Les astronomes pensaient que toutes les supernovae de type 1a avaient essentiellement la même luminosité. C'est un problème, car ce type de supernovae est utilisé comme bougies standard, pour déterminer les distances à travers l'Univers. Plus récemment, ces supernovae ont été utilisées pour calculer la force mystérieuse appelée énergie sombre qui semble accélérer l'expansion de l'Univers.
Un groupe de scientifiques affiliés à la SuperNova Legacy Survey (SNLS) ont trouvé des preuves surprenantes qu'il existe plus d'une sorte de supernova de type Ia, une classe d'étoiles explosives qui jusqu'à présent était considérée comme essentiellement uniforme à tous égards importants. La supernova SNLS-03D3bb est plus de deux fois plus brillante que la plupart des supernovae de type Ia, mais a beaucoup moins d'énergie cinétique et semble être à nouveau moitié moins massive qu'un type Ia typique.
Les principaux auteurs du rapport, qui paraît dans le numéro du 21 septembre de Nature, incluent Andrew Howell, anciennement de la Division de physique au Lawrence Berkeley National Laboratory et maintenant à l'Université de Toronto, et Peter Nugent, un astrophysicien de la recherche informatique de Berkeley Lab. Division. Les autres auteurs principaux sont Mark Sullivan de l'Université de Toronto et Richard Ellis du California Institute of Technology. Ceux-ci et de nombreux autres auteurs de l'article Nature sont membres du projet Supernova Cosmology basé au Berkeley Lab.
Parce que presque toutes les supernovae de type Ia trouvées jusqu'à présent sont non seulement remarquablement lumineuses mais remarquablement uniformes dans leur luminosité, elles sont considérées comme les meilleures «bougies standard» astronomiques pour la mesure sur des distances cosmologiques. En 1998, après des observations de nombreuses supernovae lointaines de type Ia, le Supernova Cosmology Project et le rival High-Z Supernova Search Team ont annoncé leur découverte que l'expansion de l'univers s'accélérait - une découverte qui serait bientôt attribuée à l'inconnu quelque chose appelé sombre l'énergie, qui remplit l'univers et s'oppose à l'attraction gravitationnelle mutuelle de la matière.
«Les supernovae de type Ia sont considérées comme des indicateurs de distance fiables car elles ont une quantité standard de carburant - le carbone et l'oxygène dans une étoile naine blanche - et elles ont un déclencheur uniforme», explique Nugent. «Ils devraient exploser lorsque la masse de la naine blanche se rapprochera de la masse de Chandrasekhar, qui représente environ 1,4 fois la masse de notre soleil. Le fait que SNLS-03D3bb soit bien au-dessus de ce type de masse ouvre une boîte de Pandore. "
Pourquoi la plupart des supernovae de type Ia sont les mêmes
La classification des types de supernova est basée sur leurs spectres. Les spectres de type Ia n'ont pas de raies d'hydrogène mais ont des raies d'absorption de silicium, un indice de la chimie de leurs explosions. On pense que les progéniteurs nains blancs des supernovae de type Ia, généralement environ les deux tiers de la masse du soleil, augmentent la masse supplémentaire d'un compagnon binaire jusqu'à ce qu'ils approchent de la limite de Chandrasekhar. L'augmentation de la pression provoque la fusion du carbone et de l'oxygène au centre de l'étoile, produisant les éléments jusqu'au nickel sur le tableau périodique; l'énergie libérée dans ce processus souffle l'étoile en morceaux dans une explosion thermonucléaire titanesque.
Certaines variations ont été observées dans les supernovae de type Ia, mais elles sont pour la plupart conciliables. Les types plus brillants prennent plus de temps pour atteindre la luminosité maximale et plus longtemps pour diminuer. Lorsque les échelles de temps des courbes de lumière individuelles sont étirées pour correspondre à la norme et que la luminosité est mise à l'échelle en fonction de l'étirement, les courbes de lumière de type Ia correspondent.
