Modéliser une situation de naissance d’une supernova n’est pas une tâche facile. Au moins jusqu’à récemment, toutes les expériences ont échoué. Mais les astrophysiciens ont quand même réussi à faire exploser l’étoile.

11 novembre 1572, l'astronome Tycho Brahe ( Tycho Brahé) remarqué dans la constellation de Cassiopée nouvelle étoile, brillant aussi fort que Jupiter. C'est peut-être à ce moment-là que la confiance dans le fait que le ciel était éternel et immuable s'est effondrée, et astronomie moderne. Quatre siècles plus tard, les astronomes ont réalisé que certaines étoiles, devenant soudainement des milliards de fois plus brillantes que d'habitude, avaient explosé. En 1934, Fritz Zwicky ( Fritz Zwicky) de Californie Institut de technologie on les appelait « supernovae ». Ils fournissent espace extra-atmosphérique dans l'Univers avec des éléments lourds qui contrôlent la formation et l'évolution des galaxies et aident à étudier l'expansion de l'espace.

Zwicky et son collègue Walter Baade ( Walter Baade) suggère que la gravité fournit l'énergie nécessaire à l'explosion de l'étoile. Selon eux, l’étoile se contracte jusqu’à ce que sa partie centrale atteigne la densité d’un noyau atomique. L'effondrement de la matière peut libérer de l'énergie gravitationnelle énergie potentielle, suffisant pour jeter ses restes. En 1960, Fred Hoyle ( Fred Hoyle) de l'Université de Cambridge et Willie Fowler ( Willy Fowler) de Caltech pensait que les supernovae étaient semblables aux géantes bombe nucléaire. Lorsqu'une étoile comme le Soleil brûle son hydrogène, puis son hélium, l'oxygène et le carbone prennent leur tour. La synthèse de ces éléments permet non seulement une énorme libération d'énergie, mais produit également du nickel-56 radioactif, dont la désintégration peut expliquer la rémanence de l'explosion, qui dure plusieurs mois.

Les deux idées se sont avérées correctes. Certaines supernovae n'ont aucune trace d'hydrogène dans leur spectre (désignées de type I) ; Apparemment, la plupart d'entre eux avaient explosion thermonucléaire(tapez I UN), et pour le reste (types I b et moi c) - l'effondrement d'une étoile qui a perdu sa couche externe d'hydrogène. Les supernovae dans lesquelles de l'hydrogène (type II) est détecté dans leur spectre apparaissent également à la suite d'un effondrement. Les deux phénomènes transforment l’étoile en un nuage de gaz en expansion et l’effondrement gravitationnel conduit à la formation d’un nuage super dense. étoile à neutrons ou même un trou noir. Les observations, notamment de la supernova 1987A (Type II), soutiennent la théorie proposée.

Cependant, l’explosion d’une supernova reste l’un des principaux problèmes de l’astrophysique. Les modèles informatiques ont du mal à le reproduire. Il est très difficile de faire exploser une étoile (ce qui est déjà bien en soi). Les étoiles sont des objets autorégulés qui restent stables pendant des millions et des milliards d’années. Même les étoiles mourantes ont des mécanismes d’atténuation, mais pas d’explosion. Pour reproduire cette dernière, il a fallu modèles multidimensionnels, dont le calcul dépassait les capacités des ordinateurs.

L'explosion n'est pas facile

Les naines blanches sont les restes inactifs d’étoiles semblables au Soleil qui se refroidissent et s’estompent progressivement. Elles peuvent exploser sous forme de supernovae de type I un. Cependant, selon Hoyle et Fowler, si une naine blanche orbite autour d'une autre étoile sur une orbite proche, elle peut accumuler (aspirer) la matière de sa compagne, augmentant ainsi sa masse, sa densité centrale et sa température à un point tel qu'une fusion explosive du carbone est possible. possible et de l'oxygène.

Les réactions thermonucléaires devraient se comporter comme un feu ordinaire. Le front de combustion peut se propager à travers l’étoile, laissant derrière lui des « cendres nucléaires » (principalement du nickel). À chaque instant, les réactions de fusion doivent se produire dans un petit volume, principalement dans une fine couche à la surface de bulles remplies de « cendres » et flottant dans les profondeurs de la naine blanche. En raison de leur faible densité, les bulles peuvent flotter jusqu'à la surface de l'étoile.

Mais la flamme thermonucléaire s’éteindra à mesure que la libération d’énergie provoquera l’expansion et le refroidissement de l’étoile, éteignant ainsi sa combustion. Contrairement à une bombe classique, l’étoile ne possède pas d’enveloppe limitant son volume.

De plus, il est impossible de recréer une explosion de supernova en laboratoire ; elle ne peut être observée que dans l’espace. Notre équipe a réalisé des simulations rigoureuses à l'aide d'un supercalculateur IBM p690. Le modèle numérique de l'étoile était représenté par une grille de calcul comportant 1024 éléments de chaque côté, ce qui permettait de résoudre des détails de plusieurs kilomètres. Chaque ensemble de calcul nécessitait plus de 10 à 20 opérations arithmétiques ; Seul un supercalculateur pourrait faire face à une telle tâche, effectuant plus de 10 11 opérations par seconde. Au final, tout cela a pris près de 60 années-processeur. Diverses astuces informatiques qui simplifient le modèle et sont utilisées dans d'autres domaines scientifiques ne sont pas applicables aux supernovae avec leurs flux asymétriques, conditions extrêmes et une gigantesque plage spatiale et thermique. Physique des particules, physique nucléaire, l'hydrodynamique et la relativité sont très complexes et les modèles de supernova doivent fonctionner avec elles simultanément.

Sous le capot

La solution est venue d’une direction inattendue : en étudiant le fonctionnement d’un moteur de voiture. Le mélange de l'essence et de l'oxygène et leur allumage créent des turbulences qui, à leur tour, augmentent la surface de combustion et la déforment intensément. Dans ce cas, le taux de combustion du carburant, proportionnel à la surface de combustion, augmente. Mais une étoile est aussi turbulente. Des flux de gaz le traversent des distances énormes Avec grande vitesse, donc les moindres perturbations transforment rapidement un écoulement calme en écoulement turbulent. Dans une supernova, les bulles chaudes qui s'élèvent doivent mélanger la matière, provoquant une propagation si rapide de la combustion nucléaire que l'étoile n'a pas le temps de se réorganiser et d'« éteindre » la flamme.

Dans un moteur qui tourne bien combustion interne la flamme se propage à une vitesse subsonique, limitée par le taux de diffusion de la chaleur à travers la substance - ce processus est appelé déflagration ou combustion rapide. Dans un moteur "de tir", la flamme se propage avec vitesse supersonique sous la forme onde de choc, se précipitant à travers le mélange oxygène-carburant et le comprimant (détonation). Une flamme thermonucléaire peut également se propager de deux manières. La détonation peut brûler complètement une étoile, ne laissant que les éléments les plus « ininflammables », comme le nickel et le fer. Cependant, dans les produits de ces explosions, les astronomes trouvent une grande variété d’éléments, dont le silicium, le soufre et le calcium. Par conséquent, la combustion nucléaire se propage, au moins dans un premier temps, sous forme de déflagration.

DANS dernières années des modèles fiables de déflagration thermonucléaire ont été créés. Des chercheurs de l'Université de Californie (Santa Cruz), de l'Université de Chicago et de notre groupe se sont appuyés sur des programmes créés pour l'étude. combustion chimique et même pour les prévisions météorologiques. La turbulence est un processus fondamentalement tridimensionnel. Dans une cascade turbulente, l’énergie cinétique est redistribuée des grandes aux petites échelles et est finalement dissipée sous forme de chaleur. Le flux original est divisé en parties de plus en plus petites. La modélisation doit donc nécessairement être tridimensionnelle.

Le modèle de supernova ressemble à un champignon : des bulles chaudes s'élèvent dans un environnement en couches, ridées et étirées par les turbulences. L'augmentation de la vitesse des réactions nucléaires, renforcée par celle-ci, conduit en quelques secondes à la destruction de la naine blanche, dont les restes s'envolent à une vitesse d'environ 10 000 km/s, ce qui correspond à l'image observée.

Mais on ne sait toujours pas pourquoi une naine blanche s’enflamme. De plus, la déflagration devrait éjecter la majeure partie de la matière de la naine inchangée, et les observations indiquent que seule une petite partie de l'étoile est inchangée. L'explosion est probablement causée non seulement par une combustion rapide, mais aussi par une détonation et est à l'origine des supernovae de type I. un- non seulement l'accrétion de matière sur une naine blanche, mais aussi la fusion de deux naines blanches.

Tombe gravitationnelle

Un autre type de supernova, provoqué par l’effondrement d’un noyau stellaire, est plus difficile à expliquer. D'un point de vue observationnel, ces supernovae sont plus diverses que les supernovae thermonucléaires : certaines contiennent de l'hydrogène, d'autres non ; certains explosent dans le milieu interstellaire dense, d’autres dans l’espace presque vide ; certains libèrent d’énormes quantités de nickel radioactif, d’autres non. L'énergie d'éjection et le taux d'expansion varient également. Les plus puissantes d'entre elles produisent non seulement une explosion de supernova classique, mais aussi un sursaut gamma de longue durée (voir : N. Gehrels, P. Leonard et L. Piro. Les explosions les plus brillantes de l'Univers // VMN, No. 4, 2003). Cette hétérogénéité des propriétés est l’un des nombreux mystères. Les supernovae à effondrement du noyau sont des candidats privilégiés à la formation des éléments les plus lourds, tels que l'or, le plomb, le thorium et l'uranium, qui ne peuvent se former que dans conditions particulières. Mais personne ne sait si de telles conditions se produisent réellement dans une étoile lorsque son noyau explose.

