Une étude publiée dans la revue Nature relate l’existence d’une supernova qui a explosé plusieurs fois. Appelée iPTF14hls, cette supernova classée de type II-P a été découverte en 2014 par le projet Palomar Transient Factory.
Pour rappel de ce qu’est une supernova, venez faire un tour sur mon dernier article :
iPTF14hls : 600 jours d’observation
Luminosité de la supernova iPTF14hl comparée à une supernova normale de type II © S. Wilkinson, LCO
Durant les 600 jours d’observation, au moins cinq supernovae sont apparues. Sur le schéma au-dessus montrant la luminosité de la supernova iPTF14hls, on peut s’apercevoir qu’au lieu de diminuer progressivement après un pic de lumière comme pour une supernova normale, la courbe jaune remonte diminue puis elle augmente à nouveau. Des explosions provoqueraient la dilatation de cette étoile et, donc, son refroidissement, mais sans jusqu’ici conduire à sa destruction complète comme si l’étoile recréait alors plusieurs supernovae et ne mourait toujours pas. En recherchant dans les archives du télescope du mont Palomar, les scientifiques ont découvert qu’en 1954 l’étoile avait déjà explosé une première fois.
Les astronomes n’ont toujours pas trouvé d’explication à ce phénomène.
Première hypothèse : la supernova à instabilité de paire
Vue d’artiste d’une supernova à instabilité de paires (NASA/CXC/M Weiss)
Une de leurs hypothèses est qu’il s’agit d’une étoile très massive de l’ordre de 100 fois la masse solaire et très riche en hydrogène. « Cette supernova bouleverse tout ce qu’on pensait savoir sur leur fonctionnement », affirme le professeur Iair Arcavi, principal auteur de l’étude. Il pourrait s’agir d’un nouveau type de supernova appelé Pair Instability Supernovae (PISNe), c’est-à-dire par production de paires à pulsations instables. C’est une théorie établie à la fin des années 1960 par Z. Barkat et ses collaborateurs qui se produit dans les étoiles faisant entre 95 et 130 masses solaires.
Le déclencheur de la supernova par production de paires serait issu d’une réaction d’annihilation entre les électrons et leurs antiparticules. Pour les étoiles aussi massives, si la couche externe est énorme, le cœur de l’étoile, lui, serait beaucoup moins dense et très riche en oxygène. Les photons émis par l’étoile dans le cœur peuvent interagir avec les noyaux des atomes pour former des paires électrons-positrons (particules de matière et d’antimatière) qui s’annihilent mutuellement. Lorsque la création de matière et d’antimatière selon ce processus devient importante, la pression à l’intérieur de l’étoile supergéante diminue soudainement et devient insuffisante pour s’opposer à sa contraction sous l’effet de sa propre gravité. Cette contraction va augmenter le taux des réactions nucléaires en chauffant le cœur de l’étoile. Le processus devient instable, le cœur de l’étoile va exploser en une supernova. Cette dernière ne laisse aucun astre compact derrière elle (sauf éventuellement un trou si l’étoile est suffisamment massive).
Dans ce cas particulier de supernova, l’étoile explose une première fois, éjecte l’équivalent de 10 à 25 masses solaires dans l’espace, se stabilise puis explose à nouveau. Ceci peut se répéter plusieurs fois jusqu’à la mort de l’étoile.
Cependant, ce genre d’étoiles est censé plutôt avoir existé au tout début de l’histoire de l’univers. « On pensait que ce type d’explosion n’avait eu lieu qu’au début de l’univers, affirme Andy Howell, chef du groupe supernova de LCO. C’est un peu comme si on découvrait un dinosaure encore vivant aujourd’hui. On se demanderait si c’est vraiment d’un dinosaure, ou autre chose... »
Autre problème, ce modèle ne tient pas compte de la présence continue d’hydrogène, il n’y a normalement pas de trace d’hydrogène observable pour ce modèle. Or, l’étoile qui nous intéresse a retenu quelques dizaines de masses solaires d’hydrogène dans son enveloppe après la supernova de 1954.
De plus, l’énergie libérée par iPTF14hls est supérieure aux prévisions de cette théorie.
Les scientifiques devront donc continuer à chercher des réponses.
Sources
Supernova par production de paire
https://www.nature.com/articles/nature08579
