Evolution temporelle de l'élément radioactif nickel (56Ni) dans l'éjecta d'une simulation 3D d'une explosion de supernova provoquée par des neutrinos. Les images montrent la distribution non sphérique depuis peu de temps après le début de l'explosion (3,25 secondes) jusqu'à un moment tardif (6236 secondes) lorsque l'asymétrie finale est déterminée. Les couleurs représentent les vitesses radiales selon les échelles données pour chaque panneau. Crédit :© AMP
Les étoiles qui explosent en supernovae sont les principales sources d'éléments chimiques lourds dans l'Univers. En particulier, les noyaux atomiques radioactifs sont synthétisés à chaud, régions les plus à l'intérieur pendant l'explosion et peuvent ainsi servir de sondes des processus physiques inobservables qui déclenchent l'explosion. À l'aide de simulations informatiques élaborées, une équipe de chercheurs du Max Planck Institute for Astrophysics (MPA) et du RIKEN au Japon ont pu expliquer les distributions spatiales récemment mesurées du titane et du nickel radioactifs dans Cassiopée A, un reste gazeux d'environ 340 ans d'une supernova voisine. Les modèles informatiques soutiennent fortement l'idée théorique que de tels événements de mort stellaire peuvent être initiés et alimentés par des neutrinos s'échappant de l'étoile à neutrons laissée à l'origine de l'explosion.
Des étoiles massives finissent leur vie dans des explosions gigantesques, ce qu'on appelle les supernovae. Dans des millions d'années d'évolution stable, ces étoiles ont construit un noyau central composé principalement de fer. Lorsque le noyau atteint environ 1,5 fois la masse du Soleil, il s'effondre sous l'influence de sa propre gravité et forme une étoile à neutrons. D'énormes quantités d'énergie sont libérées dans cet événement catastrophique, principalement par l'émission de neutrinos. Ces particules élémentaires presque sans masse sont produites en abondance à l'intérieur de l'étoile à neutrons naissante, où la densité est plus élevée que dans les noyaux atomiques et la température peut atteindre 500 milliards de degrés Kelvin.
Les processus physiques qui déclenchent et entraînent l'explosion sont un casse-tête non résolu depuis plus de 50 ans. L'un des mécanismes théoriques proposés fait appel aux neutrinos, car ils emportent plus de cent fois l'énergie nécessaire à une supernova typique. Alors que les neutrinos s'échappent de l'intérieur chaud de l'étoile à neutrons, une petite fraction d'entre eux est absorbée dans le gaz environnant. Cet échauffement provoque des mouvements violents du gaz, semblables à ceux d'une casserole d'eau bouillante. Lorsque le bullage du gaz devient suffisamment puissant, l'explosion de la supernova s'installe comme si le couvercle du pot avait été soufflé. Les couches externes de l'étoile mourante sont ensuite expulsées dans l'espace circumstellaire, et avec eux tous les éléments chimiques que l'étoile a assemblés par combustion nucléaire au cours de sa vie. Mais aussi de nouveaux éléments sont créés dans l'éjecta chaud de l'explosion, parmi eux des espèces radioactives comme le titane (44Ti avec 22 protons et 22 neutrons) et le nickel (56Ni avec 28 neutrons et protons chacun), qui se désintègrent en calcium et en fer stables, respectivement. L'énergie radioactive ainsi libérée fait briller la supernova pendant de nombreuses années.
Distribution observée du titane radioactif (44Ti, bleu) et le fer (blanc, rouge) dans Cassiopée A. Le fer visible est principalement le produit de désintégration radioactive du nickel radioactif (56Ni). La croix jaune marque le centre géométrique de l'explosion, la croix blanche et la flèche indiquent l'emplacement actuel et la direction du mouvement de l'étoile à neutrons. Copyright :Macmillan Publishers Ltd : La nature ; de Grefenstette et al., La nature 506, 339 (2014) ; Distribution de Fe avec l'aimable autorisation de U.~Hwang.
En raison de l'ébullition sauvage du gaz chauffé aux neutrinos, l'onde de choc démarre de manière non sphérique et imprime une asymétrie à grande échelle sur la matière stellaire éjectée et la supernova dans son ensemble (Fig. 1), en accord avec l'observation de grumeaux et d'asymétries dans de nombreuses supernovae et leurs restes gazeux. L'asymétrie initiale de l'explosion a deux conséquences immédiates. D'un côté, l'étoile à neutrons reçoit une impulsion de recul opposée à la direction de l'explosion la plus forte, où le gaz de supernova est expulsé avec plus de violence. Cet effet est similaire au coup de pied qu'un bateau à rames reçoit lorsqu'un passager saute. D'autre part, la production d'éléments lourds du silicium au fer, en particulier également de titane et de nickel, est plus efficace dans les directions où l'explosion est plus forte et où plus de matière est chauffée à des températures élevées.
