Hypernova

En astronomie, une hypernova, ou supernova superlumineuse (nom plus courant dans les publications récentes, abrégé SNSL, ou en anglais SLSN pour superluminous supernova), est une explosion qui libérerait l'énergie de plus de 100 supernovas, soit environ 10⁴⁶ joules^[1]. Il s'agirait des explosions les plus puissantes de notre Univers depuis le Big Bang^[2]. Depuis la fin des années 1990, le terme désigne plus spécifiquement l'effondrement en fin de vie d'une étoile exceptionnellement massive. Ces étoiles sont très rares et il est estimé qu'une hypernova se produit dans la Voie lactée seulement une fois tous les 200 millions d'années^[1].

Dans une hypernova, le cœur de l'étoile s'effondrerait sur lui-même pour former un trou noir, produisant alors deux jets de plasma extrêmement énergétiques émis aux pôles de rotation de l'étoile à une vitesse proche de celle de la lumière. Ces jets émettent d'intenses rayons gamma et pourraient expliquer l'origine des sursauts gamma.

Histoire

Avant les années 1990, le terme « hypernova » est utilisé occasionnellement pour décrire les explosions hypothétiques extrêmement énergétiques d'étoiles très massives de population III. Il est également utilisé pour décrire d'autres évènements extrêmement énergétiques tels que la fusion de trous noirs supermassifs.

En 1998, Bohdan Paczyński suggère un lien entre les sursauts gamma et les jeunes étoiles massives et propose d'utiliser le terme « hypernova » pour la partie visible de ces sursauts gamma^[3]. Il affirme également que l'énergie de tels événements pourrait être jusqu'à plusieurs centaines de fois supérieure à celles des supernovas connues^[3]. À peu près au même moment, une autre étude, présentant diverses supernovas très lumineuses décrites comme des hypernovas mais pas nécessairement associées à des sursauts gamma, est publiée^[4]. Au début des années 2000, d'autres études similaires sont publiées et le terme « hypernova » est peu à peu adopté par la communauté scientifique^[5]^,^[6]^,^[7].

Le 29 mars 2003, une grande quantité de rayons gamma est observée en provenance de la constellation du Lion par le High Energy Transient Explorer (HETE-II). Environ 1 h 30 plus tard, une lumière brillante est détectée dans la même direction par un télescope de l'Observatoire de Siding Spring, en Australie, de même qu'au Japon. Un spectre détaillé de cette émission est effectué par le spectromètre du télescope Kueyen de l'Observatoire du Cerro Paranal au Chili. Ce nouveau phénomène est alors nommé « hypernova » par des chercheurs de l'Observatoire européen austral^[8].

De nouvelles études sur ces types de supernovas très lumineuses laissent croire que certaines d'entre elles sont dues à des supernovas par production de paires d'étoiles très massives de faible métallicité^[9]^,^[10].

Causes

Les théoriciens ont mis au point plusieurs hypothèses pour expliquer la formation d’hypernovas. Parmi ces dernières se retrouve l'explosion d'une étoile très massive en rotation rapide ou baignée dans un champ magnétique puissant. Une autre explication est une collision ou une fusion des deux étoiles d'un système binaire^[2]. Malgré l'origine encore mal connue des hypernovas, le résultat est la formation d'un trou noir et la libération d'une très grande quantité d'énergie, principalement sous la forme de rayons gamma^[2].

Une grande variété de modèles sont proposés pour expliquer les hypernovas. Parmi ceux-ci, les modèles de type collapsar et CSM sont les plus acceptés.

Collapsar

Article détaillé : Collapsar.

Le mot collapsar, contraction de l'anglais collapsed star (« étoile effondrée » en français), était autrefois utilisé pour désigner le produit final de l'effondrement gravitationnel stellaire, un trou noir stellaire. Le mot est maintenant utilisé pour faire référence à un modèle spécifique pour l'effondrement d'une étoile en rotation rapide. Le modèle collapsar est un type d'hypernova qui produit un objet gravitationnellement effondré, ou tout simplement un trou noir. Lorsque l'effondrement du noyau se produit dans une étoile suffisamment massive, l'énergie de l'explosion est insuffisante pour expulser les couches externes de l'étoile.

Modèle CSM

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Presque toutes les observations d'hypernova présentent des spectres semblables à des supernovas de type Ic ou IIn. Ces dernières ne seraient pas associées à des sursauts gamma.

