une supernova très brillante dans le Grand Nuage de Magellan

SN 1987A : une supernova très brillante
dans le Grand Nuage de Magellan
La découverte
(GNM)a suscitéune
trèsbrillante
d'unesupernova
dansle GrandNuagede Magellan
,le 24 iévrier1987,de l'explosion
agitation
euphorique
astronomique.
En effet,un tel événement
sansprécédent
au seinde la communauté
cataclysmique,
visibleà l'æi
nu, ne se produitqu'environ
une foislous les 250 ans et celuidu moisde février1987a conduità la premièredétection
de neutrino
extragalactiques
émis au coursde I'effrondrement
du noyaud'uneétoilemassive.De plus,SN 1987Aa fourniaux astronomes
une
occasionuniquede sonderspectroscopiquement
lesmilieuxinterstellaires
et intergalactiques
surunedistance
de 165000années-lumi
re.
(y , X,
Actuellement,
les théoriciens
réalisées
dansles diversdomainesspectraux
tententde concilierles nombreuses
observations
visible,infra-rouge,
radio)avec les modèlesd'évolution
fatale.Nous présenton
d'étoilesmassivesjusteavantet aprèsI'explosion
ci-aorèsun résumédesobservations
lesorofetsd'observations
futures.
et des résultats
déiàobtenuset nousdécrivons
SN 1987A: un événementtout à fait
inattendu.
Selon les statistiquesayant trait aux
apparitionsde supernovaedans des
galaxiesvoisines,4 supernovae
galactiquesseulement
devraient
êtrevisiblesà
l'oeilnu,en l'espacede 1000ans,parun
observateur
terrestre.
La surprisea donc
été très grandeau sein de la communauté astronomique,lorsque, le 24
février1987,un télégramme
de l'Union
(UAl) nous
Astronomique
Internationale
a apprisqu'unesupernova
de magnitude
visuellevoisinede 4.5.c'est-à-dire
facilement visibleà l'æil nu, était apparue
dans le GrandNuagede Magellan.En
réalité,troisdécouvertes
indépendantes
de cet événementont été annoncées
n o 4 3 1 6d e l ' U A l .L a
dans la c ir c u l a i re
premièresupernovade l'an 1987a été
identifiéepar lan Shelton(astronome
à
la station de I'Universitéde Toronto
de Las Campasituée à l'Observatoire
nasau C hi l i ),l e 24| évri erà 5,5T.U .,sur
un clichéphotographique
obtenuavec
de 25 cm. La mêmenuit,
un astrographe
Ocar Duhalde (assistantde nuit au
même observatoire
américainde Las
Campanas)
et AlbertJones(astronome
amateurà Nelsonen Nouvelle-Zélande)
SN 1987Aà I'ceilnu à 4,8
ont découvert
h et 7.9 h T.U.respectivement.
de SN 19874constitue
un
L'apparition
événementvraiment unique. le taux
de supernovae
dansle GNM
d'apparition
unetousles500anset la
étantd'environ
dernièreobservationd'une supernova
brillante
remontant
à I'an1604.La supernova qui avaitété observéeil y a 383
ans est apparuedans la constellation
dansla direction
du centre
d'Oohiuchus.
de notreGalaxie,à une distanced'enviDes obserron 30 000 années-lumière.
vationsde SN 1604ont été décritespar
contemKépleret d'autresastronomes
pas encore
porainsqui ne disposaient
de télescope.
(GNM).
Nuage
deMagellan
Figure
1-Position
schématique
deSN1987A
dansleGrand
quia conduit
a eulieudanslanuitdu23au24
dansleGNM
L'explosion
stellaire
à I'apparition
deSN1987A
(PNM)
delaVoieLactée,
satellites
deMagellan
sontdeuxgalaxies
tévrier
1987,
LeGNMet le PetitNuage
parlasupernova
a
Puisque
lalumière
émise
approximative
de165000années-lumière.
situées
à unedistance
pendant
telqu'ils'est
dansleGNM
voyagé
165000années,
nousobservons
cephénomène
cataclysmique
visibles
produit
à I'oeil
LeGNM
sontdeuxgalaxies
I'apparition
del'Homo-Sapiens
surTerre.
etlePNM
avant
nudanslecieldeI'hémisohère
austral.
