Supernovae, Pulsars et autres objets étranges ...


Si vous lisez régulièrement les actualités en astrophysique, vous avez certainement déjà croisé les termes supernovae, étoile à neutron, trou noir ou encore quasar, plérion et même magnétar ... . Tous ces termes permettent de donner une description à des phénomènes astrophysiques très particuliers et souvent associés à des événement très violents - comme l'explosion d'une étoile par exemple. Mais, savez vous exactement ce que sont ces objets ?

Moi-même je n'y connaissais pas grand-chose avant de faire mon stage en astrophysique des rayons gamma.

Afin d'éviter que vous vous fassiez tourmenter par des articles trop compliqués, ou pire, que vous vous fassiez berner par des articles remplis de fautes et d'approximations, je tiens à vous faire une description aussi rigoureuse que possible de ces différents objets.

Le spectre électromagnétique et les rayons à haute énergie

Avant de commencer à décrire les différents objets, il faut que je vous parle de la partie "haute-énergie" du spectre électromagnétique. Si vous avez besoin de reprendre quelques bases d'électromagnétisme, je vous conseille vivement de lire les 3 articles :

Comme je vous l'ai déjà dit, la lumière visible s'inclut dans un ensemble plus "large" que l'on appelle spectre électromagnétique, ou encore, spectre d'énergie des rayons lumineux. De gauche à droite nous avons :

  • Les ondes radios : Ce sont des rayons de faible énergie, c'est à dire à basse fréquence ou encore à haute longueur d'onde (\lambda \sim 1~\rm{m}).
  • Les ondes submillimétriques : Intermédiaires entre les ondes radios et les rayons infrarouges qui sont caractérisés par une longueur d'onde de l'ordre du millimètre (\lambda \sim 1~\rm{mm}).
  • Les rayons infrarouges : Un peu plus énergétiques encore, les corps à température ambiante (\sim~20~\rm{^\circ C}) émettent beaucoup de rayons infrarouges. Leur longueur d'ondre est de l'ordre du micro-mètre (\lambda \sim 1~\mu\rm{m}).
  • La bande optique : Des rayons que vous connaissez bien (\lambda \sim 400-800~\rm{nm}).
  • Les rayons ultraviolets : Ceux qui brûlent la peau à la plage et que notre étoile produit en masse étant donné sa température de surface élevée (T_\odot \sim 5~500~\rm{K}). Ici on est de l'ordre du nanomètre.
  • Les rayons X : Ces rayons sont très énergétiques, à tels point qu'ils traversent aisément les tissus humains et qu'on peut les utiliser en imagerie médicale pour faire des radios des os. Une paroi de quelques centimètres de plomb suffit généralement à arrêter un rayon X. La longueur d'onde associée au rayon X est de l'ordre de 0.001 à 1 nanomètre.
  • Les rayons gamma : Ce sont les rayons les plus énergétiques de l'univers. Ce sont tous ceux dont la longueur d'onde est inférieure à \sim 10^{-12}~\rm{m}. Ces rayons sont si énergétiques qu'une paroi de plomb d'un mètre est nécessaire pour les arrêter, heureusement, il y en a très peu dans l'univers et encore moins sur Terre.


Il existe plusieurs relations entre la fréquence, la longueur d'onde et l'énergie d'un rayon lumineux. La mécanique quantique nous dit que ces rayons lumineux sont à la fois onde et particule (onde électromagnétique et photon). On a alors les relations qui lient les différentes quantités que je vous ai présentées :

E = h\nu = \hbar\omega

\lambda = 2\pi c/\omega

Avec h = 6.62\times 10^{-34}~\rm{m^2}~\rm{kg}~\rm{s^{-1}} la constante de Planck, \hbar = h/2\pi et c \sim 3\times 10^{8}~\rm{m}~\rm{s^{-1}} la vitesse de la lumière. On a également, E l'énergie qui s'exprime en Joules, \nu la fréquence en Hertz, \omega = 2\pi\nu la pulsation (fréquence angulaire), \lambda la longueur d'onde en mètres.