Les différences de luminosité pourraient être dues à des rapports différents de carbone et d'oxygène dans les progéniteurs, entraînant des quantités finales différentes de nickel dans l'explosion. La désintégration radioactive du nickel en cobalt puis en fer alimente les courbes de lumière optique et proche infrarouge des supernovae de type Ia. Les différences de luminosité apparente pourraient également être le produit d'une asymétrie; une explosion vue sous un angle peut être légèrement plus faible que sous un autre.
Aucune de ces différences possibles n'est suffisante pour expliquer la luminosité extrême de la supernova SNLS-03D3bb - qui est beaucoup trop brillante pour son "étirement" de courbe de lumière. De plus, dans les supernovae les plus brillantes, la matière éjectée de l'explosion se déplace à une vitesse plus élevée; c'est-à-dire que ces explosions ont plus d'énergie cinétique. Mais les éjectas de SNLS-03D3bb étaient inhabituellement lents.
"Andy Howell a réuni deux et deux et a réalisé que le SNLS-03D3bb devait avoir une masse super-Chandrasekhar", explique Nugent.
La masse de preuves
Un indice était les éléments nécessaires pour produire la luminosité supplémentaire. «Toute la puissance d'un type Ia provient de la combustion du carbone et de l'oxygène vers des éléments plus lourds, notamment le nickel 56», explique Nugent. «Un Type Ia de luminosité normale représente environ 60% d'une masse solaire de nickel 56, le reste étant d'autres éléments. Mais SNLS-03D3bb est plus de deux fois plus brillant que la normale; il doit contenir plus de deux fois plus de nickel 56. La seule façon de l'obtenir est avec un ancêtre 50% plus massif que la masse Chandrasekhar. "
L’autre facteur est la lenteur de l’éjecta de SNLS-03D3bb, détectée lors du déplacement des raies élémentaires dans son spectre. La vitesse des supernova ejecta dépend de l'énergie cinétique libérée dans l'explosion, qui est la différence entre l'énergie libérée lors de la combustion thermonucléaire moins l'énergie de liaison qui agit pour maintenir l'étoile ensemble, en fonction de la masse de l'étoile. Plus l'étoile est massive, plus l'éjecta est lent.
Mais comment un progéniteur carbone-oxygène pourrait-il jamais accumuler une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar sans exploser? Il est possible qu'une étoile en rotation très rapide soit plus massive. Il est également possible que deux naines blanches, avec une masse combinée bien au-dessus de la limite de Chandrasekhar, puissent entrer en collision et exploser.
Nugent dit: «Un indice est venu de notre co-auteur Mark Sullivan, qui dans les données SNLS avait déjà trouvé deux taux distincts pour la production de supernova de type Ia. Ils peuvent être grossièrement divisés en ceux qui proviennent de jeunes galaxies formatrices d'étoiles et ceux de vieilles galaxies mortes. Il y a donc une indication qu'il peut y avoir deux populations de type Ia, avec deux types de progéniteurs, et deux voies différentes d'explosion. "
Dans les vieilles galaxies mortes, même les plus grandes étoiles sont petites, explique Nugent. Les seuls types de supernovae de type Ia possibles dans ces galaxies sont probablement le type à système binaire, à masse accrétante, de type Chandrasekhar. Mais les jeunes galaxies formatrices d'étoiles produisent des objets massifs et pourraient être riches en systèmes binaires blanc-nain plus blanc-nain, les systèmes dits «à double dégénération».
«Si le modèle à double dégénérescence est correct, ces systèmes produiront toujours des explosions super-Chandrasekhar dans ces très jeunes galaxies», explique Nugent.
Les jeunes galaxies sont plus susceptibles d'être trouvées dans le premier univers, et donc à de plus grandes distances. Étant donné que les supernovae lointaines de type Ia sont cruciales pour l'effort de mesure de l'évolution de l'énergie sombre, il devient essentiel d'identifier clairement les supernovae de type Ia qui ne correspondent pas au modèle de masse Chandrasekhar. C'est facile à faire avec un Type Ia aussi étrange que SNLS-03D3bb, mais toutes les supernovae super-Chandrasekhar ne sont pas si évidentes.
