Clefs n°58 Automne 2009
Clefs n°58 Automne 2009
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°58 de Automne 2009

  • Périodicité : annuel

  • Editeur : CEA

  • Format : (210 x 297) mm

  • Nombre de pages : 168

  • Taille du fichier PDF : 7,3 Mo

  • Dans ce numéro : dans les secrets de l'Univers.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

Dans ce numéro...
< Pages précédentes
Pages : 26 - 27  |  Aller à la page   OK
Pages suivantes >
26 27
26 ESO L’astrophysique et l’exploration de l’Univers L'explosion des supernovae La nébuleuse du Crabe a été découverte en 1731 par le médecin et astronome britannique John Bevis. Il s’agit des restes de l’explosion d’une supernova qui s’est produite en 1054, et a été observée par des astronomes d’Extrême-Orient. Certaines étoiles finissent leur vie dans une gigantesque explosion, projetant dans le milieu interstellaire la matière qu'elles ont synthétisée pendant des millions d'années. Ces phénomènes, appelés supernovae, sont tellement lumineux que certains ont été vus à l'œil nu. En 1054, les astronomes chinois ont ainsi observé une « étoile supplémentaire », en fait l’explosion qui a donné naissance à la nébuleuse du Crabe. Environ deux supernovae explosent chaque siècle dans notre Galaxie, mais les télescopes automatiques en détectent plusieurs centaines par an dans l'ensemble des autres galaxies. Les cosmologistes les recherchent activement car elles permettent de mesurer les distances dans l'Univers. De plus, elles stimulent la formation de nouvelles étoiles et représentent une source majeure de rayons cosmiques. On sait que les étoiles comparables au Soleil n'explosent pas : elles finissent leur vie en se dispersant lentement tandis qu'une naine blanche se forme en leur centre. Quelles sont donc ces étoiles dont la mort est si violente ? Les supernovae observées se répartissent en deux catégories, thermonucléaire et gravitationnelle, selon que leur 600 millions de km 6 000 km étoile massive CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 hydrogène hélium oxygène fer fer 1 s effondrement du cœur de fer progéniteur est une naine blanche ou le cœur de fer d'une étoile au moins neuf fois plus massive que le Soleil. Lorsqu’une naine blanche parvient à capter suffisamment de matière d'une étoile voisine pour grossir jusqu’à la masse critique de Chandrasekhar (environ 1,4 fois la masse du Soleil), les réactions nucléaires en son centre s’emballent. La fusion du carbone et de l'oxygène en éléments plus lourds, comme le fer, libère alors assez d'énergie pour pulvériser intégralement l’astre. Une supernova thermonucléaire est née. En revanche, le fer synthétisé au cœur d'une étoile massive ne peut libérer d'énergie nucléaire, ni par fusion, ni par fission. Lorsque sa masse atteint la limite de Chandrasekhar, le cœur de fer s'effondre sous son propre poids jusqu'à la formation d'une étoile à neutrons. Son diamètre diminue d’un facteur cent en moins d’une seconde, libérant une énergie gravitationnelle considérable essentiellement sous forme de neutrinos, et aussi de photons (figure 1). En 1987, les observatoires terrestres ont capté les neutrinos provenant de la supernova gravitationnelle SN1987A, confortant ainsi la compréhension théorique de ce phénomène. Une instabilité créatrice Certaines questions demeuraient cependant sans réponse. Comment expulser rapidement les couches successives de carbone, oxygène, hélium et hydrogène qui entourent le cœur de fer effondré, avant que la masse de l'étoile à neutrons centrale n'atteigne le seuil critique de formation d'un trou noir (environ 3 masses solaires) ? Ce trou noir engloutirait en effet rapidement toute l'étoile, sans explosion spectaculaire. En 1985, les physiciens américains Hans Bethe et James Wilson proposaient un scénario d’explosion retardée, selon lequel les neutrinos déposent 60 km émission de neutrinos neutrino sphère choc 400 km Figure 1. Vue schématique d'une supernova gravitationnelle. L’effondrement du cœur de fer d’une étoile massive est ralenti par une onde de choc stationnaire, à environ 200 kilomètres du centre. fer fer entropie (k B/nucléon) 18 16 14 12 10 8 6 4 0 100 200 (km) étoile à choc neutrons Figure 2. Simulation numérique de l'instabilité - définie par l’entropie exprimée en k B par nucléon - qui déforme le choc de façon asymétrique (collaboration MPA Garching). Son mécanisme est fondé sur l'interaction entre ondes acoustiques (flèches bleues) et tourbillons (flèches rouges), qui forment un cycle instable. suffisamment d'énergie dans l'enveloppe pour l'expulser. Les simulations numériques semblaient infirmer ce scénario, jusqu'à la découverte en 2003 des effets bénéfiques d'une nouvelle instabilité hydrodynamique. Celle-ci se développe à moins de 200 kilomètres du centre de l'étoile à neutrons, pendant quelques dixièmes de seconde après sa formation. Les travaux théoriques conduits au Service d'astrophysique du CEA/Irfu ont élucidé son mécanisme par l'interaction entre ondes acoustiques et tourbillons de matière (figure 2). Les mouvements turbulents qu'elle induit ont pour effet de retarder la chute de l'enveloppe vers l'étoile à neutrons, et de l'exposer ainsi plus longtemps au flux de neutrinos. Cet effet décisif semble être la clé d'une explosion réussie. Cette instabilité est déterminante pour le mécanisme d'explosion et le destin de l'étoile à neutrons résiduelle. D'après les simulations numériques, elle est en particulier responsable du caractère asymétrique de l’explosion. Cette asymétrie propulse l’étoile à neutrons dans l’espace, à des vitesses pouvant dépasser 1000 kilomètres par seconde, en bon accord avec les observations. Les travaux futurs doivent permettre de mieux comprendre la diversité des explosions de supernovae, en particulier leur lien avec les sursauts gamma. > Thierry Foglizzo Service d'astrophysique (SAp) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) Unité mixte de recherche astrophysique interactions multi-échelles (CEA-Université Paris 7-CNRS) CEA Centre de Saclay (Orme des Merisiers)
