7,

D. A. Howell9,10, S. R. Kulkarni2, S. Papadogiannakis1, T. Petrushevska1, D. Sand17,

J. Sollerman16, V. Stanishev18, J. S. Bloom6, J. Surace19, T. J. Dupuy20, M. C. Liu21

arXiv:1402.0849v3 [astro-ph.GA] 5 Mar 2014

 

 

INTRODUCTION AUX SUPERNOVAE

Alain BOUQUET

Laboratoire de physique corpusculaire et de cosmologie – Collège de France