203 – l’interpretation des observations

L'ARTICLE

Un groupe de chercheurs dirigé par Melina Bersten de Kavli IPMU a récemment présenté un modèle qui fournit la première caractérisation de l'ancêtre d'une supernova  à hydrogène déficient.
Leur modèle prédit qu'une étoile chaude lumineuse, qui est le compagnon binaire d’un objet ayant explosé et qui demeure après l'explosion.

Pendant des années, les astronomes ont recherché les progéniteurs insaisissables de l’explosion des étoiles en hydrogène déficient mais sans succès. Cependant, cela a changé en Juin 2013 avec l'apparition de la supernova iPTF13bvn et la détection ultérieure d'un objet au même endroit dans des images d'archives obtenues avant l'explosion.

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Cependant, la question ultime est: "Comment les étoiles progénitrices perdent leurs enveloppes riches en hydrogène au cours de leur évolution?" Deux mécanismes ont été proposés. La première hypothèse suggère qu’un fort vent produit par une étoile très massive balaie les couches extérieures d'hydrogène, tandis que l'autre suppose que l'étoile compagnon binaire gravitationnellement liés enlève les couches extérieures. Ce dernier cas ne nécessite pas une étoile très massive. Parce que ces deux scénarios prévoient des types  différents d’étoiles progénitrices, la détection directe de l'ancêtre de ce type de supernova peut fournir des indices définitifs sur le chemin de l'évolution préférée.
Lorsque supernova iPTF13bvn a été découvert dans la galaxie spirale NGC 5806, les astronomes espéraient trouver son ancêtre. L’inspection des images disponibles TVH a en effet révélé un objet, fournissant la preuve que l’ancêtre de la première supernova sans hydrogène serait enfin identifié. En raison de la teinte bleue de cet objet, il a d'abord été suggéré que l'objet était une très chaude et massive étoiles déjà évoluée avec une structure compacte, appelé étoile "Wolf-Rayet".
"Sur la base de ces suggestions, nous avons décidé de vérifier si une telle étoile massive est conforme à l'évolution en luminosité d’une supernova», explique Melina Bersten. Cependant, les résultats sont incompatibles avec une étoile de type Wolf-Rayet; l’explosion de l'étoile doit corresponde simplement à quatre fois la masse du Soleil, ce qui est beaucoup plus petit qu'une étoile Wolf-Rayet. "Si la masse était si faible et si la supernova manquait d’hydrogène, notre conclusion immédiate est que l'ancêtre faisait partie d'un système binaire», ajoute Bersten.

Parce que le problème nécessite une solution plus élaborée, l'équipe a entrepris de simuler l'évolution d'un système binaire avec le transfert de masse afin de déterminer une configuration qui peut expliquer toutes les données d'observation (un objet pré-explosion bleu avec une masse relativement faible dépourvu d'hydrogène).

L'existence d'une étoile chaude fournit des preuves solides pour le modèle binaire présenté par Bersten et collaborateurs. Heureusement, une telle prédiction peut être directement testée une fois que la supernova s'estompe parce que le compagnon chaud devrait devenir évident. "Nous avons demandé et obtenu du temps d'observation avec la TVH à la recherche de l'étoile compagnon en 2015», commente Gaston Folatelli. «Jusque-là, nous devons attendre patiemment pour voir si nous pouvons identifier l'ancêtre d'une supernova exempt d'hydrogène pour la première fois», ajoute Bersten.

COMMENTAIRES

Pour résumer cet article , le problème rencontré par les chercheurs est de comprendre pourquoi une étoile de faible masse très chaude peut, avant d’exploser,  avoir évacué sa couronne d’hydrogène alors que la théorie prévoit que ce cas est réservé aux étoiles très massives. Pour celles-ci en effet, l'étoile progénitrice de la supernova doit avoir  perdu son atmosphère extérieure en raison de forts vents stellaires. Comme l’ancêtre repéré est peu massiF, on a conclu que l’extraction de l’enveloppe est due à l’action d’un compagnon qu’on n’a toujours pas identifié…

Nous pourrions  émettre une remarque iconoclaste : et si cette étoile n’avait jamais été entourée d’une couronne d’hydrogène ? Dans le modèle de l’effondrement gravitationnel, l’hydrogène sert de combustible aux réactions nucléaires et environne constamment l’étoile. Il en peut être autrement si nous adoptions un autre modèle, celui qui prévoit que la production d’hydrogène est la plus tardive.

En effet, dans la théorie alternative que nous proposons d’autoproduction des éléments par les étoiles elles-mêmes, la température initiale extrême autorise la production des atomes les plus lourds. Ce n’est qu’en refroidissant que l’hydrogène devient abondant et finit par recouvrir l’étoile. Une étoile bleue telle que celle observée est donc encore très chaude et n’est pas passée à la phase de production de l’hydrogène finale. Ce qui est analysé comme une explosion de supernova n’est en fait que le mode hyper actif d’une production nucléaire intense qui va en général en s’atténuant. L’intense activité d’une supernova n’engendre pas nécessairement la destruction de l’étoile comme nous le verrons dans l’article suivant pour la supernova de l'an 1054.

L’astrophysique est une science qui repose principalement sur l’observation, et l’nterprétation des données recueillies. Cette interprétation s’effectue au moyen d’une grille d’analyse pré établie où s’intègrent ces résultats et leur donnent sens. Si nous changeons cette grille, les phénomènes observés changeront de sens.