Image Chandra du SN1970G. Crédit d'image: NASA. Cliquez pour agrandir.
Alors que les astronomes regardent l'Univers, un principe se détache en bas-relief au-dessus de la multitude de données et d'informations capturées par leurs instruments - l'Univers est un travail en cours. De l'atome d'hydrogène à l'amas de galaxies, les choses changent de façon étonnamment similaire. Un principe de croissance, de maturation, de mort et de renaissance est en jeu dans l'Univers. Nulle part ce principe n'est plus pleinement incarné que dans les sources primaires de lumière que nous voyons à travers nos instruments - les étoiles.
Le 1er juin 2005, deux enquêteurs (Stefan Immler du Goddard Space Flight Center de la NASA et K.D. Kuntz de l’Université John Hopkins) ont publié des données radiographiques recueillies à partir de divers instruments spatiaux. Les données révèlent comment une étoile massive passant dans une galaxie voisine (M101) peut nous aider à comprendre la période relativement courte entre la mort d'une étoile et la transformation de sa couronne lumineuse de gaz en un vestige de supernova. Cette étoile - la supernova SN 1970G - a maintenant connu quelque 35 ans de «vie après la mort» visible sous la forme d'un noyau neutronique à rotation rapide dans une aura circumstellaire expansive de gaz et de poussière (le CSM ou matière circumstellaire). Même maintenant (d'après notre perception), les métaux lourds se précipitent vers l'extérieur à une vitesse de milliers de kilomètres par seconde - plantant potentiellement des graines de matière organique dans le milieu interstellaire (ISM) d'une galaxie éloignée de 27 millions d'années-lumière - une facilement visible dans le plus petit des instruments dans la constellation printanière d'Ursa Majoris. Ce n'est que lorsque l'énergie contenue dans cette matière atteindra l'ISM que 1970G aura achevé son cycle de naissance et de renaissance potentielle pour prendre forme dans de nouvelles étoiles et planètes.
Le destin d'une étoile est principalement déterminé par sa masse. Survivant pendant aussi peu que 50 000 ans, les étoiles les plus massives (jusqu'à 150 soleils) se condensent à partir de vastes concentrations de gaz froid et de poussière pour finalement mener une vie très rapide. Chez les jeunes, ces étoiles exultent sous la forme de géants bleus brillants rayonnant de lumière quasi ultraviolette à partir d'une photosphère dont la température peut être cinq fois supérieure à celle de notre propre Soleil. Au sein de ces étoiles, les fours nucléaires s'accumulent rapidement, produisant des quantités prodigieuses de rayonnement extrêmement intense. La pression de ce rayonnement propulse le linceul extérieur de l'étoile vers l'extérieur à plusieurs reprises, alors même qu'une rafale hurlante de particules hautement chargées bout de sa surface pour devenir le CSM des étoiles. En raison de la pression exercée par son noyau en expansion rapide, le moteur nucléaire d'une telle étoile finit par manquer de carburant. L'effondrement qui s'ensuit est marqué par un spectacle lumineux brillant - qui peut potentiellement éclipser une galaxie entière. À la magnitude 12,1, la supernova de type II 1970G n'est jamais devenue suffisamment brillante pour surmonter son hôte de 8e magnitude. Mais pendant environ 30 000 ans avant son efflorescence, le 1970G a fait bouillir de grandes quantités d'hydrogène et d'hélium sous forme d'un puissant vent solaire. Plus tard, cette même aura diaphane de la matière a subi le choc de l'explosion du 1970G, la choquant par l'excitation aux rayons X. Et c'est cette période d'expansion des ondes de choc qui a dominé la signature énergétique ou le «flux» de 1970G au cours des 35 dernières années d'observation.
Selon un article intitulé «Découverte des émissions de rayons X de Supernova 1970G avec Chandra», Immler et Kuntz rapportent que «En tant que plus ancien SN détecté aux rayons X, SN 1970G permet, pour la première fois, une observation directe de la transition de un SN à sa phase de supernova (SNR). »
Bien que le rapport cite des données radiographiques provenant de divers satellites à rayons X, la majeure partie des informations provient d'une série de cinq sessions utilisant l'observatoire Chandra X-Ray de la NASA au cours de la période du 5 au 11 juillet 2004. Au cours de ces sessions, un total de près de 40 heures de rayons X mous ont été collectés. La résolution spatiale supérieure de Chandra et la sensibilité acquise grâce à l'observation à long terme ont permis aux astronomes de résoudre complètement la courbe de lumière des rayons X de la supernova à partir de celle d'une région HII à proximité de la galaxie - une région suffisamment brillante en lumière visible pour avoir été incluse dans JLE Dreyer's New. Catalogue général compilé à la fin du XIXe siècle - NGC 5455.