Bien que l’idée de l’effondrement semble simple (la compression du noyau libère de l’énergie de liaison gravitationnelle, qui éjecte les couches externes de matière), il est difficile de comprendre le processus en détail. À la fin de sa vie, une étoile d’une masse supérieure à 10 masses solaires développe une structure en couches ; des couches d’éléments de plus en plus lourdes apparaissent avec la profondeur. Le noyau est principalement composé de fer et l'équilibre de l'étoile est maintenu par la répulsion quantique des électrons. Mais finalement, la masse de l’étoile supprime les électrons, qui sont concentrés dans les noyaux atomiques, où ils commencent à réagir avec les protons et forment des neutrons et des neutrinos électroniques. À leur tour, les neutrons et les protons restants se rapprochent jusqu’à ce que leur propre force répulsive commence à agir et arrête l’effondrement.

A ce moment, la compression s'arrête et est remplacée par une expansion. La matière, entraînée en profondeur par la gravité, commence à s'écouler partiellement. Dans la théorie classique cette tâche est résolu à l'aide d'une onde de choc, qui se produit lorsque les couches externes d'une étoile entrent en collision à des vitesses supersoniques avec un noyau qui a soudainement ralenti sa compression. L’onde de choc se déplace vers l’extérieur, comprimant et chauffant le matériau qu’elle frappe, tout en perdant son énergie et finissant par s’éteindre. Les simulations montrent que l'énergie de compression se dissipe rapidement. Alors, comment une étoile explose-t-elle ?

La première tentative pour résoudre le problème fut le travail de Stirling Colgate ( Stirling Colgate) et Richard Blanc ( Richard Blanc) 1966, et modèles informatiques ultérieurs de Jim Wilson ( Jim Wilson), créé par lui au début des années 1980, alors que tous trois travaillaient au Lawrence Livermore National Laboratory. Laurent. Ils ont suggéré que l’onde de choc n’est pas le seul vecteur d’énergie du noyau vers les couches externes de l’étoile. Il est possible que les neutrinos produits lors de l’effondrement jouent un rôle de soutien. À première vue, l'idée semble étrange : comme nous le savons, les neutrinos sont extrêmement inactifs, ils interagissent si faiblement avec les autres particules qu'ils sont même difficiles à enregistrer. Mais dans une étoile qui s'effondre, ils ont plus qu'assez d'énergie pour provoquer une explosion, et dans des conditions de densité extrêmement élevée, ils interagissent bien avec la matière. Les neutrinos chauffent la couche autour du noyau de la supernova qui s'effondre, maintenant la pression dans l'onde de choc en décélération.

Supernova à effondrement du noyau

1. Des supernovae d’un autre type se forment lorsque des étoiles dont la masse est supérieure à 8 masses solaires s’effondrent. Ils appartiennent au type I b,JE c ou II, selon les caractéristiques observées
2. Une étoile massive en fin de vie possède une structure en couches de différents éléments chimiques
3. Le fer ne participe pas à la fusion nucléaire, aucune chaleur n’est donc générée dans le noyau. La pression du gaz chute et le matériau situé au-dessus se précipite vers le bas
4. En une seconde, le noyau se contracte et se transforme en étoile à neutrons. La matière qui tombe rebondit sur une étoile à neutrons et crée une onde de choc
5. Des neutrinos jaillissent d’une étoile à neutrons nouveau-née, poussant une onde de choc irrégulière vers l’extérieur
6. Une onde de choc traverse l’étoile et la déchire

Comme une fusée

Mais cette poussée supplémentaire est-elle suffisante pour entretenir la vague et achever l’explosion ? Simulation informatique a montré que cela ne suffisait pas. Malgré le fait que le gaz absorbe et émet des neutrinos ; les modèles ont montré que les pertes dominent et que l'explosion échoue donc. Mais il y avait une simplification dans ces modèles : l'étoile qu'ils contenaient était considérée comme étant à symétrie sphérique. Par conséquent, les phénomènes de grande dimension tels que la convection et la rotation ont été ignorés, qui sont très importants car les supernovae observées produisent un reste « hirsute » très non sphérique.

La modélisation multidimensionnelle montre que les neutrinos réchauffent le plasma autour du noyau de la supernova et y créent des bulles et des flux en forme de champignon. La convection transfère de l'énergie aux ondes de choc, les poussant vers le haut et provoquant une explosion.

Lorsque l'onde de souffle ralentit légèrement, les bulles de plasma chaud et en expansion, séparées par la matière froide qui s'écoule, fusionnent. Une ou plusieurs bulles se forment progressivement entourées de courants descendants. En conséquence, l’explosion devient asymétrique. De plus, l’onde de choc décélérée peut se déformer, et l’effondrement prend alors la forme sablier. Une instabilité supplémentaire se produit lorsque l’onde de choc éclate et traverse les couches hétérogènes de l’ancêtre de la supernova. Dans ce cas, les éléments chimiques synthétisés au cours de la vie de l’étoile et lors de l’explosion sont mélangés.

Parce que les restes de l’étoile volent principalement dans une direction, l’étoile à neutrons centrale rebondit dans l’autre, comme une planche à roulettes qui recule lorsque vous en sautez. Notre modèle informatique montre une vitesse de rebond de plus de 1 000 km/s, ce qui correspond au mouvement observé de nombreuses étoiles à neutrons. Mais certaines d’entre elles se déplacent plus lentement, sans doute parce que les bulles n’ont pas eu le temps de fusionner lors de l’explosion qui les a formées. Un tableau unique se dessine, dans lequel les différentes variations résultent du même effet sous-jacent.

Malgré des réalisations importantes ces dernières années, aucun des modèles existants ne reproduit l'ensemble des phénomènes associés à une explosion de supernova et ne contient des simplifications. Version complète doit utiliser sept dimensions : l'espace (trois coordonnées), le temps, l'énergie des neutrinos et la vitesse des neutrinos (décrite par deux coordonnées angulaires). De plus, cela doit être fait pour les trois types, ou saveurs, de neutrinos.

Mais une explosion peut-elle être déclenchée par divers mécanismes ? Après tout, un champ magnétique peut intercepter énergie de rotationétoile à neutrons nouvellement formée et donne nouvelle poussée onde de choc. De plus, il poussera la matière vers l’extérieur le long de l’axe de rotation sous la forme de deux jets polaires. Ces effets aideront à expliquer les explosions les plus puissantes. En particulier, les sursauts gamma peuvent être associés à des jets se déplaçant à une vitesse proche de la lumière. Peut-être que les noyaux de ces supernovae ne s’effondrent pas en étoile à neutrons, mais en trou noir.

Tandis que les théoriciens améliorent leurs modèles, les observateurs tentent d’utiliser non seulement le rayonnement électromagnétique, mais aussi les neutrinos et les ondes gravitationnelles. L'effondrement du noyau de l'étoile, son bouillonnement au début de l'explosion et sa possible transformation en trou noir entraînent non seulement une intense émission de neutrinos, mais ébranlent également la structure de l'espace-temps. Contrairement à la lumière, qui ne peut pas pénétrer les couches supérieures, ces signaux proviennent directement de l’enfer bouillonnant au centre de l’explosion. De nouveaux détecteurs de neutrinos et ondes gravitationnelles peut lever le rideau sur le mystère de la mort des étoiles.

Effet de réaction de supernova

Les observateurs se demandent pourquoi les étoiles à neutrons traversent la Galaxie à grande vitesse. De nouveaux modèles de supernova d’effondrement du noyau proposent une explication basée sur l’asymétrie interne de ces explosions

La modélisation montre que l'asymétrie se développe dès le début de l'explosion. De petites différences dans le début de l’effondrement stellaire entraînent de grandes différences dans le degré d’asymétrie

Les étoiles ne vivent pas éternellement. Ils naissent et meurent également. Certains d'entre eux, comme le Soleil, existent depuis plusieurs milliards d'années, atteignent tranquillement un âge avancé, puis disparaissent lentement. D’autres vivent une vie beaucoup plus courte et plus turbulente et sont également voués à une mort catastrophique. Leur existence est interrompue par une explosion géante, puis l'étoile se transforme en supernova. La lumière d'une supernova illumine l'espace : son explosion est visible à une distance de plusieurs milliards d'années-lumière. Soudain, une étoile apparaît dans le ciel là où auparavant, semble-t-il, il n'y avait rien. D'où le nom. Les anciens croyaient que dans de tels cas, une nouvelle étoile s’allumait. Aujourd'hui, nous savons qu'en réalité une étoile ne naît pas, mais meurt, mais le nom reste le même, supernova.

SUPERNOVA 1987A

Dans la nuit du 23 au 24 février 1987, dans l'une des galaxies les plus proches de nous. Dans le Grand Nuage de Magellan, à seulement 163 000 années-lumière, une supernova est apparue dans la constellation Doradus. Il est devenu visible même à l'œil nu, en mai il a atteint la magnitude visible +3, et au cours des mois suivants, il a progressivement perdu sa luminosité jusqu'à redevenir invisible sans télescope ni jumelles.

Présent et passé

Supernova 1987A, comme son nom l'indique, a été la première supernova observée en 1987 et la première visible à l'œil nu depuis l'aube de l'ère des télescopes. Le fait est que la dernière explosion de supernova dans notre Galaxie a été observée en 1604, alors que le télescope n'avait pas encore été inventé.