"Nous avons prédit les deux effets il y a quelques années par nos simulations tridimensionnelles (3-D) d'explosions de supernova provoquées par des neutrinos", dit Annop Wongwathanarat, chercheur au RIKEN et auteur principal de la publication correspondante de 2013, lorsqu'il travaillait au MPA en collaboration avec ses co-auteurs H.-Thomas Janka et Ewald Müller. "L'asymétrie des éjectas radioactifs est plus prononcée si le coup d'étoile à neutrons est plus grand", il ajoute. Puisque les noyaux atomiques radioactifs sont synthétisés dans les régions les plus internes de la supernova, à proximité immédiate de l'étoile à neutrons, leur distribution spatiale reflète plus directement les asymétries d'explosion.
Nouvelles observations de Cassiopée A (Cas A), le reste gazeux d'une supernova dont la lumière a atteint la Terre vers 1680, pourrait maintenant confirmer cette prédiction théorique. En raison de son jeune âge et de sa relative proximité à une distance de seulement 11 000 années-lumière, Cas A offre deux grands avantages pour les mesures. D'abord, la désintégration radioactive du 44Ti est toujours une source d'énergie efficace et libère des rayons X à haute énergie, par conséquent, la présence de ce noyau atomique peut être cartographiée en 3D avec une grande précision. Seconde, la vitesse de l'étoile à neutrons est connue à la fois avec sa magnitude et sa direction dans le plan du ciel. Étant donné que l'étoile à neutrons se propage à une vitesse estimée d'au moins 350 kilomètres par seconde, l'asymétrie dans la distribution spatiale des éléments radioactifs devrait être très prononcée. C'est exactement ce que l'on voit dans les observations (Fig. 2a).
Nickel radioactif observable (56Ni, vert) et titane (44Ti, bleu) comme prédit par la simulation 3D d'une explosion de supernova provoquée par des neutrinos illustrée sur la figure 1. L'orientation est optimisée pour une similitude la plus proche possible avec l'image Cas A de la figure 2a. L'étoile à neutrons est marquée par une croix blanche et décalée du centre de l'explosion (symbole plus rouge) en raison de sa vitesse de choc. Le mouvement de l'étoile à neutrons s'éloigne de l'hémisphère qui contient la majeure partie du 44Ti éjecté. Le fer (le produit de désintégration du Ni56) ne peut être observé que dans un coquille chaude de Cas A. Crédit :© MPA
Alors que le reste compact accélère vers l'hémisphère inférieur, les touffes les plus grosses et les plus brillantes avec la plupart des 44Ti se trouvent dans la moitié supérieure des restes de gaz. La simulation informatique, vu d'une direction convenablement choisie, présente une similitude frappante avec l'image d'observation (Fig. 2b). Cela peut également être vu en comparant la visualisation 3D des simulations de la figure 3 avec l'imagerie 3D de Cas A ( www.mpa-garching.mpg.de/452369/news20170621ni ,
www.mpa-garching.mpg.de/452353/news20170621ti).
Mais non seulement les distributions spatiales du titane et du fer ressemblent à celles de Cas A. De plus, les quantités totales de ces éléments, leurs vitesses d'expansion, et la vitesse de l'étoile à neutrons sont en accord étonnant avec celles de Cas A. "Cette capacité à reproduire les propriétés de base des observations confirme de manière impressionnante que Cas A peut être le vestige d'une supernova entraînée par les neutrinos avec ses violents mouvements de gaz autour de l'étoile naissante. étoile à neutrons", conclut H.-Thomas Janka.
Mais plus de travail est nécessaire pour enfin prouver que les explosions d'étoiles massives sont en effet alimentées par l'apport d'énergie des neutrinos. "Cas A est un objet d'un tel intérêt et d'une telle importance que nous devons également comprendre les distributions spatiales d'autres espèces chimiques telles que le silicium, argon, néon, et de l'oxygène", remarque Ewald Müller, pointant vers la belle morphologie multi-composants de Cas A révélée par l'imagerie 3-D. Il ne suffit pas non plus d'avoir un seul exemple pour présenter un cas pleinement convaincant. Par conséquent, l'équipe a rejoint une collaboration plus large pour tester les prédictions théoriques des explosions provoquées par les neutrinos par une analyse approfondie d'un plus grand échantillon de jeunes restes de supernova. Pas à pas, les chercheurs espèrent ainsi collecter des preuves pour pouvoir régler le problème de longue date du mécanisme de la supernova.