Les résultats de cette étude - et une poignée d'autres observations de la rémanence des supernovaes à l'aide de Chandra de la NASA et de XMM-Newton de l'ESA - ont confirmé l'une des principales théories des courbes lumineuses aux rayons X post-supernovae. Extrait de l'article: «Les spectres de rayons X de haute qualité ont confirmé la validité des modèles d'interaction circumstellaire qui prédisent une composante spectrale dure pour l'émission de choc avant au début de l'époque (moins de 100 jours) et une composante thermique douce pour l'inverse émission de chocs après que la coque en expansion soit devenue optiquement mince. »
Pendant des dizaines de milliers d'années avant de devenir supernova, l'étoile qui est devenue SN 1970G a tranquillement fait bouillir la matière dans l'espace. Cela a créé une aura extrastellaire expansive d'hydrogène et d'hélium sous la forme d'un CSM. Quand il est devenu supernova, un flux massif de matière chaude a jailli dans l’espace alors que le manteau du SN 1970G rebondissait après s’être effondré sur son noyau surchauffé. Pendant environ 100 jours, la densité de cette matière est restée extrêmement élevée et - lorsqu'elle a pénétré dans le CSM - les rayons X durs ont dominé la sortie du flux noval. Ces rayons X durs contiennent dix à vingt fois plus d'énergie que ceux à suivre.
Plus tard, alors que cette matière hautement énergisée se développait suffisamment pour devenir optiquement transparente, une nouvelle période a été surveillée - le flux de rayons X du CSM lui-même a provoqué un flot inversé de rayons X «mous» de faible énergie. Cette période devrait se poursuivre jusqu'à ce que le CSM se développe au point de fusion avec la matière interstellaire (l'ISM). À ce moment, le reste de la supernova se formera et l'énergie thermique dans le CSM ionisera l'ISM lui-même. Il en résultera la lueur caractéristique «bleu-vert» visible dans des restes de supernovae tels que le Cygnus Loop, vu à travers des instruments amateurs même modestes et des filtres appropriés.
SN 1970G est-il encore devenu un vestige de supernova?
Un indice important pour résoudre cette question se trouve dans le taux de perte de masse de la supernova avant l'éruption. Selon Immler et Kuntz: «Le taux de perte de masse mesuré pour SN 1970G est similaire à ceux déduits pour d'autres SNe de type II, qui varient généralement de 10-5 à 10-4 masses solaires par an. Cela indique que l'émission de rayons X provient d'un CSM chauffé par choc déposé par le progéniteur plutôt que d'un ISM chauffé par choc, même à cette époque tardive après l'explosion. »
Selon Stefan Immler, «Les supernovae disparaissent généralement rapidement au lendemain de leur explosion alors que l'onde de choc atteint les limites extérieures du vent stellaire, qui devient de plus en plus mince. Quelques centaines d'années plus tard, cependant, le choc se propage dans le milieu interstellaire et produit une abondante émission de rayons X en raison des fortes densités de l'ISM. Les mesures des densités au front de choc de 1970G ont montré qu'elles sont caractéristiques des vents stellaires, qui sont plus d'un ordre de grandeur plus petits que les densités de l'ISM. »
En raison des faibles niveaux de sortie de rayons X, les auteurs ont conclu que 1970G n'a pas encore atteint la phase résiduelle de supernova - même à l'âge de 35 ans après l'explosion. D'après des études associées aux restes de supernova tels que la boucle de Cygnus, nous savons qu'une fois que les restes sont formés, ils peuvent persister pendant des dizaines de milliers d'années lorsque la matière surchauffée fusionne avec l'ISM. Plus tard, après que l'ISM chauffé par les chocs se soit enfin refroidi, de nouvelles étoiles et planètes peuvent se former enrichies par des atomes lourds tels que le carbone, l'oxygène et l'azote ainsi que des éléments encore plus lourds (tels que le fer) produits pendant le bref instant de la supernova réelle explosion - l'étoffe de la vie.
De toute évidence, SN 1970G a beaucoup plus à nous apprendre sur la vie après la mort d'étoiles massives et sa marche vers le statut de vestige de supernova continuera d'être soigneusement surveillée dans le futur.
Écrit par Jeff Barbour