Mais plus important encore, star* 1987A a donné aux agronomes modernes la première occasion d’observer une supernova à une distance relativement courte.

Qu'y avait-il avant ?

Une étude de la supernova 1987A a montré qu'il s'agissait d'une supernova de type II. Autrement dit, l'étoile progénitrice ou l'étoile prédécesseur, qui a été découverte sur des photographies antérieures de cette partie du ciel, s'est avérée être une supergéante bleue, dont la masse était près de 20 fois celle du Soleil. C’était donc une étoile très chaude qui a rapidement manqué de combustible nucléaire.

Après la gigantesque explosion, il ne restait plus qu'un nuage de gaz en expansion rapide, à l'intérieur duquel personne n'avait encore pu discerner une étoile à neutrons, dont on aurait théoriquement dû s'attendre à l'apparition. Certains astronomes affirment que l'étoile est toujours enveloppée de gaz libérés, tandis que d'autres ont émis l'hypothèse qu'un trou noir se forme à la place d'une étoile.

LA VIE D'UNE STAR

Les étoiles naissent du résultat de la compression gravitationnelle d'un nuage de matière interstellaire qui, lorsqu'il est chauffé, amène son noyau central à des températures suffisantes pour initier des réactions thermonucléaires. Le développement ultérieur d'une étoile déjà enflammée dépend de deux facteurs : la masse initiale et la composition chimique, le premier déterminant notamment la vitesse de combustion. Les étoiles de plus grande masse sont plus chaudes et plus légères, mais c'est pourquoi elles s'éteignent plus tôt. Ainsi, la durée de vie d’une étoile massive est plus courte que celle d’une étoile de faible masse.

Géantes rouges

On dit qu’une étoile qui brûle de l’hydrogène est dans sa « phase primaire ». La majeure partie de la vie d’une étoile coïncide avec cette phase. Par exemple, le Soleil est dans la phase principale depuis 5 milliards d'années et y restera longtemps, et à la fin de cette période, notre étoile entrera dans une courte phase d'instabilité, après quoi elle se stabilisera à nouveau, cette fois sous la forme d'une géante rouge. La géante rouge est incomparablement plus grande et plus brillante que les étoiles de la phase principale, mais aussi beaucoup plus froide. Antarès dans la constellation du Scorpion ou Bételgeuse dans la constellation d'Orion - des exemples frappants géantes rouges. Leur couleur est immédiatement reconnaissable, même à l'œil nu.

Lorsque le Soleil se transformera en géante rouge, ses couches externes « absorberont » les planètes Mercure et Vénus et atteindront l’orbite terrestre. Dans la phase géante rouge, les étoiles perdent une partie importante des couches externes de leur atmosphère, et ces couches forment une nébuleuse planétaire comme M57, la nébuleuse de l'anneau dans la constellation de la Lyre, ou M27, la nébuleuse de l'haltère dans la constellation de Vulpecula. Les deux sont parfaits pour observer à travers votre télescope.

En route vers la finale

A partir de ce moment, le sort futur de l'étoile dépend inévitablement de sa masse. Si sa masse est inférieure à 1,4 masse solaire, alors après la fin de la combustion nucléaire, une telle étoile sera libérée de ses couches externes et se rétrécira en une naine blanche - la dernière étape de l'évolution d'une étoile sans grande masse. Il faudra des milliards d’années à la naine blanche pour se refroidir et devenir invisible. En revanche, une étoile de masse élevée (au moins 8 fois plus massive que le Soleil), une fois à court d’hydrogène, survit en brûlant des gaz plus lourds que l’hydrogène, comme l’hélium et le carbone. Après avoir traversé une série de phases de compression et d'expansion, une telle étoile subit après plusieurs millions d'années une explosion catastrophique de supernova, éjectant une quantité gigantesque de sa propre matière dans l'espace et se transforme en un reste de supernova. En une semaine environ, la supernova dépasse la luminosité de toutes les étoiles de sa galaxie, puis s'assombrit rapidement. Au centre reste une étoile à neutrons, un petit objet d’une densité gigantesque. Si la masse de l'étoile est encore plus grande, à la suite de l'explosion d'une supernova, ce ne sont pas des étoiles qui apparaissent, mais des trous noirs.

TYPES DE SUPERNOVA

En étudiant la lumière provenant des supernovae, les astronomes ont constaté qu'elles ne sont pas toutes identiques et peuvent être classées en fonction des éléments chimiques représentés dans leur spectre. Rôle spécial l'hydrogène joue ici : si le spectre d'une supernova contient des raies confirmant la présence d'hydrogène, alors elle est classée dans le type II ; s'il n'y a pas de telles raies, elles sont classées dans le type I. Les supernovae de type I sont divisées en sous-classes la, lb et l, en tenant compte d'autres éléments du spectre.

Nature différente des explosions

La classification des types et sous-types reflète la variété des mécanismes sous-jacents à l’explosion et les différents types d’étoiles progénitrices. Les explosions de supernova telles que SN 1987A se produisent au dernier stade évolutif d'une étoile de grande masse (plus de 8 fois la masse du Soleil).

Les supernovae de type lb et lc résultent de l'effondrement des parties centrales d'étoiles massives qui ont perdu une partie importante de leur coquille d'hydrogène en raison de vents stellaires forts ou du transfert de matière vers une autre étoile en double système.

Divers prédécesseurs

Toutes les supernovae des types lb, lc et II proviennent d'étoiles de la population I, c'est-à-dire de jeunes étoiles concentrées dans les disques des galaxies spirales. Les supernovae de type la, quant à elles, proviennent d'anciennes étoiles de la population II et peuvent être observées à la fois dans les galaxies elliptiques et dans les noyaux des galaxies spirales. Ce type de supernova provient d’une naine blanche qui fait partie d’un système binaire et tire de la matière de sa voisine. Lorsque la masse d'une naine blanche atteint sa limite de stabilité (appelée limite de Chandrasekhar), un processus rapide de fusion des noyaux de carbone commence et une explosion se produit, à la suite de laquelle l'étoile rejette la majeure partie de sa masse.

Luminosité différente

Les différentes classes de supernovae diffèrent les unes des autres non seulement par leur spectre, mais également par la luminosité maximale qu'elles atteignent lors de l'explosion et par la manière exacte dont cette luminosité diminue au fil du temps. Les supernovae de type I sont généralement beaucoup plus lumineuses que les supernovae de type II, mais elles s'obscurcissent également beaucoup plus rapidement. Les supernovae de type I durent de quelques heures à quelques jours à luminosité maximale, tandis que les supernovae de type II peuvent durer jusqu'à plusieurs mois. Une hypothèse a été avancée selon laquelle les étoiles de très grande masse (plusieurs dizaines de fois la masse du Soleil) exploseraient encore plus violemment, comme des « hypernovas », et leur noyau se transformerait en trou noir.

SUPERNOVES DANS L'HISTOIRE

Les astronomes estiment qu’en moyenne une supernova explose dans notre Galaxie tous les 100 ans. Cependant, le nombre de supernovae historiquement documenté au cours des deux derniers millénaires n'atteint même pas 10. Cela pourrait s'expliquer en partie par le fait que les supernovae, en particulier de type II, explosent dans des bras spiraux, où la poussière interstellaire est beaucoup plus dense et, par conséquent, , peut atténuer la lueur de la supernova.

Le premier que j'ai vu

Bien que les scientifiques envisagent d’autres candidats, il est aujourd’hui généralement admis que la première observation d’une explosion de supernova dans l’histoire remonte à 185 après JC. Cela a été documenté par des astronomes chinois. En Chine, des explosions de supernova galactique ont également été observées en 386 et 393. Puis plus de 600 ans se sont écoulés et finalement, une autre supernova est apparue dans le ciel : en 1006, une nouvelle étoile a brillé dans la constellation du Loup, cette fois enregistrée, entre autres, par des astronomes arabes et européens. Ce luminaire le plus brillant(dont valeur apparenteà sa luminosité maximale atteignant -7,5) est resté visible dans le ciel pendant plus d'un an.
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Nébuleuse du Crabe

La supernova de 1054 était également exceptionnellement brillante (magnitude maximale -6), mais là encore, elle n'a été remarquée que par les astronomes chinois, et peut-être aussi par les Indiens d'Amérique. Il s'agit probablement de la supernova la plus célèbre, puisque son vestige est la nébuleuse du Crabe dans la constellation du Taureau, que Charles Messier a incluse dans son catalogue sous le numéro 1.

On doit également aux astronomes chinois des informations sur l'apparition d'une supernova dans la constellation de Cassiopée en 1181. Une autre supernova y explosa, cette fois en 1572. Cette supernova a également été remarquée par des astronomes européens, dont Tycho Brahe, qui a décrit à la fois son apparition et le changement ultérieur de sa luminosité dans son livre « Sur la nouvelle étoile », dont le nom a donné naissance au terme couramment utilisé pour désigner de telles étoiles. .

Supernova Calme

32 ans plus tard, en 1604, une autre supernova apparaît dans le ciel. Tycho Brahe a transmis cette information à son élève Johannes Kepler, qui a commencé à traquer la « nouvelle étoile » et lui a dédié le livre « Sur la nouvelle étoile au pied d'Ophiuchus ». Cette étoile, également observée par Galileo Galilei, reste aujourd'hui la dernière supernova visible à l'œil nu à exploser dans notre Galaxie.