«Une façon de détecter les supernovae super-Chandrasekhar est de mesurer la vitesse des éjectas et de la comparer avec la luminosité. Une autre façon consiste à prendre plusieurs spectres à mesure que la courbe de lumière évolue. Malheureusement, prendre des spectres est la plus grosse dépense dans toute la poursuite des études sur l'énergie noire », dit Nugent. "Les concepteurs de ces expériences devront trouver des moyens efficaces d'éliminer les supernovae super-Chandrasekhar de leurs échantillons."
Modélisation des variations
C'est en partie dans l'espoir de développer un moyen rapide et fiable d'identifier les supernovae de type Ia candidates à la recherche cosmologique que Nugent et son co-auteur Richard Ellis ont initialement approché Sullivan et d'autres membres du SNLS, avec sa grande base de données de supernovae. Travaillant au centre de calcul scientifique National Energy Research (NERSC) basé à Berkeley Lab, Nugent a développé un algorithme qui pourrait prendre une poignée de points de données photométriques au début de l'évolution d'une supernova candidate, l'identifier positivement comme un type Ia et prédire avec précision son temps de luminosité maximale.
L'un des premiers Type Ia étudié de cette manière s'est avéré être le SNLS-03D3bb lui-même. «Il avait un rapport signal / bruit si élevé compte tenu de son décalage vers le rouge que nous aurions dû soupçonner dès le départ que ce serait une supernova inhabituelle», explique Nugent.
Nugent considère la découverte de la première supernova super-Chandrasekhar démontrable comme une perspective passionnante: «Pour la première fois depuis 1993» - lorsque la relation entre la luminosité et la forme de la courbe de la lumière a été développée - «nous avons maintenant une direction forte pour rechercher la prochaine paramètre qui décrit la luminosité d'une supernova de type Ia. Cette recherche peut nous conduire à une bien meilleure compréhension de leurs progéniteurs, et la systématique de leur utilisation comme sondes cosmologiques. "
Cette compréhension est l'un des principaux objectifs du Computational Astrophysics Consortium, dirigé par Stan Woosley de l'Université de Californie à Santa Cruz et soutenu par le Département de l'énergie du Bureau des sciences à travers le programme Scientific Discovery Through Advanced Computing (SciDAC), avec Nugent et John Bell, de la division de recherche en calcul et du NERSC, parmi les principaux partenaires.
"Le modèle d'effondrement stellaire de Chandrasekhar en 1931 était élégant et puissant; cela lui a valu le prix Nobel », explique Nugent. «Mais c'était un simple modèle unidimensionnel. En ajoutant simplement la rotation, on peut dépasser la masse de Chandrasekhar, comme il l'a lui-même reconnu. »
Avec des modèles 2-D et 3-D des supernovae désormais possibles en utilisant des superordinateurs, Nugent dit, il est possible d'étudier un plus large éventail de possibilités de la nature. «C'est l'objectif de notre projet SciDAC, obtenir les meilleurs modèles et les meilleures données d'observation et les combiner pour pousser toute la boule de cire. À la fin de ce projet, nous en saurons le plus possible sur toutes sortes de supernovae de type Ia. »
«Une supernova de type Ia d'une étoile naine blanche de masse Super-Chandrasekhar», par D. Andrew Howell, Mark Sullivan, Peter E. Nugent, Richard S. Ellis, Alexander J. Conley, Damien Le Borgne, Raymond G. Carlberg, Julien Guy, David Balam, Stéphane Basa, Dominique Fouchez, Isobel M. Hook, Eric Y. Hsiao, James D. Neill, Reynald Pain, Kathryn M. Perret et Christopher J. Pritchett, paraît dans le numéro du 21 septembre de Nature and est disponible en ligne pour les abonnés.
Berkeley Lab est un laboratoire national du Département américain de l'énergie situé à Berkeley, en Californie. Il mène des recherches scientifiques non classifiées et est géré par l'Université de Californie. Visitez notre site Web à http://www.lbl.gov.
Source originale: communiqué de presse LBL