XMM-Newton (ESA) et CEA/SAp Les restes de supernova L'explosion d'une supernova libère une énergie énorme (de l’ordre de 10 44 J), dont seule une petite fraction sous forme de lumière visible. Au moment de l’explosion, une supernova brille autant qu'une galaxie entière, mais sa lumière visible décroît ensuite assez rapidement et disparaît en quelques années. Dans la Voie lactée, les plus récentes observations de supernovae datent de la fin du 16 e et du début du 17 e siècle. Bien que des instruments exceptionnels soient maintenant à la disposition des astronomes, que ce soit au sol ou dans l’espace, aucune nouvelle supernova n’a pu être observée dans notre Galaxie ! Or il se produit en moyenne 2 ou 3 explosions par siècle dans une galaxie spirale telle que la nôtre. Une dizaine de supernovae ont donc dû exploser durant les quatre derniers siècles, mais cela a vraisemblablement eu lieu dans des régions obscurcies. Les éléments lourds synthétisés durant la phase finale de la vie de l'étoile sont dispersés par l'explosion et enrichissent le milieu interstellaire et intergalactique. Les restes de l'astre détruit perdurent plusieurs milliers d'années dans l'espace et les rayons X émis fournissent de précieux indices sur la nature et la physique de telles explosions. Un reste de supernova est une structure complexe. La matière stellaire, éjectée à très grande vitesse (quelque 10 000 km/s) par l'explosion, percute le milieu interstellaire environnant et, comme un piston, le repousse. Dans une première phase, qui dure moins de mille ans, deux chocs opposés façonnent la structure. D'une part le choc de l'explosion, qui se propage vers l'extérieur dans le milieu environnant, d'autre part le choc en retour, lié à la décélération des débris stellaires par le coups/s/keV 100 10 1 0,1 0,01 0,5 magnésium silicium soufre argon 1 2 5 énergie (keV) milieu, qui se propage vers l'intérieur dans la matière éjectée. Plus tard, le milieu interstellaire prend le dessus et la matière fraîchement synthétisée ne domine plus. Comprimés et chauffés à des dizaines de millions de degrés par les chocs, les débris stellaires et le milieu environnant deviennent de puissants émetteurs de rayonsX. C'est ce qui permettra de les détecter. L’atmosphère terrestre constituant un écran à ces rayons, les observations depuis le sol sont impossibles : il faut placer les instruments en orbite. Les satellites européen XMM-Newton (voir Voyage dans les lumières de l'Univers, p.90) et américain Chandra ont apporté une moisson de résultats nouveaux dans ce domaine. Des rayons très instructifs Les deux télescopes ont notamment pointé dans la direction de la supernova observée en 1572 par l’astronome danois Tycho Brahé (supernova dite de Tycho). La figure 1 montre l'image en rayons X du reste de cette supernova, prise 432 ans après l’explosion. Son spectre global (figure 2) dénote la présence d’éléments lourds très ionisés comme le silicium, le soufre, l’argon et le fer. La composition du spectre permet par exemple de distinguer les explosions thermonucléaires des explosions gravitationnelles (voir L'explosion des supernovae, p.26). La répartition spatiale des éléments dans les éjectas apporte un nouvel éclairage sur les processus de mélange des couches dans la supernova ou sur l’asymétrie de l’explosion. L’émission en rayons X fournit aussi des renseignements sur des processus physiques tels que les instabilités hydrodynamiques se développant à l’interface entre la matière éjectée et le milieu ambiant. Des simulations numériques à calcium fer Figure 2. Spectre en rayons X du reste de la supernova de Tycho, obtenu par l’une des caméras du satellite XMM-Newton plus de 400 ans après l’explosion. Il montre d'intenses raies d’émission provenant d’éléments lourds synthétisés juste avant et lors de l’explosion. Ces éléments, chauffés à des dizaines de millions de degrés par le choc se propageant dans la matière éjectée, sont fortement ionisés. L’étude de ces raies renseigne sur la nature de la supernova (explosion thermonucléaire ou effondrement gravitationnel). NASA/CXC/Rutgers/J. Warren et J. Hughes et al. Figure 1. Image en rayons X du reste de la supernova de Tycho observé par le satellite Chandra plus de 400 ans après l’explosion. La matière éjectée (en rouge ou en vert selon sa composition chimique) apparaît grumeleuse du fait d’instabilités hydrodynamiques. L’onde de choc se propageant dans le milieu interstellaire ambiant est signalée par un fin filament d’émission synchrotron (en bleu) produite par des électrons accélérés à des vitesses proches de celle de la lumière. trois dimensions sont ensuite confrontées aux observations. Les instruments X peuvent aujourd'hui réaliser de la spectroscopie spatialement résolue (permettant la production d’images dans des bandes d’énergie étroites, comme des raies d'émission, et la spectroscopie dans des régions spatiales de petite extension), ce qui a ouvert l’étude de la physique des chocs dits « non collisionnels ». Cela a en particulier apporté une meilleure compréhension de l’accélération des rayons cosmiques par les restes de supernova (voir Élucider le mécanisme d'accélération des rayons cosmiques, p.50). > Anne Decourchelle et Jean Ballet Service d'astrophysique (SAp) Institut de recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (Irfu) Direction des sciences de la matière (DSM) Unité mixte de recherche astrophysique interactions multi-échelles (CEA-Université Paris 7-CNRS) CEA Centre de Saclay (Orme des Merisiers) CLEFS CEA - N°58 - AUTOMNE 2009 27



Autres parutions de ce magazine  voir tous les numéros


Liens vers cette page
Couverture seule :


Couverture avec texte parution au-dessus :


Couverture avec texte parution en dessous :


Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 1Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 2-3Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 4-5Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 6-7Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 8-9Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 10-11Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 12-13Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 14-15Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 16-17Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 18-19Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 20-21Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 22-23Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 24-25Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 26-27Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 28-29Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 30-31Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 32-33Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 34-35Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 36-37Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 38-39Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 40-41Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 42-43Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 44-45Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 46-47Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 48-49Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 50-51Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 52-53Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 54-55Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 56-57Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 58-59Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 60-61Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 62-63Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 64-65Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 66-67Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 68-69Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 70-71Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 72-73Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 74-75Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 76-77Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 78-79Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 80-81Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 82-83Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 84-85Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 86-87Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 88-89Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 90-91Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 92-93Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 94-95Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 96-97Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 98-99Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 100-101Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 102-103Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 104-105Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 106-107Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 108-109Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 110-111Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 112-113Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 114-115Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 116-117Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 118-119Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 120-121Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 122-123Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 124-125Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 126-127Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 128-129Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 130-131Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 132-133Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 134-135Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 136-137Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 138-139Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 140-141Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 142-143Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 144-145Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 146-147Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 148-149Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 150-151Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 152-153Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 154-155Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 156-157Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 158-159Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 160-161Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 162-163Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 164-165Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 166-167Clefs numéro 58 Automne 2009 Page 168