Cependant, il ne fait aucun doute qu'une autre supernova a explosé dans la Voie lactée, toujours dans la constellation de Cassiopée (la constellation qui détient le record de trois supernovae galactique). Bien qu’il n’existe aucune preuve visuelle de cet événement, les astronomes ont trouvé un reste de l’étoile et calculent qu’il doit correspondre à une explosion survenue en 1667.

En dehors de la Voie lactée, outre la supernova 1987A, les astronomes ont également observé une deuxième supernova, 1885, qui a explosé dans la galaxie d'Andromède.

Observation de supernova

La chasse aux supernovae demande de la patience et la bonne méthode.

La première est nécessaire, puisque personne ne garantit que vous pourrez découvrir une supernova dès le premier soir. Vous ne pouvez pas vous passer du second si vous ne voulez pas perdre de temps et souhaitez vraiment augmenter vos chances de découvrir une supernova. Le principal problème est qu’il est physiquement impossible de prédire quand et où une explosion de supernova se produira dans l’une des galaxies lointaines. Ainsi, un chasseur de supernova doit scruter le ciel chaque nuit, vérifiant des dizaines de galaxies soigneusement sélectionnées à cet effet.

Ce qu'il faut faire

L'une des techniques les plus courantes consiste à pointer un télescope vers une galaxie particulière et à comparer son apparence avec une image antérieure (dessin, photographie, image numérique), V idéal avec à peu près le même grossissement que le télescope avec lequel les observations sont effectuées. Si une supernova y apparaît, elle attirera immédiatement votre attention. Aujourd’hui, de nombreux astronomes amateurs disposent d’équipements dignes d’un observatoire professionnel, comme des télescopes pilotés par ordinateur et des caméras CCD qui leur permettent de prendre des photographies du ciel étoilé directement au format numérique. Mais même aujourd’hui, de nombreux observateurs chassent les supernovae en pointant simplement un télescope vers une galaxie particulière et en regardant à travers l’oculaire, dans l’espoir de voir si une autre étoile apparaît quelque part.

Équipement requis

La chasse aux supernovas ne nécessite pas d'équipement trop sophistiqué. Bien entendu, vous devez tenir compte de la puissance de votre télescope. Le fait est que chaque instrument a une grandeur limite, qui dépend de divers facteurs, et le plus important d'entre eux est le diamètre de la lentille (cependant, la luminosité du ciel est également importante, en fonction de la pollution lumineuse : plus elle est petite , plus la valeur limite est élevée). Avec votre télescope, vous pouvez observer des centaines de galaxies à la recherche de supernovae. Cependant, avant de commencer à observer, il est très important d'avoir sous la main des cartes célestes permettant d'identifier les galaxies, ainsi que des dessins et des photographies des galaxies que vous envisagez d'observer (il existe des dizaines de ressources sur Internet pour les chasseurs de supernova), et enfin , un journal d'observation dans lequel vous enregistrerez les données pour chaque session d'observation.

Difficultés nocturnes

Plus il y a de chasseurs de supernova, plus grandes sont les chances de remarquer leur apparition immédiatement au moment de l'explosion, ce qui permet de suivre l'intégralité de leur courbe lumineuse. De ce point de vue, les astronomes amateurs apportent une aide précieuse aux professionnels.

Les chasseurs de supernova doivent être prêts à supporter le froid et l’humidité de la nuit. De plus, ils devront lutter contre la somnolence (un thermos avec du café chaud est toujours inclus dans l'équipement de base des amateurs d'observations astronomiques nocturnes). Mais tôt ou tard, leur patience sera récompensée !

L'une des réalisations importantes du XXe siècle a été la compréhension du fait que presque tous les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium se forment à l'intérieur des étoiles et pénètrent dans le milieu interstellaire à la suite d'explosions de supernova, l'un des phénomènes les plus puissants de l'humanité. l'Univers.

Photo : Des étoiles flamboyantes et des volutes de gaz offrent une toile de fond à couper le souffle à l’autodestruction d’une étoile massive appelée Supernova 1987A. Les astronomes ont observé son explosion en Hémisphère Sud 23 février 1987. Cette image de Hubble montre des restes de supernova entourés d'anneaux internes et externes de matière dans des nuages ​​​​de gaz diffus. Cette image en trois couleurs est une composition de plusieurs photographies de la supernova et de sa région environnante prises en septembre 1994, février 1996 et juillet 1997. De nombreuses étoiles bleues brillantes proches de la supernova sont des étoiles massives, chacune vieille d'environ 12 millions d'années et 6 fois plus lourde que le Soleil. Elles appartiennent toutes à la même génération d’étoiles que celle qui a explosé. La présence de nuages ​​de gaz brillants est un autre signe de la jeunesse de cette région, qui constitue encore un terrain fertile pour la naissance de nouvelles étoiles.

Initialement, toutes les étoiles dont la luminosité augmentait soudainement de plus de 1 000 fois étaient appelées nouvelles. Lors de leur éruption, de telles étoiles sont soudainement apparues dans le ciel, perturbant la configuration habituelle de la constellation, et ont augmenté leur luminosité au maximum, plusieurs milliers de fois, puis leur luminosité a commencé à chuter brusquement, et après quelques années, elles sont devenues aussi faibles qu'elles étaient avant l'éclatement. La répétition des éruptions, au cours de chacune desquelles l'étoile éjecte jusqu'à un millième de sa masse à grande vitesse, est caractéristique des étoiles nouvelles. Et pourtant, malgré la grandeur du phénomène d'une telle éruption, elle n'est associée ni à un changement fondamental dans la structure de l'étoile, ni à sa destruction.

Depuis cinq mille ans, des informations ont été conservées sur plus de 200 éruptions lumineuses d'étoiles, si l'on se limite à celles qui ne dépassaient pas la 3ème magnitude en luminosité. Mais lorsque la nature extragalactique des nébuleuses fut établie, il devint clair que les nouvelles étoiles qui y éclataient étaient supérieures dans leurs caractéristiques aux novae ordinaires, puisque leur luminosité s'avérait souvent égale à la luminosité de la galaxie entière dans laquelle elles s'est enflammé. La nature inhabituelle de tels phénomènes a conduit les astronomes à penser que de tels événements étaient quelque chose de complètement différent des novae ordinaires, et c'est pourquoi en 1934, à la suggestion des astronomes américains Fritz Zwicky et Walter Baade, ces étoiles dont l'éclat maximum atteignait les luminosités de les galaxies normales ont été identifiées dans une classe distincte de supernovae, la plus brillante en termes de luminosité et la plus rare.

Contrairement aux explosions de novae ordinaires, les explosions de supernova dans l’état actuel de notre Galaxie sont des phénomènes extrêmement rares, ne se produisant pas plus d’une fois tous les 100 ans. Les épidémies les plus frappantes ont eu lieu en 1006 et 1054 ; des informations à leur sujet sont contenues dans des traités chinois et japonais. En 1572, l'apparition d'une telle étoile dans la constellation de Cassiopée a été observée par l'éminent astronome Tycho Brahe, et la dernière personne à avoir observé le phénomène de supernova dans la constellation d'Ophiuchus en 1604 fut Johannes Kepler. Au cours des quatre siècles de l’ère « télescopique » de l’astronomie, de telles éruptions n’ont pas été observées dans notre Galaxie. La position du système solaire à l'intérieur est telle que nous sommes optiquement capables d'observer des explosions de supernova dans environ la moitié de son volume, et dans le reste de son volume, la luminosité des éruptions est atténuée par l'absorption interstellaire. V.I. Krasovsky et I.S. Shklovsky a calculé que les explosions de supernova dans notre Galaxie se produisent en moyenne une fois tous les 100 ans. Dans d'autres galaxies, ces processus se produisent à peu près à la même fréquence, de sorte que les principales informations sur les supernovae au stade de l'éclatement optique ont été obtenues à partir de leurs observations dans d'autres galaxies.

Conscients de l'importance d'étudier des phénomènes aussi puissants, les astronomes W. Baade et F. Zwicky, travaillant à l'Observatoire Palomar aux États-Unis, ont commencé en 1936 une recherche systématique de supernovae. Ils disposaient d'un télescope du système Schmidt, qui permettait de photographier des zones de plusieurs dizaines de degrés carrés et donnait des images très claires d'étoiles et de galaxies même faibles. En trois ans, ils ont découvert 12 explosions de supernova dans différentes galaxies, qui ont ensuite été étudiées par photométrie et spectroscopie. À mesure que la technologie d'observation s'améliorait, le nombre de supernovae nouvellement découvertes augmentait régulièrement, et l'introduction ultérieure de recherches automatisées conduisait à une augmentation semblable à une avalanche du nombre de découvertes (plus de 100 supernovae par an à nombre total 1 500). Ces dernières années, de grands télescopes ont également commencé à rechercher des supernovae très lointaines et peu brillantes, car leurs études peuvent apporter des réponses à de nombreuses questions sur la structure et le destin de l'Univers tout entier. En une nuit d’observations avec de tels télescopes, plus de 10 supernovae lointaines peuvent être découvertes.

À la suite de l’explosion d’une étoile, observée comme un phénomène de supernova, une nébuleuse se forme autour d’elle et s’étend à une vitesse énorme (environ 10 000 km/s). Un taux d'expansion élevé est la principale caractéristique par laquelle les restes de supernova se distinguent des autres nébuleuses. Dans les restes de supernova, tout parle d'une explosion d'une puissance énorme, qui a dispersé les couches externes de l'étoile et a conféré des vitesses énormes aux morceaux individuels de la coquille éjectée.