Les relations que je vous ai données permettent donc de comprendre quel est le lien entre l'énergie d'un photon (aspect particulaire) et sa longueur d'onde ainsi que sa fréquence (aspect ondulatoire).

En ce qui concerne les rayons énergétiques, le paramètre d'étude est principalement l'énergie. Mais on ne parle jamais en Joules. Même s'ils sont énergétiques, les rayons X ou \gamma n'ont jamais des énergies de l'ordre du Joule. C'est pourquoi on utilise une unité bien plus pratique appelée "l'électron-volt".

L'unité de l'électron volt (eV) est définie comme l'énergie cinétique acquise par un électron soumis à un potentiel constant de 1 Volt. On a alors que :

1~\rm{V} = e~\rm{J}

e \approx 1.602\times 10^{-19} correspond à la charge normalisée par 1 Coulomb (charge sans unité) de l'électron e = 1.602\times 10^{-19}~\rm{C}/1\rm{C}.

On peut donc facilement convertir un Joule en électron-Volt. On obtient ainsi le spectre électromagnétique exprimé en électron-Volts.

Spectre_lumiereMais quels processus sont à l'origine de tous ces rayons lumineux ?

La question est extrêmement vaste et la réponse est très longue. Mais on peut tout de même décomposer la radiation en deux catégories : La radiation thermique et la radiation non-thermique.

La radiation thermique

Très grossièrement, on appelle radiation thermique tout rayonnement associé à la température d'un corps. En fait, c'est toute la radiation dont le spectre s'approche de celui d'un corps noir.

La grande majorité de la lumière qui nous parvient du Soleil est de la radiation thermique, c'est à dire des photons créés à partir de l'agitation thermique des particules qui composent le Soleil.

13728_droppedImageLe rayonnement thermique est en fait très difficile à expliquer car il est directement lié à la notion de corps noir et est une association de très nombreux processus d'émission de photon.

La radiation non-thermique

C'est là que les choses compliquées commencent. Je vous ai dit que la radiation thermique est une émission de photon dont le spectre est directement lié à la température du corps émetteur. La radiation non-thermique quant à elle ne dépend absolument pas de la température du corps qui en est l'origine.

Les phénomènes de radiation non-thermique sont en général liés aux propriétés électromagnétiques du milieu et à la densité de matière. On observe différents types de rayonnement non-thermique :

  • L'émission par désexcitation est le type de rayonnement le plus commun. Ce dernier consiste en l'émission d'un photon suite à la désexcitation d'un électron ou d'un nucléon. Généralement, si le rayonnement est issu de la désexcitation d'un électron, l'énergie du photon sera faible (< 1~\rm{keV}) tandis que si ce dernier est issu de la désexcitation d'un noyau, cette énergie sera très élevée (on parlera alors de rayon gamma ou de radioactivité gamma).
  • Le rayonnement Breemstrahlung ou rayonnement de freinage est produit par l'interaction coulombienne de deux particules chargées. Lorsque deux particules chargées interagissent, leur trajectoire est subitement déviée si-bien qu'ils émettent un rayonnement dont l'énergie peut varier suivant la situation. On retrouve ce genre de rayonnement dans les milieux denses de matière et ionisés de préférence.
  • Le rayonnement synchrotron est émis par une particule chargée accélérée dans un champ magnétique (généralement faible). Lorsque le champ magnétique devient élevé, on parle de rayonnement de courbure et à partir d'une certaine valeur (\sim 10^{14}~\rm{G}) un autre processus intervient. Le spectre du rayonnement synchrotron est très large et va des ondes radio aux rayons gamma. Lorsqu'un électron est accéléré par un champ magnétique, il va émettre un rayonnement à une certaine fréquence ainsi que toutes ses harmoniques, un peu comme un instrument de musique.
  • L'émission \gamma par production de paire électron-positron. Lorsque le champ magnétique ambiant atteint une valeur critique (\sim 10^{14}~\rm{G}), des effets quantiques finissent par se faire ressentir. En effet, les électrons sont accélérés à des vitesses si élevées qu'il finissent par interagir avec le champ magnétique pour produire une paire électron-positron qui se recombine en émettant un photon très énergétique. On observe ce phénomène sur des objets généralement très compacts et avec un fort champ magnétique de surface.
  • Le rayonnement Inverse-Compton consiste en l'accélération de photons. Lorsque le milieu radiatif est suffisamment dense, les électron très énergétiques vont aller taper contre les photons faiblement énergétiques en leur transférant une grande partie de leur énergie. On obtient ainsi un rayonnement gamma très intense. Il y a production de rayons \gamma par processus Inverse-Compton que lorsque qu'il y a du rayonnement synchrotron. En effet, il faut que les électrons soient accélérés pour atteindre des énergies si élevées.
  • La production de rayon \gamma par collision proton-proton. Il existe des milieux matériels ou se collisionnent des vents de particules hadroniques (des protons). La physique des particules nous dit que lorsque deux protons entrent en collision, il produisent la plupart du temps une particule (un méson) appelée "pion neutre" (\pi^0). Cette particule est instable et se désintègre alors presque instantanément en une paire de photons d'énergie \sim 70~\rm{MeV} chacun.

