Crédit d'image: LBL
En mesurant la lumière polarisée d'une étoile explosive inhabituelle, une équipe internationale d'astrophysiciens et d'astronomes a élaboré la première image détaillée d'une supernova de type Ia et du système d'étoiles distinctif dans lequel elle a explosé.
À l'aide du très grand télescope de l'Observatoire européen austral au Chili, les chercheurs ont déterminé que la supernova 2002ic avait explosé à l'intérieur d'un disque plat, dense et grumeleux de poussière et de gaz, préalablement emporté par une étoile compagnon. Leurs travaux suggèrent que celle-ci et certains autres précurseurs des supernovae de type Ia ressemblent aux objets connus sous le nom de nébuleuses protoplanétaires, bien connus dans notre propre galaxie de la Voie lactée.
Lifan Wang de Lawrence Berkeley National Laboratory, Dietrich Baade de l'European Southern Observatory (ESO), Peter H? Flich et J. Craig Wheeler de l'Université du Texas à Austin, Koji Kawabata de l'Observatoire national d'astronomie du Japon et Ken'ichi Nomoto de l'Université de Tokyo rend compte de ses découvertes dans le numéro du 20 mars 2004 de Astrophysical Journal Letters.
Coulée des supernovae au type
Les supernovae sont marquées en fonction des éléments visibles dans leurs spectres: les spectres de type I manquent de raies d'hydrogène, tandis que les spectres de type II ont ces raies. Ce qui rend le SN 2002ic inhabituel, c'est que son spectre ressemble autrement à une supernova type Ia mais présente une forte ligne d'émission d'hydrogène.
Le type II et certaines autres supernovae se produisent lorsque les noyaux d'étoiles très massives s'effondrent et explosent, laissant derrière eux des étoiles à neutrons extrêmement denses ou même des trous noirs. Les supernovae de type Ia, cependant, explosent par un mécanisme très différent.
«Une supernova de type Ia est une boule de feu métallique», explique Wang, de Berkeley Lab, un pionnier dans le domaine de la spectropolarimétrie des supernova. «Un type Ia n'a ni hydrogène ni hélium mais beaucoup de fer, plus du nickel, du cobalt et du titane radioactifs, un peu de silicium et un peu de carbone et d'oxygène. Ainsi, l'un de ses ancêtres doit être une vieille étoile qui a évolué pour laisser derrière elle une naine blanche carbone-oxygène. Mais le carbone et l'oxygène, en tant que combustibles nucléaires, ne brûlent pas facilement. Comment une naine blanche peut-elle exploser? "
Les modèles de type Ia les plus largement acceptés supposent que la naine blanche - à peu près la taille de la Terre mais contenant la majeure partie de la masse du soleil - s'accumule dans la matière d'un compagnon en orbite jusqu'à ce qu'elle atteigne 1,4 masse solaire, connue sous le nom de limite de Chandrasekhar. La naine blanche désormais superdense s'enflamme dans une puissante explosion thermonucléaire, ne laissant que de la poussière d'étoile.
D'autres schémas incluent la fusion de deux naines blanches ou même d'une naine blanche solitaire qui réaccrète la matière perdue par son jeune moi. Malgré trois décennies de recherche, cependant, jusqu'à la découverte et les études spectropolarimétriques subséquentes de SN 2002ic, il n'y avait aucune preuve solide pour un modèle.
En novembre 2002, Michael Wood-Vasey et ses collègues de l'usine Supernova à proximité du ministère de l'Énergie basée à Berkeley Lab ont rapporté la découverte de SN 2002ic, peu de temps après que son explosion a été détectée à près d'un milliard d'années-lumière dans une galaxie anonyme du constellation Poissons.
En août 2003, Mario Hamuy des Carnegie Observatories et ses collègues ont rapporté que la source du gaz riche en hydrogène abondant dans SN 2002ic était probablement une soi-disant étoile de la branche géante asymptotique (AGB), une étoile dans les phases finales de sa vie, avec trois à huit fois la masse du soleil - juste le genre d'étoile qui, après avoir emporté ses couches externes d'hydrogène, d'hélium et de poussière, laisse derrière elle une naine blanche.
De plus, cette supernova apparemment auto-contradictoire - un type Ia avec de l'hydrogène - était en fait similaire à d'autres supernovae riches en hydrogène précédemment désignées de type IIn. Cela suggère à son tour que, si les supernovae de type Ia sont en effet remarquablement similaires, il peut y avoir de grandes différences entre leurs progéniteurs.
Parce que les supernovae de type Ia sont si similaires et si brillantes - aussi brillantes ou plus brillantes que des galaxies entières - elles sont devenues les bougies standard astronomiques les plus importantes pour mesurer les distances cosmiques et l'expansion de l'univers. Au début de 1998, après avoir analysé des dizaines d'observations de supernovae lointaines de type Ia, les membres du projet de cosmologie Supernova du Département de l'énergie basé à Berkeley Lab, ainsi que leurs rivaux de l'équipe de recherche High-Z Supernova basée en Australie, ont annoncé la découverte étonnante que l'expansion de l'univers s'accélère.
Les cosmologistes ont par la suite déterminé que plus des deux tiers de l'univers sont constitués d'un mystérieux quelque chose surnommé «énergie noire», qui étire l'espace et entraîne l'expansion accélérée. Mais en apprendre davantage sur l'énergie sombre dépendra d'une étude approfondie de nombreuses supernovae de type Ia plus éloignées, y compris d'une meilleure connaissance du type de systèmes stellaires qui les déclenchent.