Nébuleuse du Crabe

Aucun objet spatial n'a fourni aux astronomes autant d'informations précieuses que la relativement petite nébuleuse du Crabe, observée dans la constellation du Taureau et constituée de matière gazeuse diffuse s'envolant à grande vitesse. Cette nébuleuse, vestige d'une supernova observée en 1054, est devenue le premier objet galactique avec lequel une source radio a été identifiée. Il s'est avéré que la nature de l'émission radio n'a rien de commun avec l'émission thermique : son intensité augmente systématiquement avec la longueur d'onde. Bientôt, il fut possible d'expliquer la nature de ce phénomène. Le reste de la supernova doit avoir un champ magnétique puissant qui retient ce qu’il a créé. rayons cosmiques(électrons, positons, noyaux atomiques) ayant des vitesses proches de la vitesse de la lumière. Dans un champ magnétique, ils émettent de l’énergie électromagnétique dans un faisceau étroit dans la direction du mouvement. La découverte d'une émission radio non thermique de la nébuleuse du Crabe a incité les astronomes à rechercher des restes de supernova en utilisant cette même fonctionnalité.

La nébuleuse située dans la constellation de Cassiopée s'est avérée être une source d'émission radio particulièrement puissante ; aux ondes métriques, le flux d'émission radio de celle-ci est 10 fois supérieur à celui de la nébuleuse du Crabe, bien qu'il soit beaucoup plus loin que cette dernière. . En rayons optiques, cette nébuleuse en expansion rapide est très faible. On pense que la nébuleuse Cassiopée est le vestige d’une explosion de supernova qui a eu lieu il y a environ 300 ans.

Un système de nébuleuses filamenteuses dans la constellation du Cygne a également montré des émissions radio caractéristiques des anciens restes de supernova. La radioastronomie a permis d'identifier de nombreuses autres sources radio non thermiques qui se sont révélées être des restes de supernova. d'âges différents. Ainsi, il a été conclu que les restes d'explosions de supernova survenues il y a même des dizaines de milliers d'années se distinguent des autres nébuleuses par leur puissante émission radio non thermique.

Comme déjà mentionné, la nébuleuse du Crabe a été le premier objet à partir duquel l'émission de rayons X a été découverte. En 1964, il a été découvert que la source de rayonnement X qui en émanait était étendue, bien que ses dimensions angulaires soient 5 fois plus petites. dimensions angulaires la nébuleuse du Crabe elle-même. D'où il a été conclu que le rayonnement X n'est pas émis par une étoile qui a autrefois éclaté en supernova, mais par la nébuleuse elle-même.

Influence de la supernova

Le 23 février 1987, une supernova a explosé dans notre galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan, qui est devenue extrêmement importante pour les astronomes car c'était la première qu'ils pouvaient étudier en détail, armés d'instruments astronomiques modernes. Et cette star a confirmé toute une série de prédictions. Simultanément à l'éruption optique, des détecteurs spéciaux installés au Japon et dans l'Ohio (États-Unis) ont détecté un flux de neutrinos - des particules élémentaires nées à très haute température lors de l'effondrement du noyau de l'étoile et pénétrant facilement à travers sa coquille. Ces observations ont confirmé une suggestion antérieure selon laquelle environ 10 % de la masse du noyau d'une étoile qui s'effondre est émise sous forme de neutrinos lorsque le noyau lui-même s'effondre en une étoile à neutrons. Dans les étoiles très massives, lors d’une explosion de supernova, les noyaux sont comprimés à des densités encore plus grandes et se transforment probablement en trous noirs, mais les couches externes de l’étoile sont toujours perdues. Ces dernières années, il y a eu des indications d’un lien entre certains sursauts gamma cosmiques et les supernovae. Il est possible que la nature des sursauts gamma cosmiques soit liée à la nature des explosions.

Les explosions de supernova ont un impact fort et diversifié sur le milieu interstellaire environnant. L'enveloppe de la supernova, éjectée à une vitesse énorme, capte et comprime le gaz qui l'entoure, ce qui peut donner une impulsion à la formation de nouvelles étoiles à partir des nuages ​​​​de gaz. Une équipe d'astronomes dirigée par le Dr John Hughes (Université Rutgers), utilisant les observations de l'observatoire à rayons X en orbite Chandra (NASA), a réalisé découverte importante, qui met en lumière la façon dont les explosions de supernova créent du silicium, du fer et d’autres éléments. Une image aux rayons X du reste de la supernova Cassiopée A (Cas A) révèle des amas de silicium, de soufre et de fer éjectés de l'intérieur de l'étoile lors de l'explosion.

La haute qualité, la clarté et le contenu informatif des images du reste de la supernova Cas A obtenues par l'Observatoire Chandra ont permis aux astronomes non seulement de déterminer composition chimique de nombreux nœuds de ce résidu, mais aussi de savoir exactement où ces nœuds se sont formés. Par exemple, les nœuds les plus compacts et les plus brillants sont composés principalement de silicium et de soufre avec très peu de fer. Cela indique qu’ils se sont formés au plus profond de l’étoile, où les températures ont atteint trois milliards de degrés lors de l’effondrement qui s’est terminé par une explosion de supernova. Dans d'autres nœuds, les astronomes ont découvert très excellent contenu du fer mélangé à du silicium et du soufre. Cette substance s'est formée encore plus profondément dans les zones où la température lors de l'explosion a atteint plus de valeurs élevées quatre à cinq milliards de degrés. Une comparaison des emplacements des nœuds riches en silicium, brillants et riches en fer, dans le reste de la supernova Cas A, a révélé que les caractéristiques de « fer », provenant des couches les plus profondes de l'étoile, sont situées sur les bords extérieurs du reste. . Cela signifie que l'explosion a projeté les nœuds de « fer » plus loin que tous les autres. Et même maintenant, ils semblent s’éloigner du centre de l’explosion à une plus grande vitesse. L'étude des données obtenues par Chandra nous permettra de nous prononcer sur l'un des nombreux mécanismes proposés par les théoriciens qui expliquent la nature de l'explosion d'une supernova, la dynamique du processus et l'origine de nouveaux éléments.

Les supernovae SN I ont des spectres très similaires (sans raies d'hydrogène) et des formes de courbes de lumière, tandis que les spectres SN II contiennent des raies d'hydrogène brillantes et se caractérisent par une diversité de spectres et de courbes de lumière. Sous cette forme, la classification des supernovae a existé jusqu'au milieu des années 80 du siècle dernier. Et avec le début de l'utilisation généralisée des récepteurs CCD, la quantité et la qualité du matériel d'observation ont considérablement augmenté, ce qui a permis d'obtenir des spectrogrammes pour des objets faibles auparavant inaccessibles, de déterminer l'intensité et la largeur des lignes avec une plus grande précision, et également pour enregistrer les raies les plus faibles dans les spectres. En conséquence, la classification binaire apparemment établie des supernovae a commencé à changer rapidement et à devenir plus complexe.

Les supernovae diffèrent également selon les types de galaxies dans lesquelles elles explosent. DANS galaxies spirales les supernovae des deux types explosent, mais dans les supernovae elliptiques, où il n'y a presque pas de milieu interstellaire et où le processus de formation d'étoiles est terminé, seules les supernovae de type SN I sont évidemment observées avant l'explosion - ce sont de très vieilles étoiles, dont les masses sont proche du solaire. Et comme les spectres et les courbes de lumière des supernovae de ce type sont très similaires, cela signifie que les mêmes étoiles explosent dans des galaxies spirales. La fin naturelle du chemin évolutif des étoiles de masse proche du Soleil est la transformation en naine blanche avec la formation simultanée d'une nébuleuse planétaire. Une naine blanche ne contient presque pas d’hydrogène, puisqu’elle est le produit final de l’évolution d’une étoile normale.

Chaque année, plusieurs nébuleuses planétaires se forment dans notre Galaxie, par conséquent, la plupart des étoiles de cette masse terminent tranquillement leur chemin de vie, et ce n'est qu'une fois tous les cent ans qu'une supernova SN de type I éclate. Quelles raisons déterminent une fin complètement spéciale, différente du sort d’autres stars similaires ? Le célèbre astrophysicien indien S. Chandrasekhar a montré que si une naine blanche a une masse inférieure à environ 1,4 masse solaire, elle « vivra » tranquillement sa vie. Mais s'il se trouve dans un système binaire suffisamment proche, sa puissante gravité est capable de « tirer » la matière de l'étoile compagnon, ce qui entraîne une augmentation progressive de la masse, et lorsqu'elle dépasse la limite admissible explosion puissante, entraînant la mort de la star.

Les supernovae SN II sont clairement associées aux jeunes, étoiles massives, dans les coquilles desquelles l'hydrogène est présent en grande quantité. Les explosions de ce type de supernova sont considérées comme l'étape finale de l'évolution des étoiles dont la masse initiale est supérieure à 8 x 10 masses solaires. En général, l'évolution de ces étoiles se déroule assez rapidement - en quelques millions d'années, elles brûlent leur hydrogène, puis l'hélium se transforme en carbone, puis les atomes de carbone commencent à se transformer en atomes de plus haute qualité. numéros atomiques.

Dans la nature, les transformations d'éléments à forte libération d'énergie se terminent par le fer, dont les noyaux sont les plus stables, et aucune libération d'énergie ne se produit lors de leur fusion. Ainsi, lorsque le noyau d'une étoile devient du fer, la libération d'énergie en son sein s'arrête, elle ne peut plus résister aux forces gravitationnelles, et commence donc rapidement à rétrécir, voire à s'effondrer.