Il existe de nombreux autres processus d'émission de rayonnement mais inutile de tout détailler ici, je pense que je ferai un article complet sur le sujet.

Des objets astrophysiques étranges

Passons au vif du sujet. Je vous ai fait une présentation de certains processus de rayonnement non-thermique car c'est à travers ces derniers que se manifestent la plupart des objets astrophysiques étranges que je vais vous présenter. On peut distinguer deux catégories d'objets : les objets compacts c'est à dire denses et petits, et les objets diffus dont la densité est faible et l'extension spatiale bien plus grande.

Les novae

Assez différentes des supernovae, les novae ont généralement pour origine une étoile à faible luminosité et faible masse dans un système binaire avec pour compagne un objet compact, une naine blanche généralement.

Lorsque l'étoile a brûlé la majorité de son hydrogène, elle sort de la séquence principale pour devenir une géante rouge, sa température et son rayon augmentent tandis que sa densité de matière diminue.

La naine blanche étant un objet très dense, elle va déformer par effet de marrée l'étoile géante à tel point qu'elle va s'entourer de plasma de l'étoile géante. La gravité de surface de la naine blanche est si forte que le plasma va se retrouver écrasé et, lorsqu'il y en aura suffisamment, une forte réaction de fusion thermonucléaire des éléments les plus légers va entraîner une augmentation subite de la luminosité du système binaire et une expulsion des couches supérieures de gaz - à la manière d'une supernova de type I mais en version miniature. L'explosion dure en général quelques jours au plus.

Dessin d'artiste d'une nova. La matière de la géante rouge s'accrete autour de la naine blanche et finit par déclencher une réaction de fusion thermonucléaire.

Dessin d'artiste d'une nova. La matière de la géante rouge s'accrete autour de la naine blanche et finit par déclencher une réaction de fusion thermonucléaire.

L'énergie de l'explosion est de l'ordre de 10^{39}~\rm{J}. La matière est éjectée à des vitesses de l'ordre de 1~000~\rm{km}~\rm{s}^{-1} ce qui entraîne un décalage vers le bleu du spectre du système binaire. Le système se refroidit ensuite rapidement ce qui entraîne une forte diminution de sa luminosité.

Les supernovae

Il existe deux types de supernovae :

  • Les supernovae thermonucléaires (type I), celles qui se forment à partir d'un système binaire mettant en jeu une géante ou une supergéante rouge et une naine blanche (de manière analogue aux novae).
  • Les supernovae à effondrement de cœur (type II). Le type que je vais détailler.

Pour briller, les étoiles consument les éléments chimiques qui la composent à travers des réactions thermonucléaires exothermiques. Lorsqu'elle est jeune, l'étoile consomme de l'hydrogène. Lorsqu'elle commence à vieillir, celle-ci commence à produire des éléments plus lourds Azote, Carbone, Oxygène ... qui sont plus difficile à faire fusionner et dont la réaction produit moins d'énergie (par nucléon). La conséquence est que l'étoile commence à gonfler et à briller plus fort. C'est le résultat des forces de pression gravitationnelle exercée par l'accumulation de matière lourde au cœur de l'étoile.

