Conception d'artiste d'une supernova à interaction de choc. Les éruptions successives d'une étoile massive produisent des éjectas avec des vitesses différentes :l'anneau bleu correspond à des couches en mouvement lent qui sont poinçonnées par des éjectas rapides (rouges à jaunes) qui jaillissent. L'interaction de ces masses de gaz se fait via des ondes de choc rayonnantes qui produisent d'énormes quantités de lumière. Ceci explique le phénomène des supernovae superlumineuses avec des exigences minimales pour le bilan énergétique des explosions. Crédit :Kavli IPMU
Dans une étude unique, une équipe internationale de chercheurs comprenant des membres du Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (Kavli IPMU) a simulé les violentes collisions entre les supernovae et son gaz environnant - qui est éjecté avant une explosion de supernova, dégageant ainsi une luminosité extrême.
De nombreuses supernovae ont été découvertes au cours de la dernière décennie avec une luminosité maximale d'un à deux ordres de grandeur supérieure à celle des supernovae normales de types connus. Ces explosions stellaires sont appelées supernovae superlumineuses (SLSNe).
Certains d'entre eux ont de l'hydrogène dans leur spectre, tandis que d'autres démontrent un manque d'hydrogène. Ces derniers sont appelés Type I, ou pauvre en hydrogène, SLSNe-I. SLSNe-I défie la théorie de l'évolution stellaire, puisque même les supernovae normales ne sont pas encore complètement comprises à partir des premiers principes.
Dirigé par Elena Sorokina, chercheuse à l'Institut d'astronomie Sternberg, qui était un enquêteur invité à Kavli IPMU, et Kavli IPMU chercheur principal Ken'ichi Nomoto, Associé scientifique Sergueï Blinnikov, ainsi que le chercheur du projet Alexey Tolstov, l'équipe a développé un modèle qui peut expliquer une large gamme de courbes de lumière observées de SLSNe-I dans un scénario qui nécessite beaucoup moins d'énergie que les autres modèles proposés.
Les modèles démontrant les événements avec le budget énergétique minimum impliquent de multiples éjections de masse dans les étoiles présupernova. La perte de masse et l'accumulation d'enveloppes autour des étoiles massives sont des caractéristiques génériques de l'évolution stellaire. Normalement, ces enveloppes sont plutôt diluées, et ils ne modifient pas de manière significative la lumière produite dans la majorité des supernovae.
Les courbes de lumière absolues de la bande U pour un SLSN-I SN 2010gx à décoloration rapide et pour un PTF09cnd à décoloration lente sont présentées avec deux courbes de lumière calculées pour les modèles N0 et B0 (d'après l'article de Sorokina et al.), ce qui démontre que le scénario d'interaction peut expliquer à la fois des courbes de lumière étroites et larges. La courbe de lumière du SN Ic typique (à luminosité « normale »), SN 1994I, est tracé à des fins de comparaison. Crédit :Kavli IPMU
Dans certains cas, une grande quantité de masse est expulsée quelques années seulement avant l'explosion finale. Puis, les « nuages » autour des supernovae peuvent être assez denses. Les ondes de choc produites lors des collisions d'éjecta de supernova et de ces coquilles denses peuvent fournir la puissance lumineuse requise pour rendre la supernova beaucoup plus lumineuse qu'une supernova "nue" sans matériau environnant pré-éjecté.
Cette classe de modèles est appelée supernovae « en interaction ». Les auteurs montrent que le scénario d'interaction est capable d'expliquer à la fois un SLSNe-I à atténuation rapide et lente, ainsi, la large gamme de ces objets incroyablement brillants peut en réalité être des supernovae presque ordinaires placées dans un environnement extraordinaire.
Une autre extraordinaire est la composition chimique attendue pour les « nuages » circumstellaires. Normalement, le vent stellaire se compose principalement d'hydrogène, parce que toutes les réactions thermonucléaires se produisent au centre d'une étoile, tandis que les couches externes sont hydrogénées.
Dans le cas du SLSNe-I, la situation doit être différente. L'étoile progénitrice doit perdre son hydrogène et une grande partie de l'hélium bien avant l'explosion, de sorte que quelques mois à quelques années avant l'explosion, il éjecte principalement du carbone et de l'oxygène, puis exploser à l'intérieur de ce nuage de CO dense. Seule cette composition peut expliquer les caractéristiques spectrales et photométriques des SLSNe pauvres en hydrogène observés dans le scénario d'interaction.
C'est un défi pour la théorie de l'évolution stellaire d'expliquer l'origine de ces progéniteurs pauvres en hydrogène et en hélium et la perte de masse très intense de matière CO juste avant l'explosion finale de l'étoile. Ces résultats ont été publiés dans un article accepté par The Journal d'astrophysique .