Les processus qui se produisent lors de l’effondrement sont encore loin d’être entièrement compris. Cependant, on sait que si toute la matière du noyau se transforme en neutrons, elle peut alors résister aux forces d'attraction - le noyau de l'étoile se transforme en « étoile à neutrons » et l'effondrement s'arrête. Dans ce cas, une énorme énergie est libérée, pénétrant dans la coquille de l’étoile et provoquant une expansion, que nous considérons comme une explosion de supernova.

C'est à prévoir connexion génétique entre les explosions de supernova et la formation d'étoiles à neutrons et de trous noirs. Si l'évolution de l'étoile s'était auparavant déroulée « tranquillement », alors son enveloppe devrait avoir un rayon des centaines de fois supérieur à celui du Soleil, et également retenir une quantité suffisante d'hydrogène pour expliquer le spectre des supernovae SN II.

Supernovae et pulsars

Le fait qu'après une explosion de supernova, en plus de la coque en expansion et de divers types de rayonnement, d'autres objets subsistent, il est devenu connu en 1968 grâce au fait qu'un an plus tôt, les radioastronomes avaient découvert des pulsars - des sources radio dont le rayonnement est concentré dans impulsions individuelles répétées après une période de temps strictement définie. Les scientifiques ont été étonnés par la stricte périodicité des impulsions et la brièveté de leurs règles. La plus grande attention a été attirée par le pulsar dont les coordonnées étaient proches des coordonnées d'une nébuleuse très intéressante pour les astronomes, située à constellation du sud Parusov, qui est considéré comme le vestige d'une explosion de supernova, sa période n'était que de 0,089 seconde. Et après la découverte d'un pulsar au centre de la nébuleuse du Crabe (sa période était de 1/30 de seconde), il est devenu clair que les pulsars sont en quelque sorte liés aux explosions de supernova. En janvier 1969, un pulsar de la nébuleuse du Crabe a été identifié avec une étoile faible de 16e magnitude, changeant de luminosité avec la même période, et en 1977, il a été possible d'identifier un pulsar de la constellation des Velae avec l'étoile.

La périodicité du rayonnement des pulsars est liée à leur rotation rapide, mais pas une seule étoile ordinaire, pas même une naine blanche, ne pourrait tourner avec la période caractéristique des pulsars ; elle serait immédiatement déchirée par les forces centrifuges, et seule une étoile à neutrons, très dense et compacte, pourrait y résister. Après avoir analysé de nombreuses options, les scientifiques sont arrivés à la conclusion que les explosions de supernova s'accompagnent de la formation d'étoiles à neutrons - un type d'objet qualitativement nouveau, dont l'existence a été prédite par la théorie de l'évolution des étoiles de masse élevée.

Supernovae et trous noirs

La première preuve d'un lien direct entre l'explosion d'une supernova et la formation d'un trou noir a été obtenue par des astronomes espagnols. Une étude du rayonnement émis par une étoile en orbite autour d'un trou noir dans le système binaire Nova Scorpii en 1994 a révélé qu'elle contient de grandes quantités d'oxygène, de magnésium, de silicium et de soufre. On suppose que ces éléments ont été capturés par celui-ci lorsqu'une étoile voisine, ayant survécu à l'explosion d'une supernova, s'est transformée en trou noir.

Les supernovae (en particulier les supernovae de type Ia) comptent parmi les objets en forme d'étoile les plus brillants de l'Univers, de sorte que même les plus éloignés d'entre eux peuvent être étudiés à l'aide des équipements actuellement disponibles. De nombreuses supernovae de type Ia ont été découvertes dans des galaxies relativement proches. Des estimations suffisamment précises des distances à ces galaxies ont permis de déterminer la luminosité des supernovae qui y explosent. Si nous supposons que les supernovae lointaines ont en moyenne la même luminosité, alors leur distance peut être estimée à partir de la magnitude observée à la luminosité maximale. La comparaison de la distance à la supernova avec la vitesse de recul (décalage vers le rouge) de la galaxie dans laquelle elle a explosé permet de déterminer la grandeur principale caractérisant l'expansion de l'Univers - la constante dite de Hubble.

Il y a encore 10 ans, on obtenait des valeurs qui différaient presque de deux fois - de 55 à 100 km/s Mpc, mais aujourd'hui, la précision a été considérablement augmentée, ce qui fait que la valeur de 72 km/s Mpc est accepté (avec une erreur d'environ 10%) . Pour les supernovae lointaines, dont le redshift est proche de 1, la relation entre distance et redshift permet également de déterminer des quantités qui dépendent de la densité de matière dans l'Univers. Selon la théorie de la relativité générale d'Einstein, c'est la densité de la matière qui détermine la courbure de l'espace, et donc destin futur Univers. À savoir : va-t-il s’étendre indéfiniment ou ce processus s’arrêtera-t-il un jour et sera-t-il remplacé par la compression. Des études récentes sur les supernovae ont montré que la densité de matière dans l’Univers est très probablement insuffisante pour arrêter l’expansion et qu’elle va se poursuivre. Et pour confirmer cette conclusion, de nouvelles observations de supernovae sont nécessaires.

Supernova ou explosion de supernova- un phénomène au cours duquel une étoile change brusquement de luminosité de 4 à 8 ordres de grandeur (une douzaine de magnitudes), suivi d'une atténuation relativement lente de l'éruption. C'est le résultat d'un processus cataclysmique qui se produit à la fin de l'évolution de certaines étoiles et s'accompagne de la libération d'une énorme énergie.

En règle générale, les supernovae sont observées après coup, c’est-à-dire lorsque l’événement s’est déjà produit et que son rayonnement a atteint la Terre. La nature des supernovae est donc restée longtemps floue. Mais aujourd’hui, de nombreux scénarios conduisant à des épidémies de ce type sont proposés, même si les principales dispositions sont déjà assez claires.

L'explosion s'accompagne de l'éjection d'une masse importante de matière de la coque externe de l'étoile dans l'espace interstellaire, et de la partie restante de la matière du noyau de l'étoile explosée, en règle générale, un objet compact se forme - une étoile à neutrons, si la masse de l'étoile avant l'explosion était supérieure à 8 masses solaires (M ☉), ou une étoile noire un trou avec une masse d'étoile supérieure à 20 M ☉ (la masse du noyau restant après l'explosion est terminée 5 M ☉). Ensemble, ils forment un reste de supernova.

Une étude approfondie des spectres et des courbes de lumière précédemment obtenus, combinée à l'étude des restes et des éventuelles étoiles progénitrices, permet de construire des modèles plus détaillés et d'étudier les conditions qui existaient au moment de l'explosion.

Entre autres choses, la substance éjectée lors de l'éruption contient en grande partie des produits de fusion thermonucléaire survenus tout au long de la vie de l'étoile. C’est grâce aux supernovae que l’Univers dans son ensemble et chaque galaxie en particulier évolue chimiquement.

Le nom reflète processus historiqueétudier les étoiles dont la luminosité change considérablement avec le temps, ce qu'on appelle les novae.

Le nom est composé de l'étiquette SN, suivi de l'année d'ouverture, suivi d'une désignation d'une ou deux lettres. Les 26 premières supernovae de l'année en cours reçoivent des désignations d'une seule lettre, à la fin du nom, de lettres majuscules depuis UNà Z. Les supernovae restantes reçoivent des désignations à deux lettres composées de lettres minuscules : aa, ab, et ainsi de suite. Les supernovae non confirmées sont désignées par des lettres PSN(eng. supernova possible) avec des coordonnées célestes au format : Jhhmmssss+jjmmsss.

La grande image

Courbes légères

Les courbes de luminosité du type I sont très similaires : on constate une forte augmentation pendant 2-3 jours, puis elle est remplacée par une baisse significative (de 3 magnitudes) pendant 25-40 jours, suivie d'un lent affaiblissement, presque linéaire sur le plan lumineux. échelle de grandeur. La magnitude absolue moyenne du maximum pour les éruptions Ia est M B = − 19,5 m (\textstyle M_(B)=-19,5^(m)), pour Ib\c - .

Mais les courbes de lumière du type II sont assez variées. Pour certains, les courbes ressemblaient à celles du type I, avec seulement une baisse de luminosité plus lente et plus longue jusqu'au début de la phase linéaire. D’autres, ayant atteint un sommet, y sont restés jusqu’à 100 jours, puis la luminosité a fortement chuté et a atteint une « queue » linéaire. L'ampleur absolue du maximum varie considérablement de − 20 m (\textstyle -20^(m))à − 13 m (\textstyle -13^(m)). Valeur moyenne pour IIp - M B = − 18 m (\textstyle M_(B)=-18^(m)), pour II-L M B = − 17 m (\textstyle M_(B)=-17^(m)).

Spectres

La classification ci-dessus contient déjà quelques caractéristiques de base des spectres de supernovae de différents types ; attardons-nous sur ce qui n'est pas inclus. Le premier et très caractéristique importante, ce qui a longtemps empêché le décodage des spectres obtenus - les grandes lignes sont très larges.

Les spectres des supernovae de type II et Ib\c sont caractérisés par :

• La présence de caractéristiques d'absorption étroites proches de la luminosité maximale et de composants d'émission étroits non déplacés.
• Lignes , , , observées dans le rayonnement ultraviolet.