Seulement, à partir du Fer, les réactions de fusion ne sont plus exothermiques mais endothermiques. L'étoile ne produit alors plus d'énergie, elle en consomme. La pression radiative au cœur ne peut alors plus compenser la pression gravitationnelle exercée par le plasma. Ce dernier s'effondre alors soudainement sur le cœur à tel point que les protons et les électrons du cœur fusionnent pour donner des neutrons.

Le plasma s'effondrant sur le cœur neutre et extrêmement dense produit une onde de choc si puissante que les couches supérieures de gaz sont violemment expulsées dans le milieu interstellaire à des vitesses atteignant 10 à 20% de la vitesse de la lumière. L'énergie caractéristique libérée par une supernova est de l'ordre de 10^{44}~\rm{J} !

L'explosion ne dure généralement que quelques jours mais elle laisse derrière elle un vertige visible et très énergétique que l'on appelle rémanent de supernova. Il a également un objet compact au centre, suivant la masse, soit une étoile à neutron, soit un trou noir.

Tycho_SNR

SN 1572 est un rémanent de supernova thermonucléaire. L'image présentée est le résultat de l'observation de cette dernière par le télescope Chandra, c'est à dire dans la bande X. Effectivement, les ondes de choc et de choc inverse créées par l'implosion ont pour effet d'accélérer des particules chargées qui émettent ainsi en X à travers un processus de rayonnement synchrotron.

Les supernovæ sont des objets qui émettent de grandes quantités d'énergie lumineuse dans les bandes X et \gamma à travers des processus de rayonnement non-thermique (synchrotron, Inverse-Compton, collision proton-proton) et sont de plus en plus étudiés dans ces bandes là.

Les pulsars

Les pulsars sont des objets à la morphologie complexe généralement liés à une explosion de supernova. On décompose un pulsar en trois parties :

  • La nébuleuse synchrotron
  • Le vent de pulsar
  • Et le pulsar lui-même

Un pulsar est en-fait une étoile à neutron ayant une rotation très rapide - d'une période allant de quelques ms à une seconde. Durant le phénomène de supernovae, les couches supérieures ont été expulsées violemment dans le milieu interstellaire tandis que le noyau continue d'attirer de la matière.  L’accrétion de matière crée alors un mouvement de rotation de plus en plus rapide de l'étoile à neutron ainsi formée.

Le pulsar possède également un champ magnétique de surface extrêmement élevée - pouvant aller au delà de 10^{10}~\rm{T} - dont les pôles ne sont pas forcément alignés avec l'axe de rotation de l'étoile. La conséquence de cela est que les pulsars se caractérisent par une émission pulsée. En effet, le champ magnétique détruit la symétrie du système entre l'équateur et les pôles de l'étoiles.

Ce même champ magnétique est à l'origine de jets de matière chargée aux pôles magnétiques de l'étoiles mais également d'un vent puissant de particules chargées. Ce vent de particules rapides finit par créer un choc avec le milieu interstellaire ce qu'on appelle communément la nébuleuse synchrotron.

PWN_morphology

Image dans la bande X de la nébuleuse de vent de Pulsar (Plérion) de Vela (Chandra). On y observe bien le pulsar au centre de la nébuleuse synchrotron ainsi que des jets de matière.

Généralement, les complexes de pulsar émettent de la bande radio jusqu'en X par l’intermédiaire du processus de rayonnement synchrotron, puis en \gamma par l'intermédiaire du processus de rayonnement Inverse-Compton.

Des objets astrophysiques TRÈS étranges

Les novæ, les supernovæ et les pulsars sont les objets les plus courants des objets étranges. Il existe d'autres objets encore plus énergétiques et encore plus étranges dans l'univers. Vous vous demandez certainement ce que peut bien être un quasar, un blazar ou encore un magnétar. Et bien la réponse c'est maintenant.