Notes et références

↑ ^{a et b} (en) S. K. Basu, Encyclopaedic Dictionary of Astrophysics, Global Vision Publishing Ho, 2007, 418 p. (présentation en ligne, lire en ligne), p. 204-205.
↑ ^{a b et c} (en) : Dr. Barbara Mattson, Dr. Jim Lochner, Meredith Gibb, « Brighter than an Exploding Star, It's a Hypernova! », sur imagine.gsfc.nasa.gov, NASA's Goddard Space Flight Center, 27 septembre 2004.
↑ ^{a et b} Paczyński 1998, p. L45.
↑ (en) K. Nomoto, K. Iwamoto, P. A. Mazzali, H. Umeda, T. Nakamura, F. Patat, I. J. Danziger, T. R. Young et al., « A Hypernova Model for the Supernova Associated with the Big γ-Ray Burst of 25 April 1998 », Nature, vol. 395, n^o 6703,‎ 1998, p. 672–674 (DOI 10.1038/27155).
↑ (en) K. Iwamoto, T. Nakamura, K. I. Nomoto, P. A. Mazzali, I. J. Danziger, P. Garnavic, R. Kirshner, S. Jha et al., « The Peculiar Type Ic Supernova 1997ef: Another Hypernova », The Astrophysical Journal, vol. 534, n^o 2,‎ 2000, p. 660–669 (DOI 10.1086/308761).
↑ (en) P. A. Mazzali, J. Deng, K. Maeda, K. Nomoto, H. Umeda, K. Hatano, K. Iwamoto, Y. Yoshii et al., « The Type Ic Hypernova SN 2002ap », The Astrophysical Journal, vol. 572, n^o 1,‎ 2002, L61–L65 (DOI 10.1086/341504).
↑ (en) P. A. Mazzali, J. Deng, E. Pian, D. Malesani, N. Tominaga, K. Maeda, K. I. Nomoto, G. Chincarini et al., « Models for the Type Ic Hypernova SN 2003lw associated with GRB 031203" », The Astrophysical Journal, vol. 645, n^o 2,‎ 2006, p. 1323–1330 (DOI 10.1086/504415).
↑ (en) Jens Hjorth, Chryssa Kouveliotou, Palle Møller et Jesper Sollerman, « Cosmological Gamma-Ray Bursts and Hypernovae Conclusively Linked - Clearest-Ever Evidence from VLT Spectra of Powerful Event », sur eso.org, European Southern Observatory, 18 juin 2003.
↑ (en) A. Gal-Yam, P. Mazzali, E. O. Ofek, P. E. Nugent, S. R. Kulkarni, M. M. Kasliwal, R. M. Quimby, A. V. Filippenko et al., « Supernova 2007bi as a pair-instability explosion », Nature, vol. 462, n^o 7273,‎ 2009, p. 624–627 (DOI 10.1038/nature08579).
↑ (en) D. Kasen, S. E. Woosley et A. Heger, « Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout », The Astrophysical Journal, vol. 734, n^o 2,‎ 2011, p. 102 (DOI 10.1088/0004-637X/734/2/102).

Bibliographie

: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

(en) B. Paczyński, « Are Gamma-Ray Bursts in Star-Forming Regions? », The Astrophysical Journal, vol. 494, n^o L45–L48,‎ 1998 (DOI 10.1086/311148, lire en ligne)
(en) A. I. MacFadyen et S. E. Woosley, « Collapsars: Gamma-Ray Bursts and Explosions in "Failed Supernovae" », The Astrophysical Journal, vol. 524, n^o 1,‎ octobre 1999, p. 262–289 (DOI 10.1086/307790, résumé, lire en ligne).
(en) Stanford E. Woosley et T. A. Weaver, « Theoretical Models for Supernovae », Supernovae: Survey curr. res.: NATO:Cambridge, vol. 81,‎ novembre 1982, p. 79 (résumé)

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes

[EDA-1] {a et b} (en) S. K. Basu, Encyclopaedic Dictionary of Astrophysics, Global Vision Publishing Ho, 2007, 418 p. (présentation en ligne, lire en ligne), p. 204-205.

[NASA-2] {a b et c} (en) : Dr. Barbara Mattson, Dr. Jim Lochner, Meredith Gibb, « Brighter than an Exploding Star, It's a Hypernova! », sur imagine.gsfc.nasa.gov, NASA's Goddard Space Flight Center, 27 septembre 2004.

[Paczyński-3] {a et b} Paczyński 1998, p. L45.

[4] (en) K. Nomoto, K. Iwamoto, P. A. Mazzali, H. Umeda, T. Nakamura, F. Patat, I. J. Danziger, T. R. Young et al., « A Hypernova Model for the Supernova Associated with the Big γ-Ray Burst of 25 April 1998 », Nature, vol. 395, n^o 6703,‎ 1998, p. 672–674 (DOI 10.1038/27155).