Observations en dehors du domaine optique

Taux de flash

La fréquence des éruptions dépend du nombre d'étoiles dans la galaxie ou, ce qui est la même pour les galaxies ordinaires, de la luminosité. Une grandeur généralement acceptée caractérisant la fréquence des éruptions dans différents types de galaxies est SNu :

1 S N u = 1 S N 10 10 L ⊙ (B) ∗ 100 y e a r (\displaystyle 1SNu=(\frac (1SN)(10^(10)L_(\odot)(B)*100year))),

Où L ⊙ (B) (\textstyle L_(\odot )(B))- luminosité du Soleil dans le filtre B. Pour différents types d'éruptions sa valeur est :

Dans ce cas, les supernovae Ib/c et II gravitent vers des bras spiraux.

Observer les restes de supernova

Le schéma canonique du reste jeune est le suivant :

1. Reste compact possible ; généralement un pulsar, mais peut-être un trou noir
2. Onde de choc externe se propageant dans la matière interstellaire.
3. Une onde de retour se propageant dans le matériau des éjectas de la supernova.
4. Secondaire, se propageant en caillots milieu interstellaire et dans les émissions denses de supernova.

Ensemble, ils forment l'image suivante : derrière le front de l'onde de choc externe, le gaz est chauffé à des températures T S ≥ 10 7 K et émet de la même manière dans la gamme des rayons X avec une énergie photonique de 0,1 à 20 keV ; le front de l'onde de retour forme une deuxième région de rayonnement X. Les lignes de Fe, Si, S, etc. hautement ionisés indiquent la nature thermique du rayonnement des deux couches.

Le rayonnement optique du jeune reste crée du gaz en amas derrière le front de l'onde secondaire. Étant donné que la vitesse de propagation y est plus élevée, le gaz se refroidit plus rapidement et le rayonnement passe du domaine des rayons X au domaine optique. L'origine de l'impact du rayonnement optique est confirmée par l'intensité relative des raies.

Description théorique

Décomposition des observations

La nature des supernovae Ia est différente de celle des autres épidémies. Ceci est clairement mis en évidence par l’absence d’éruptions de type Ib\c et de type II dans les galaxies elliptiques. Depuis informations générales on sait à propos de ces dernières qu'il y a peu d'étoiles gazeuses et bleues là-bas, et que la formation d'étoiles a pris fin il y a 10 à 10 ans. Cela signifie que toutes les étoiles massives ont déjà terminé leur évolution et qu'il ne reste que les étoiles dont la masse est inférieure à la masse solaire, et pas plus. De la théorie de l'évolution stellaire, on sait que les étoiles de ce type ne peuvent pas exploser et qu'un mécanisme de prolongation de la vie est donc nécessaire pour les étoiles de masse 1-2M ⊙.

L'absence de raies d'hydrogène dans les spectres Ia\Iax indique qu'il y a extrêmement peu d'hydrogène dans l'atmosphère de l'étoile d'origine. La masse de la substance éjectée est assez importante - 1M ⊙, contenant principalement du carbone, de l'oxygène et d'autres éléments lourds. Et les lignes Si II décalées indiquent que des réactions nucléaires se produisent activement pendant l'éjection. Tout cela nous convainc que l’étoile précédente est une naine blanche, très probablement du carbone-oxygène.

L'attraction vers les bras spiraux des supernovae de type Ib\c et de type II indique que l'étoile progénitrice est constituée d'étoiles O de courte durée avec une masse de 8 à 10 M ⊙ .

Explosion thermonucléaire

L'un des moyens de libérer la quantité d'énergie requise est une forte augmentation de la masse de la substance impliquée dans la combustion thermonucléaire, c'est-à-dire une explosion thermonucléaire. Cependant, la physique des étoiles uniques ne le permet pas. Les processus dans les étoiles situées sur la séquence principale sont en équilibre. Par conséquent, tous les modèles considèrent l’étape finale évolution stellaire- des naines blanches. Cependant, cette dernière elle-même est une étoile stable, et tout ne peut changer qu'à l'approche de la limite de Chandrasekhar. Cela conduit à la conclusion sans ambiguïté qu'une explosion thermonucléaire n'est possible que dans les systèmes à étoiles multiples, très probablement dans les étoiles dites doubles.

Dans ce schéma, deux variables influencent l'état, la composition chimique et la masse finale de la substance impliquée dans l'explosion.

• Le deuxième compagnon est une étoile ordinaire, d'où la matière coule vers le premier.
• Le deuxième compagnon est la même naine blanche. Ce scénario est appelé double dégénérescence.

• Une explosion se produit lorsque la limite de Chandrasekhar est dépassée.
• L'explosion se produit devant lui.

Ce que tous les scénarios de supernova Ia ont en commun, c’est que la naine qui explose est très probablement du carbone-oxygène. Dans l’onde de combustion explosive se propageant du centre vers la surface, les réactions suivantes se produisent :

La masse de la substance en réaction détermine l'énergie de l'explosion et, par conséquent, la luminosité maximale. Si nous supposons que toute la masse de la naine blanche réagit, alors l'énergie de l'explosion sera de 2,2 10 51 erg.

Le comportement ultérieur de la courbe de lumière est principalement déterminé par la chaîne de désintégration :

L'isotope 56 Ni est instable et a une demi-vie de 6,1 jours. Suivant e-la capture conduit à la formation d'un noyau de 56Co majoritairement dans un état excité d'une énergie de 1,72 MeV. Ce niveau est instable et la transition de l'électron vers l'état fondamental s'accompagne de l'émission d'une cascade de quanta γ avec des énergies de 0,163 MeV à 1,56 MeV. Ces quanta subissent une diffusion Compton et leur énergie diminue rapidement jusqu'à environ 100 keV. Ces quanta sont déjà efficacement absorbés par l’effet photoélectrique et, par conséquent, chauffent la substance. À mesure que l'étoile se dilate, la densité de matière dans l'étoile diminue, le nombre de collisions de photons diminue et la matière à la surface de l'étoile devient transparente au rayonnement. Comme le montrent les calculs théoriques, cette situation se produit environ 20 à 30 jours après que l'étoile ait atteint sa luminosité maximale.

60 jours après son apparition, la substance devient transparente au rayonnement gamma. La courbe de lumière commence à décroître de façon exponentielle. À ce stade, l'isotope 56 Ni s'est déjà désintégré et la libération d'énergie est due à la désintégration β du 56 Co en 56 Fe (T 1/2 = 77 jours) avec des énergies d'excitation allant jusqu'à 4,2 MeV.

Effondrement du noyau gravitationnel

Le deuxième scénario pour libérer l’énergie nécessaire est l’effondrement du noyau de l’étoile. Sa masse doit être exactement égale à la masse de son reste - une étoile à neutrons ; en remplaçant les valeurs typiques, nous obtenons :

où M = 0 et R = 10 km, G est la constante gravitationnelle. Le temps caractéristique pour cela est :

où ρ 12 est la densité de l'étoile, normalisée à 10 12 g/cm 3 .

La valeur obtenue est deux ordres de grandeur supérieure à énergie cinétique coquilles. Il faut un support qui doit, d'une part, emporter l'énergie libérée et, d'autre part, ne pas interagir avec la substance. Les neutrinos conviennent au rôle d'un tel transporteur.

Plusieurs processus sont responsables de leur formation. Le premier et le plus important pour la déstabilisation d’une étoile et le début de la compression est le processus de neutronisation :

3 H e + e − → 3 H + ν e (\displaystyle ()^(3)He+e^(-)\to ()^(3)H+\nu _(e))

4 H e + e − → 3 H + n + ν e (\displaystyle ()^(4)He+e^(-)\to ()^(3)H+n+\nu _(e))

56 F e + e − → 56 M n + ν e (\displaystyle ()^(56)Fe+e^(-)\to ()^(56)Mn+\nu _(e))

Les neutrinos issus de ces réactions en emportent 10 %. Le rôle principal dans le refroidissement est joué par les procédés URKA (refroidissement des neutrinos) :

E + + n → ν ~ e + p (\displaystyle e^(+)+n\to (\tilde (\nu ))_(e)+p)

E − + p → ν e + n (\displaystyle e^(-)+p\to \nu _(e)+n)

Au lieu de protons et de neutrons, les noyaux atomiques peuvent également agir, formant isotope instable, qui subit une désintégration bêta :

E − + (A , Z) → (A , Z − 1) + ν e , (\displaystyle e^(-)+(A,Z)\to (A,Z-1)+\nu _(e) ,)

(UNE , Z − 1) → (UNE , Z) + e − + ν ~ e .

(\displaystyle (A,Z-1)\to (A,Z)+e^(-)+(\tilde (\nu ))_(e).) ρ n u c = 2, 8 ⋅ 10 14 (\textstyle \rho _(nuc)=2,8\cdot 10^(14)) g/cm3.

Notez que les processus de neutronisation ne se produisent qu'à des densités de 10 11 /cm 3 , réalisables uniquement dans le noyau stellaire. Cela signifie que l'équilibre hydrodynamique n'y est perturbé que. Les couches externes sont en équilibre hydrodynamique local et l'effondrement ne commence qu'après la contraction et la formation du noyau central. surface dure. Le rebond de cette surface assure le dégagement de la coque.