Représentation de la structure avec spectropolarimétrie
La spectropolarimétrie de SN 2002ic a fourni l'image la plus détaillée d'un système de type Ia à ce jour. La polarimétrie mesure l'orientation des ondes lumineuses; par exemple, les lunettes de soleil Polaroid «mesurent» la polarisation horizontale lorsqu'elles bloquent une partie de la lumière réfléchie par les surfaces planes. Dans un objet comme un nuage de poussière ou une explosion stellaire, cependant, la lumière n'est pas réfléchie par les surfaces mais dispersée par les particules ou les électrons.
Si le nuage de poussière ou l'explosion est sphérique et uniformément lisse, toutes les orientations sont également représentées et la polarisation nette est nulle. Mais si l'objet n'est pas sphérique - en forme de disque ou de cigare, par exemple - plus de lumière oscillera dans certaines directions que dans d'autres.
Même pour des asymétries assez visibles, la polarisation nette dépasse rarement 1%. C'était donc un défi pour l'instrument de spectropolarimétrie ESO de mesurer un SN 2002ic faible, même en utilisant le très grand télescope. Il a fallu plusieurs heures d'observation sur quatre nuits différentes pour acquérir les données de polarimétrie et de spectroscopie de haute qualité nécessaires.
Les observations de l'équipe sont arrivées près d'un an après la première détection de SN 2002ic. La supernova était devenue beaucoup plus faible, mais sa ligne d'émission d'hydrogène était six fois plus lumineuse. Grâce à la spectroscopie, les astronomes ont confirmé l'observation de Hamuy et de ses associés, que les éjectas se dilatant vers l'extérieur à partir de l'explosion à grande vitesse s'étaient enfoncés dans une matière épaisse et riche en hydrogène.
Cependant, seules les nouvelles études polarimétriques ont pu révéler que la majeure partie de cette matière avait la forme d'un disque mince. La polarisation était probablement due à l'interaction des éjectas à grande vitesse de l'explosion avec les particules de poussière et les électrons dans la matière environnante se déplaçant plus lentement. En raison de la façon dont la ligne d'hydrogène s'était éclaircie longtemps après la première observation de la supernova, les astronomes ont déduit que le disque comprenait des touffes denses et qu'il était en place bien avant l'explosion de la naine blanche.
"Ces résultats surprenants suggèrent que l'ancêtre de SN 2002ic était remarquablement similaire aux objets qui sont familiers aux astronomes dans notre propre voie lactée, à savoir les nébuleuses protoplanétaires", explique Wang. Beaucoup de ces nébuleuses sont les restes des coquilles externes soufflées des étoiles de la branche géante asymptotique. Ces étoiles, si elles tournent rapidement, jettent des disques minces et irréguliers.
Une question de timing
Pour qu'un nain blanc recueille suffisamment de matière pour atteindre la limite de Chandrasekhar, cela prend environ un million d'années. En revanche, une étoile AGB perd relativement rapidement de grandes quantités de matière; la phase protoplanétaire-nébuleuse est transitoire et ne dure que quelques centaines ou milliers d'années avant que la matière soufflée ne se dissipe. «C'est une petite fenêtre», dit Wang, pas assez longtemps pour que le noyau restant (lui-même une naine blanche) ré-accrète suffisamment de matière pour exploser.
Ainsi, il est plus probable qu'un compagnon nain blanc dans le système SN 2002ic était déjà en train de recueillir activement de la matière bien avant la formation de la nébuleuse. Étant donné que la phase protoplanétaire ne dure que quelques centaines d'années et que l'hypothèse d'une supernova de type Ia prend généralement un million d'années pour évoluer, seulement un millième environ de toutes les supernovae de type Ia devraient ressembler à SN 2002ic. Moins présenteront encore ses caractéristiques spectrales et polarimétriques spécifiques, bien que "il serait extrêmement intéressant de rechercher d'autres supernovae de type Ia avec de la matière circumstellaire", dit Wang.
Néanmoins, explique Dietrich Baade, chercheur principal du projet de polarimétrie qui a utilisé le VLT, "c'est l'hypothèse que toutes les supernovae de type Ia sont fondamentalement les mêmes qui permettent d'expliquer les observations de SN 2002ic."
Les systèmes binaires avec différentes caractéristiques orbitales et différents types de compagnons à différents stades d'évolution stellaire peuvent encore donner lieu à des explosions similaires, grâce au modèle d'accrétion. Notes Baade, "Le cas apparemment particulier de SN 2002ic fournit une preuve solide que ces objets sont en fait très semblables, comme le suggère la similitude étonnante de leurs courbes de lumière."
En montrant la distribution du gaz et de la poussière, la spectropolarimétrie a démontré pourquoi les supernovae de type Ia se ressemblent tant, même si les masses, les âges, les états évolutifs et les orbites de leurs systèmes précurseurs peuvent différer si largement.
Le Berkeley Lab est un laboratoire national du Département américain de l'énergie situé à Berkeley, en Californie. Il mène des recherches scientifiques non classifiées et est géré par l'Université de Californie. Visitez notre site Web à http://www.lbl.gov.
Source d'origine: communiqué de presse de Berkeley Lab