[5] (en) K. Iwamoto, T. Nakamura, K. I. Nomoto, P. A. Mazzali, I. J. Danziger, P. Garnavic, R. Kirshner, S. Jha et al., « The Peculiar Type Ic Supernova 1997ef: Another Hypernova », The Astrophysical Journal, vol. 534, n^o 2,‎ 2000, p. 660–669 (DOI 10.1086/308761).

[6] (en) P. A. Mazzali, J. Deng, K. Maeda, K. Nomoto, H. Umeda, K. Hatano, K. Iwamoto, Y. Yoshii et al., « The Type Ic Hypernova SN 2002ap », The Astrophysical Journal, vol. 572, n^o 1,‎ 2002, L61–L65 (DOI 10.1086/341504).

[7] (en) P. A. Mazzali, J. Deng, E. Pian, D. Malesani, N. Tominaga, K. Maeda, K. I. Nomoto, G. Chincarini et al., « Models for the Type Ic Hypernova SN 2003lw associated with GRB 031203" », The Astrophysical Journal, vol. 645, n^o 2,‎ 2006, p. 1323–1330 (DOI 10.1086/504415).

[8] (en) Jens Hjorth, Chryssa Kouveliotou, Palle Møller et Jesper Sollerman, « Cosmological Gamma-Ray Bursts and Hypernovae Conclusively Linked - Clearest-Ever Evidence from VLT Spectra of Powerful Event », sur eso.org, European Southern Observatory, 18 juin 2003.

[9] (en) A. Gal-Yam, P. Mazzali, E. O. Ofek, P. E. Nugent, S. R. Kulkarni, M. M. Kasliwal, R. M. Quimby, A. V. Filippenko et al., « Supernova 2007bi as a pair-instability explosion », Nature, vol. 462, n^o 7273,‎ 2009, p. 624–627 (DOI 10.1038/nature08579).

[10] (en) D. Kasen, S. E. Woosley et A. Heger, « Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout », The Astrophysical Journal, vol. 734, n^o 2,‎ 2011, p. 102 (DOI 10.1088/0004-637X/734/2/102).

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v · m Étoile à neutrons
Types	Radio-quiet (en) Pulsar
Pulsars isolés	Magnétar Sursauteur gamma mou Pulsar X anormal RRAT
Pulsars binaires	Binaire X Binaire X Sursauteur X Liste (en) Milliseconde Binaire Be/X Accélération de la rotation d'une étoile à neutrons
Propriétés	Blitzar Sursaut radio rapide Accrétion de Bondi Sursaut gamma Glitch Neutronium Oscillation d'étoile à neutrons Pulsar optique Pulsar kick (en) Oscillations quasi périodiques Étoile relativiste Processus rp Starquake (en) Timing noise (en) Limite d'Oppenheimer-Volkoff Processus Urca
Articles liés	Objet compact Étoile étrange Étoile exotique Supernova Rémanent de supernova (voir aussi supernova (en)) Hypernova Quark-nova Naine blanche Trou noir stellaire (voir aussi Trou noir) Étoile radio Planète de pulsar Nébuleuse de vent de pulsar Objet de Thorne-Żytkow
Découverte	LGM-1 V779 Centauri Historique des naines blanches, des étoiles à neutrons et des supernovas Liste de pulsars notables
Satellite investigation	Rossi X-ray Timing Explorer Fermi Gamma-ray Space Telescope Compton Gamma-Ray Observatory Chandra
Autre	Navigation basée sur des pulsars X Tempo software program (en) Astropulse The Magnificent Seven

v · m Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux	Classes de types spectraux : Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue bleue (O0-A0) jaune (fin A0 - début K0) rouge (K0-M0) Supergéante (I) : bleue (OI-BI) blanche (AI) jaune (FI-GI) rouge (KI-MI) Géante lumineuse (II) Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII) rouge (KIII-MIII) Sous-géante (IV) Naine (séquence principale = V) : bleue (OV) bleu-blanc (BV) blanche (AV) jaune-blanc (FV) jaune (GV) orange (KV) rouge (MV) Sous-naine (VI) : Type O (OVI) Type B (BVI) Naine (stade évolué) : bleue blanche rouge noire Classes particulières : Étoile de type solaire Naine brune (objet substellaire)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile B[e] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Branche des géantes rouges Bande d'instabilité Blue loop Red clump Branche asymptotique des géantes Étoile post-AGB Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent