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Unrémanent de supernova est la matière éjectée lors de l'explosion d'uneétoile ensupernova. Il existe deux voies possibles qui aboutissent à la création d'un rémanent :
La première supernova observée depuis l'invention dutélescope date de 1885, dans lagalaxie d'Andromède (SN 1885A). L'étude des rémanents de supernovas date en revanche du début duXXe siècle. C'est d'abord en 1921 queKnut Lundmark mentionne le fait que l'« étoile invitée » observée par lesastronomeschinois en l'an 1054 est probablement une « nova » (à l'époque, le terme desupernova, et plus généralement la nature des phénomènes de nova et de supernova, ne sont pas connues)[1]. En 1928,Edwin Hubble est le premier à associer lanébuleuse du Crabe (M1) comme étant le produit de l'explosion observée en 1054, sur foi de la mesure de l'expansion de la nébuleuse, compatible avec un âge d'environ 900 ans[2]. Ce n'est cependant que dans la seconde moitié duXXe siècle, conjointement avec la compréhension du mécanisme de supernova et le développement de laradioastronomie, que se développe l'étude des rémanents de supernova. C'est ainsi que dans les années 1950 peut être identifié le rémanent associé à lasupernova historiqueSN 1572, parRobert Hanbury Brown et Cyril Hazard de l'Observatoire de Jodrell Bank[3]. Vers la fin des années 1950, plusieurs sources radio dont lacontrepartie optique était connue (par exempleIC 443 et lesDentelles du Cygne) peuvent ainsi être identifiées comme des rémanents de supernovas.
Les rémanents sont aujourd'hui systématiquement catalogués avec le symbole SNR (pour l'anglaisSuperNova Remnant), suivi de sescoordonnées galactiques. Divers autres noms sont attribués à certains rémanents, en particulier pour ceux qui sont détectés avant d'être identifiés comme tels.
On classifie les rémanents en deux principaux types, dits en coquille ou pleins. Les premiers s'avèrent significativement plus nombreux que les seconds, mais ceci peut en partie être le résultat d'effets de sélection dans la recherche de rémanents. Certains rémanents possèdent des propriétés des deux classes et sont dits composites. D'autres rémanents, enfin, ne sont pas facilement catégorisables car présentant des propriétés atypiques. C'est par exemple le cas deSNR G069.0+02.7 (aussi appeléCTB 80) ouSNR G039.7-02.0 (en) (ou W50).
Les rémanents dits en coquille présentent une zone d'émission plus ou moins circulaire localisée à une certaine distance du centre du rémanent, plus sombre. Les rémanents des trois supernovas historiquesSN 1604,SN 1572 etSN 1006 sont par exemple dans ce cas. Des rémanents plus âgés présentent aussi ces caractéristiques, mais sont moins réguliers, comme lesDentelles du Cygne ouIC 443. L'irrégularité croissante des rémanents à mesure que le temps passe reflète pour partie l'hétérogénéité dumilieu interstellaire dans lequel ils se propagent. Dans le domaine des ondes radio, les rémanents en coquille présentent unedensité de fluxS qui varie enloi de puissance en fonction de lafréquence ν, c'est-à-dire selon une loi du type. L'exposant α est appeléindice spectral[Note 1]. Cet indice spectral est de l'ordre de 0,5, et peut être plus élevé (0,6-0,8) pour des rémanents jeunes. Cette émission radio estpolarisée et le résultat d'unrayonnement synchrotron de particulesrelativistes se déplaçant le long des lignes dechamp magnétique. En plus de ce rayonnement synchrotron, certains rémanents présentent une émissionthermique dans ledomaine visible ou plus fréquemment celui desrayons X. Certains rémanents présentent en plus une émission non thermique en X et/ou en gamma, qui (comme en radio) trace une population de particules énergétiques.