Les magnétars

Les magnétars sont similaires aux pulsars à la différence que le champ magnétique de surface est supérieur à 10^{10}~\rm{T}. Cette valeur critique est importante car c'est elle qui est à l'origine de la différence entre un pulsar et un magnétar. Au delà de cette valeur le rayonnement de courbure (similaire au rayonnement synchrotron) laisse place à un phénomène d'émission \gamma par production de paire.

Ces objets sont très rares (en fait, on en a jamais observé), on estime qu'une supernova sur 100 000 peut donner naissance à un magnétar. Ces derniers peuvent être à l'origine de ce qu'on appelle des sursauts gamma mou c'est à dire des pic d'émission de rayons gamma d'énergie de l'ordre du GeV.

Les trous noirs

On définit rigoureusement un trou noir comme une singularité gravitationnelle cachée derrière un horizon des événements. De manière plus simple, un trou noir est un objet si compact que la déformation spatio-temporelle engendrée devient infinie au centre tout comme la dilatation temporelle des événements - au niveau d'un rayon autour de la singularité - appelé rayon de Schwarzschild. La conséquence est que tout objet s'approchant de cet horizon va connaître un ralentissement infini et un photon s'approchant de l'horizon connaîtra un redshift infini. C'est la raison pour laquelle les trous noirs sont noirs.

Les trous noirs sont des objets étranges (dont je ferai certainement un article plus tard) qui se forment lorsque le rapport entre la masse et le rayon de l'objet devient grand. Par exemple, il arrive que certaines étoiles sont si massives que leur explosion en supernova engendre successivement une étoile à neutron puis un trou noir.

A priori, les trous noirs sont noir car ils n'émettent pas de rayonnement. Cependant, malgré leurs caractéristiques extrêmes, ils parviendraient tout de même à rayonner à travers un processus quantique que l'on appelle rayonnement de Hawking.

Les quasars

On parle de quasar ou de source de rayonnement quasi stellaire lorsque l'on cherche à décrire une galaxie très énergétique (souvent jeune) avec un noyau galactique actif.

Un quasar est donc une galaxie très active qui se caractérise par un trou noir supermassif en son centre, entouré par un disque de matière chaude, et souvent caractérisé par des jets de matière aux pôles de la rotation du système.

Les quasars sont des objets rares (bien que l'on en ai recensé plus de 100 000) et très lointains étant donné le redshift observé sur les spectres.

This image shows quasar PG 0052+251, which is 1.4 billion light-years from Earth, at the core of a normal spiral galaxy. Astronomers are surprised to find host galaxies, such as this one, that appear undisturbed by the strong quasar radiation.

Cette image montre le quasar PG 0052+251, qui se situe à 1.4 milliard d'années lumière de la Terre. On y observe bien un disque chaud d’accrétion de matière ainsi que des jets polaires dus à la rotation du système. [Crédit : ESA]

Les blazars

Les blazars et les quasars seraient le même type d'objets. Tous deux sont composés d'un trou noir supermassif au centre et d'un disque d’accrétion de matière autour ainsi que deux jets de matière aux pôles. Ces objets sont les plus violents de l'univers et émettent dans tout le spectre électromagnétique c'est à dire des ondes radio aux rayons gamma.

 

Tous ces objets sont extrêmement compliqués et encore très mal compris par les astrophysiciens. Ce que je vous ai présenté aujourd'hui n'est que la partie émergée de l'iceberg. Si vous le souhaitez, je pourrai détailler un ou plusieurs de ces objets afin que vous compreniez la phénoménologie profonde qui est à l'origine de ce genre de phénomènes.

 

J'espère que cet article vous a plu, si c'est le cas partagez le. Si vous avez des questions ou une suggestion laissez moi un commentaire et si vous souhaitez m'aider dans mes projets pour le site faites moi un petit don.

 

 

 

 

 

 


A propos Loann Brahimi

Je suis étudiant en Master Cosmos, Champs et Particules à l'université de Montpellier. Ce blog est une manière de transmettre ma passion, une façon d'aider ceux qui voudraient faire de la physique leur gagne pain et de créer un engouement autour de cette science mal comprise.

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