Maquette d'un jeune reste de supernova

Théorie de l'évolution des restes de supernova

Il y a trois étapes dans l’évolution des restes de supernova :

L'expansion de la coquille s'arrête au moment où la pression du gaz dans le reste est égale à la pression du gaz dans le milieu interstellaire. Après cela, les résidus commencent à se dissiper et entrent en collision avec des nuages ​​​​qui se déplacent de manière chaotique. Le temps de résorption atteint :

T m a x = 7 E 51 0,32 n 0 0,34 P ~ 0 , 4 − 0,7 (\displaystyle t_(max)=7E_(51)^(0,32)n_(0)^(0,34)(\tilde (P))_( 0,4)^(-0,7)) années

Théorie de l'apparition du rayonnement synchrotron

Construction d'une description détaillée

Rechercher des restes de supernova

Recherche d'étoiles précurseurs

Théorie de la supernova Ia

Outre les incertitudes liées aux théories de la supernova Ia décrites ci-dessus, le mécanisme de l'explosion lui-même a été une source de nombreuses controverses. Le plus souvent, les modèles peuvent être divisés dans les groupes suivants :

• Détonation instantanée
• Détonation retardée
• Détonation retardée pulsée
• Combustion rapide et turbulente

Au moins pour chaque combinaison conditions initiales Les mécanismes répertoriés peuvent être trouvés dans une variante ou une autre. Mais la gamme de modèles proposés ne se limite pas à cela. Un exemple est un modèle dans lequel deux naines blanches explosent en même temps. Naturellement, cela n’est possible que dans des scénarios dans lesquels les deux composantes ont évolué.

Evolution chimique et impact sur le milieu interstellaire

Evolution chimique de l'Univers. Origine des éléments de numéro atomique supérieur au fer

Les explosions de supernova sont la principale source de reconstitution du milieu interstellaire avec des éléments de numéro atomique plus grand (ou comme on dit plus lourd) Il . Cependant, les processus qui leur ont donné naissance divers groupeséléments et même leurs propres isotopes.

Processus R

r-processus est le processus de formation de noyaux plus lourds à partir de noyaux plus légers grâce à la capture séquentielle de neutrons au cours ( n,γ) et continue jusqu'à ce que le taux de capture des neutrons soit supérieur au taux de désintégration β− de l'isotope. Autrement dit, le temps moyen de capture de n neutrons τ(n,γ) devrait être :

où τ β est le temps moyen de désintégration β des noyaux formant une chaîne du processus r. Cette condition impose une limitation sur la densité neutronique, car :

Où (σ n γ , v n) ¯ (\displaystyle (\overline ((\sigma _(n\gamma),v_(n)))))- produit de la section efficace de réaction ( n,γ) sur la vitesse des neutrons par rapport au noyau cible, moyenne sur le spectre maxwellien de la distribution des vitesses. Considérant que le processus r se produit dans les noyaux lourds et moyens, 0,1 s< τ β < 100 с, то для n ~ 10 и температуры среды T = 10 9 , получим характерную плотность

De telles conditions sont remplies dans :

processus ν

Article principal : processus ν

processus ν est un processus de nucléosynthèse par interaction de neutrinos avec des noyaux atomiques. Il pourrait être responsable de l'apparition des isotopes 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La et 180 Ta.

Impact sur la structure à grande échelle du gaz interstellaire de la galaxie

Historique des observations

L'intérêt d'Hipparque pour les étoiles fixes pourrait avoir été inspiré par l'observation d'une supernova (selon Pline). Premier enregistrement identifié comme étant la supernova SN 185 (Anglais), a été réalisé par des astronomes chinois en 185 après JC. La supernova la plus brillante connue, SN 1006, a été décrite en détail par des astronomes chinois et arabes. La supernova SN 1054, qui a donné naissance à la nébuleuse du Crabe, a été bien observée. Les supernovae SN 1572 et SN 1604 étaient visibles oeil nu et avait grande valeur dans le développement de l'astronomie en Europe, car ils ont été utilisés comme argument contre l'idée aristotélicienne selon laquelle le monde au-delà de la Lune et du système solaire est inchangé. Johannes Kepler a commencé à observer SN 1604 le 17 octobre 1604. Il s'agit de la deuxième supernova enregistrée au stade de luminosité croissante (après SN 1572, observée par Tycho Brahe dans la constellation de Cassiopée).

Avec le développement des télescopes, il est devenu possible d'observer des supernovae dans d'autres galaxies, à commencer par les observations de la supernova S Andromède dans la nébuleuse d'Andromède en 1885. Au cours du XXe siècle, modèles à succès pour chaque type de supernova et la compréhension de leur rôle dans la formation des étoiles a augmenté. En 1941, les astronomes américains Rudolf Minkowski et Fritz Zwicky ont élaboré un système moderne de classification des supernovae.

Dans les années 1960, les astronomes ont découvert que la luminosité maximale des explosions de supernova pouvait être utilisée comme bougie standard, d'où un indicateur. distances astronomiques. Les supernovae fournissent désormais des informations importantes sur les distances cosmologiques. Les supernovae les plus lointaines se sont révélées plus faibles que prévu, ce qui, selon idées modernes, montre que l’expansion de l’Univers s’accélère.

Des méthodes ont été développées pour reconstruire l’histoire des explosions de supernova pour lesquelles il n’existe aucun enregistrement d’observation écrit. La date de la supernova Cassiopée A a été déterminée à partir de l'écho lumineux de la nébuleuse, tandis que l'âge du reste de la supernova RX J0852.0-4622 (Anglais) estimé en mesurant la température et les émissions γ dues à la désintégration du titane-44. En 2009 à glace de l'Antarctique des nitrates ont été découverts correspondant au moment de l'explosion de la supernova.

Le 23 février 1987, la supernova SN 1987A, la plus proche de la Terre observée depuis l'invention du télescope, est entrée en éruption dans le Grand Nuage de Magellan à une distance de 168 000 années-lumière de la Terre. Pour la première fois, un flux de neutrinos provenant d'une éruption a été enregistré. L'éruption a été étudiée de manière intensive à l'aide de satellites astronomiques dans les domaines des rayons ultraviolets, X et gamma. Le reste de la supernova a été étudié avec ALMA, Hubble et Chandra. Ni une étoile à neutrons ni un trou noir, qui, selon certains modèles, devraient être localisés sur le site de l'éruption, n'ont encore été découverts.

22 janvier 2014 dans la galaxie M82, située dans la constellation Grande Ourse, la supernova SN 2014J est entrée en éruption. La galaxie M82 est située à 12 millions d'années-lumière de notre galaxie et a une magnitude apparente d'un peu moins de 9. Cette supernova est la plus proche de la Terre depuis 1987 (SN 1987A).

Les supernovae les plus célèbres et leurs restes

• Supernova SN 1604 (Supernova Kepler)
• Supernova G1.9+0.3 (La plus jeune connue dans notre Galaxie)

Supernovae historiques dans notre Galaxie (observées)

Il est assez rare que l’on puisse observer un phénomène aussi intéressant qu’une supernova. Mais il ne s’agit pas d’une naissance d’étoile ordinaire, car jusqu’à dix étoiles naissent chaque année dans notre galaxie. Une supernova est un phénomène qui ne peut être observé qu’une fois tous les cent ans. Les étoiles meurent si brillamment et magnifiquement.

Pour comprendre pourquoi une explosion de supernova se produit, il faut remonter à la naissance même de l’étoile. L'hydrogène vole dans l'espace et se rassemble progressivement en nuages. Lorsque le nuage est suffisamment grand, l’hydrogène compacté commence à s’accumuler en son centre et la température augmente progressivement. Sous l'influence de la gravité, le noyau de la future étoile s'assemble, où, grâce à l'augmentation de la température et de la gravité, la réaction de fusion thermonucléaire commence à se produire. La quantité d’hydrogène qu’une étoile peut attirer sur elle-même détermine sa taille future – d’une naine rouge à une géante bleue. Au fil du temps, l'équilibre du travail de l'étoile s'établit, les couches externes exercent une pression sur le noyau et le noyau se dilate grâce à l'énergie de la fusion thermonucléaire.

L’étoile est unique et, comme tout réacteur, elle manquera un jour de combustible – l’hydrogène. Mais pour que nous puissions voir comment une supernova explose, il faut encore un peu de temps, car dans le réacteur, au lieu de l'hydrogène, un autre combustible (hélium) s'est formé, que l'étoile va commencer à brûler, le transformant en oxygène, puis en carbone. Et cela continuera jusqu'à ce que du fer se forme dans le noyau de l'étoile, ce qui, lorsque réaction thermonucléaire ne libère pas d'énergie, mais la consomme. Dans de telles conditions, une explosion de supernova peut se produire.

Le noyau devient plus lourd et plus froid, ce qui fait tomber les couches supérieures plus légères. La fusion recommence, mais cette fois plus rapidement que d'habitude, à la suite de quoi l'étoile explose simplement, dispersant sa matière dans l'espace environnant. En fonction de ceux connus, il peut également rester après cela - (une substance avec une densité incroyablement élevée, qui est très élevée et peut émettre de la lumière). De telles formations subsistent après très grandes étoiles, capables de produire une fusion thermonucléaire avec des éléments très lourds. Les étoiles plus petites laissent derrière elles de petites étoiles à neutrons ou à fer, qui n'émettent presque pas de lumière, mais ont également une densité de matière élevée.

Les novas et les supernovae sont étroitement liées, car la mort de l’une d’elles peut signifier la naissance d’une nouvelle. Ce processus se poursuit sans fin. Une supernova transporte des millions de tonnes de matière dans l'espace environnant, qui se rassemble à nouveau en nuages, et la formation d'un nouveau commence corps céleste. Les scientifiques disent que tout éléments lourds, qui sont situés dans notre système solaire, le Soleil a « volé » lors de sa naissance une étoile qui avait autrefois explosé. La nature est étonnante et la mort d’une chose signifie toujours la naissance de quelque chose de nouveau. DANS espace extra-atmosphérique la matière se désintègre et se forme en étoiles, créant le grand équilibre de l'Univers.