Les rémanents « pleins », aussi dits « nébuleuse de vent de pulsar », ou « de type Crabe » (pournébuleuse du Crabe) présentent une émission centrale plus marquée que sur les bords. L'exemple le plus connu de ces rémanents est la nébuleuse du Crabe, mais celle-ci présente certains aspects atypiques, aussi le terme de « type Crabe » est-il déconseillé car il peut y avoir confusion entre les caractéristiques spécifiques de cette nébuleuse et celles des autres nébuleuses de vent de pulsar. L'interprétation de l'émission centrale est l'existence d'unobjet compact qui injecte en continu de l'énergie dans la matière du rémanent. Un pulsar génère en effet un puissant vent relativiste et magnétisé, qui est source derayonnement synchrotron en radio et en rayons X. La densité de flux de ces rémanents est plus plate que dans le cas des coquilles, l'indice spectral α étant en général de l'ordre de 0,1. Une telle émission se rapproche de celle que l'on trouve dans lesrégions HII, à ceci près que celle des régions HII est d'origine thermique alors que celle de ces rémanents est non thermique, car présentant une polarisation significative. Ces rémanents peuvent aussi présenter une émission thermique, en optique, provenant des éjectas. Mais contrairement aux rémanents à coquille, l'interaction des éjectas avec le milieu ambiant n'est pas visible.
Les rémanents dits composites présentent des caractéristiques communes aux deux types présentés ci-dessus, avec une émission caractéristique des rémanents pleins au centre avec un indice spectral faible, et une émission plus intense en bordure présentant un indice spectral plus important. Un exemple de rémanent composite estSNR G326.3-01.8 (MSH 15-56).Vela (XYZ) le rémanent dont l'objet central est lepulsar de Vela (ou PSR B0833-45) est également classé parmi les rémanents composites.
On a découvert entre 300 et 400 rémanents dans laVoie lactée, ce qui correspond à l'ordre de grandeur attendu étant donné le taux de formation, la durée de vie et les effets de sélection affectant leur détection (on pense qu'il y en a un millier au total dans toute la galaxie). En 2002, l'on compte 84 % de rémanents en coquilles, 4 % de nébuleuses de vent de pulsar et 12 % de composites[réf. nécessaire]. Ces rapports d'abondance sont assez différents de ceux dessupernovas thermonucléaires par rapport àcelles à effondrement de cœur, ce qui montre qu'il n'est pas possible de faire une assimilation simple entre les rémanents en coquilles et ceux issus d'événements laissant derrière eux un résidu compact. La prééminence des rémanents en coquille est probablement due à des effets de sélection : il est plus facile d'identifier un rémanent ayant une structure en coquille à ceux ayant une structure pleine, ces derniers étant souvent difficiles à distinguer derégions HII de forme régulière sphérique.
En termes d'ordre de grandeur, les études des supernovas font ressortir que l'énergie communiquée à un rémanent est de l'ordre de 1044 joules, pour une masse éjectée d'unemasse solaire. Cela fait une vitesse d'éjection de l'ordre de10 000 kilomètres par seconde[Note 2].
Les rémanents se forment à la suite de l'explosion d'une étoile en supernova. L'explosion n'est pas forcément sphérique, mais certains rémanents gardent longtemps une forme extrêmement régulière. L'influence d'une source d'énergie interne (un pulsar central) peut affecter significativement la forme et l'évolution du rémanent. Dans l'hypothèse de l'absence d'une source centrale, on distingue essentiellement quatre phases dans la vie d'un rémanent :
La transition entre la phase I et la phase II se fait lorsque le volume balayé par le rémanent correspond à une masse de milieu interstellaire de l'ordre de la masse éjectée, soit une masse solaire. Avec une densité typique du milieu interstellaire de l'ordre d'unatome d'hydrogène parcentimètre cube, soit une densité de1,6 × 10−21 kg/m3, cela se produit quand le rémanent atteint un rayon de l'ordre de 0,7 × 1017 mètres, soit une petite dizaine d'années-lumière. Avec une vitesse d'expansion alors égale à la vitesse initiale de10 000 km/s, cela correspond à un âge de quelques milliers d'années.
Le volume balayé par le rémanent supposé sphérique et de rayon est :
Ce volume correspond à une masse m dans un milieu de densité μ si :
Avec les données numériques précédemment évoquées, l'application numérique donne le résultat annoncé. Il ne s'agit bien sûr que d'ordre de grandeur, la densité du milieu interstellaire étant très variable selon la région de la Galaxie considérée.La phase de Sedov Taylor proprement dite dure bien plus longtemps, jusqu'à quelques centaines de milliers d'années selon les conditions du milieu environnant. Cela correspond à un facteur numérique près à la durée d'observabilité d'un rémanent, ceux-ci devenant difficilement observables quand leur énergie devient trop faible. Avec un taux de supernovæ de l'ordre de deux par siècle dans notre Galaxie, l'on s'attend donc à un nombre de rémanents de l'ordre de quelques milliers,pas forcément tous observables.
Le milieu interstellaire étant loin d'être homogène, les rémanents ne sont pas nécessairement de forme sphérique : dès qu'ils entrent dans la phase de Sedov-Taylor, la vitesse d'expansion d'une région du rémanent est reliée à la densité du milieu interstellaire de cet endroit. Les rémanents3C 58 et laNébuleuse du Crabe sont des exemples de rémanents non sphériques – mais il s'agit de nébuleuses de vent de pulsar, pour lesquels l’évolution est plus complexe.
La frontière entre le rémanent et le milieu interstellaire est appeléediscontinuité de contact. Cette région est sujette à uneinstabilité dite « de Rayleigh-Taylor ». Cette instabilité génère de laturbulence à l'interface des deux régions, amplifiant lechamp magnétique qui y est présent. Ce champ magnétique provoque une émission radio parrayonnement synchrotron. C'est une raison pour laquelle les rémanents en coquille présentent un maximum de luminosité radio à la frontière entre le rémanent et le milieu interstellaire, la raison principale étant l'accélération de particules à l'onde de choc. La situation inverse se produit dans les rémanents pleins, car le gros de l'émission d'énergie ne provient pas de la frontière du rémanent, mais du probable objet central (l'énergie dupulsar du Crabe correspond par exemple à près de 100 000luminosité solaires). Dans le domaine des rayons X, l'essentiel de l'émission provient du plasma chauffé à très haute température par les ondes de choc.
En l'absence de source d'énergie centrale, l'expansion du rémanent décélère au cours du temps : la vitesse d'expansion reste constante lors de la phase I, puis décroît pendant la phase de Sedov Taylor. Dans ce cas, l'âge du rémanent est toujours inférieur à celui déduit en prenant l'inverse du taux d'expansion. En revanche, en présence d'une source centrale, l'apport d'énergie peut être suffisant pour accélérer l'expansion du rémanent. Dans ce cas, le rémanent peut être plus jeune que ce que son taux d'expansion ne suggère.
La plupart des rémanents de supernova ont d'abord été identifiés dans le domaine radio. La raison est que ceux-ci sont en général situés à proximité duplan galactique, siège d'une très forte absorption dans ledomaine visible ou à plus courte longueur d'onde (rayons X entre autres). Plusieurseffets de sélection ont tendance à biaiser la détection des rémanents :
Des effets dus à la répartition des relevés interviennent aussi. Il existe par exemple plus de grandsradiotélescopes dans l'hémisphère nord que dans l'hémisphère sud, aussi les parties du plan galactique situées à bassedéclinaison sont-elles moins bien observées. À cela s'ajoute le fait que l'émission galactique est moins intense dans la direction opposée aucentre galactique. Les rémanents à faible brillance de surface sont ainsi plus faciles à détecter à l'opposé du centre galactique que vers celui-ci. Les rémanents les plus brillants ont probablement déjà tous été découverts. Il est estimé qu'un rémanent aussi lumineux que la Nébuleuse du Crabe serait détecté même s'il était à l'autre bout de la Galaxie. Cependant, cela ne signifie pas que tous les rémanents jeunes ont été découverts.SNR G327.6+14.6, le rémanent deSN 1006 est d'un âge comparable à la Nébuleuse du Crabe, mais bien moins brillant. Sa détection doit surtout à sa relative proximité duSystème solaire (de l'ordre de deux kiloparsecs).
Les rémanents de supernova sont aussi couramment observés en rayons X, avec des observatoires spatiaux tels queChandra,XMM-Newton, ouSuzaku. Ces observations permettent d'analyser la composition des éjectas, et donc d'étudier lanucléosynthèse stellaire.
Depuis peu, les rémanents de supernova sont également détectables en rayons gamma, avec notamment la percée de l'observatoireHESS depuis 2004. L'observatoire de prochaine générationCTA permettra d'observer des rémanents de supernova à des énergies allant jusqu'à plus de100 TeV. Ces observations permettent d'analyser la présence de particules énergétiques, et donc d'étudier l'origine durayonnement cosmique galactique.
