SUPERNOVAE
Une supernova est le résultat de l'explosion d'une supergéante bleue. Lors de cette explosion, l'étoile mourante devient plus lumineuse que toute une galaxie durant quelques minutes. Il s'agit de l'un des évènements les plus énergétiques de l'univers.
Pour ce type d'étoiles, à ce stade, si le noyau de fer de l'étoile est incapable de produire de l'énergie par réactions nucléaires, il doit en créer par contraction, en transformant son énergie gravitationnelle. C'est donc un nouvel effondrement de l'ensemble de l'étoile qui commence. Cependant, comme nous allons le voir plus loin, l'étoile va subir un ensemble de réactions qui vont transformer toute la matière de son noyau en neutrons. Ces particules donnent naissance à une nouvelle pression de dégénérescence qui stoppe finalement la contraction du noyau et rend celui-ci très rigide. Mais les autres couches de l'étoile sont toujours en train de s'effondrer. Elles atteignent la surface du noyau incompressible, s'y écrasent très violemment et rebondissent. Apparaît alors une formidable onde de choc qui va s'éloigner du noyau et tout balayer sur son passage. L'enveloppe de l'étoile est complètement soufflée. Sa matière est éjectée vers le milieu interstellaire à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Du fait de l'incroyable quantité d'énergie libérée, l'étoile se met à briller comme 200 millions de soleils, parfois autant qu'une galaxie tout entière. Une supernova vient de naître.
Deux types de supernovae
Remarquons que toutes les supernovae ne s'expliquent pas par l'effondrement d'une étoile massive. Certaines se produisent pour des raisons un peu différentes, au sein d'étoiles binaires. C'est par exemple le cas dans un couple stellaire composé d'une naine blanche et d'une étoile géante. Quand les deux étoiles sont suffisamment proches, la géante perd ses couches externes, qui sont transférées vers la naine et créent un disque d'accrétion autour d'elle. Ce disque va peu à peu alimenter la naine en masse jusqu'à lui faire dépasser la limite de Chandrasekhar.
A un moment donné, la naine ne peut plus résister à la gravité et elle commence à s'effondrer. Ceci provoque l'ignition de l'étoile, puis, du fait de la nature particulière des naines blanches, conduit à l'explosion et la désintégration de l'astre. Le résultat est finalement une formidable explosion et une très forte augmentation de la luminosité. Observé de loin, le phénomène est très similaire à celui qui accompagne l'effondrement d'une étoile massive. Pour faire la distinction, on parle alors de supernova de type I, par opposition à celles de type II qui sont le fruit d'un effondrement classique.
Ce que vous observez ci-dessus est le plus connu et le plus remarquable des vestiges de supernova. Cet objet détermina l'astronome français Messier à commencer son fameux catalogue. La supernova, mentionnée au 4 Juillet 1054 par les astronomes chinois, fut sans doute presque aussi brillante que la pleine lune (un minimum de -6 de magnitude) et visible dans la journée pendant 23 jours. Elle fut aussi probablement remarquée par les artistes Indiens Anasazi (aujourd'hui Arizona et Nouveau-Mexique), comme l'indiquent les découvertes de Navaho Canyon et de White Mesa, en Arizona, ainsi que celles du parc national de Chaco Canyon, au Nouveau Mexique. La supernova de 1054 fut également désignée comme étoile variable CM Tauri. C'est l'une des quelques supernovae historiquement observées dans notre Voie Lactée. Ce vestige nébuleux fut découvert par John Bevis en 1731 selon Messier, qui le trouva lui-même indépendamment le 28 Août 1758 et le prit d'abord pour une comète. Évidemment il s'aperçut vite que l'objet n'avait pas de mouvement propre décelable et l'entra dans son catalogue le 12 septembre 1758. Il fut appelé le Crabe d'après un dessin réalisé par Lord Rosse vers 1844. La nébuleuse, constituée de la matière éjectée au moment de l'explosion, occupe aujourd'hui un volume d'un diamètre de 10 années-lumière et est toujours en expansion à la vitesse considérable de 1 800 km./sec. Elle émet de la lumière avec deux composantes principales : un rayonnement rouge formant un enchevêtrement de filaments brillants avec un spectre à raies d'émission comme celui des nébuleuses gazeuses diffuses (ou planétaires), et un fond, diffus et bleuté, d'un rayonnement synchrotron hautement polarisé émis par des électrons à haute énergie en mouvement rapide dans un champ magnétique puissant. La Nébuleuse du Crabe peut être un objet décevant pour les astronomes amateurs. Il faut rechercher une faible lueur ovale dans un petit télescope ou de bonnes jumelles. Par nuit noire, un réseau des filaments fins peut être aperçu avec un grand télescope. Discerner la forme des "S classiques" de la région centrale de la nébuleuse n'est pas chose aisée. L'étoile centrale n'est pas visible. (Cliquez sur l'image pour admirer M1 en grand format.)