Lc Grond N uoge
de Mogctl on
Su p crnovo 19874
21.000A.L.
a.r-.
â lro.ooo
\
Lc Petit Nuoga
dc Mogclton
.
g
84
A.L.
100.000
lmmédiatement
après la découver
de SN 1987A,la plupartdes télescope
radio et optiquesde I'hémisphère
sud
onl été pointésvers cet objeten évolu
tion très rapide.Par chance,plusieu
photographies
du GNM ont été prise
justeavan
dansdifférentsobservatoires
et aprèsl'explosion.
La positionde SN
19874 est évidentesur la figure2. La
figure3 illustre,avecplusde détails,la
régiondu ciel près de 30 Doradusdix
ans avantet troisjoursaprèsI'explosi
stellaire.
Ces photograhie
onl été prise
à I'EuropeanSouthern Observato
(E .S .O.)
au C hi l i .
Le précurseurde SN 1987A
Toutes les étoiles appartenantaL
GNM s'éloignentde nous avec un€
vitessemoyennede 260 km/s, et son
situées,en bonneapproximation,
à le
même distanced : 165 000 + 10 00C
années-lumière
de nous.La mesurede
la vitesseradialede SN 19874,situé
dansl a di recti on
d u G NM ,nousindiqu
que cet objet appartientaussi à cett
galaxie,d'oùnousdéduisons
unemêm
distancede 165 000 années-lumi
oourla suoernova.
dan
Cecinouspermetde représenter
un diagrammedonnantla magnitud
absolueen fonctionde la températu
effective,connu sous le nom de dia
grammede Hertzsprung-Russell,
cha
que étoi l ememb r edu G NM ainsique
On sai
SN 1987Aet son précurseur.
que dans un tel diagramme,
les point
ne sontpasdistr
représentatifs
d'étoiles
buésau hasardmaissontsituéssurdes
trajetsd'évolutionthéoriquesqui son
ini
fonctions
des conditions
uniouement
tiales (masse, compositionchimiqu
le
de pouvoiridenti{ier
etc.).A condition
précurseurde SN 19874,nous avon
les
uneoccasionuniquede comprendre
d'uneétoil
derniersstadesd'évolution
massive.
bleu
Trèsvite,uneétoilesupergéante
12, 2,connuesou
vi suelle
de magni tude
le nom de Sk - 69o202,a éTéidentifié
commele meilleurcandidatprécurse
Un examentrès détaillédes photogr
phiesobtenuesavantI'explosion
montr
que cette étoile avait 2 compagno
à 3" et 1,5".De
situésrespectivement
mesures astrométriquestrès précise
que
meilleure
indiquent,
à une précision
parfaiteentrele
0,1",une concidence
P ul s arno666 - Mai -J ui n198
positionsde SN 1987Aet Sk - 690202.
En outre,les donnéesspectroscopiques
obtenuesen avril 1987avec le satellite
quelesdeux
IUE(1) montrent
clairement
compagnonsde Sk - 690202 sont
encore présentset que c'est bien la
supergéante
bleuequi a disparu.Après
quelques moments d'hésitation,on
admet maintenantque Sk - 690202 est
bienl'étoile"précurseur"
de SN 1987A.
Pourtant,d'aprèsles modèlesstandardsd'évolution
stellaire,
il n'étaitgénéralementpaS prévu que le précurseur
puisseêtre une superd'unesupernova
géantebleue.Les théoriciens
ont donc
étéconfrontésà devoirexpliquer
ce comportement"exotique"de Sk - 690202.
Commentse peut-ilqu'unesupergéante
bleueail donnénaissance
à une supernova?
La naissanced'une supernovaou la
mort d'une étoilemassive.
Les supernovaesont généralement
réparties
en deuxclassesprincipales
I et
ll. Les supernovaede type I sont obser
vées dans des galaxiesspirales,elliptiqueset irrégulières.
Le premiertype,la,
résulteprobablement
d'uneaccrétion
de
matièrepar une naineblanchemembre
d'un systèmebinaireserré (figure5),
tandisque le type lb correspondrait
au
stadeexplosiffinald'uneétoilede type
Wolf-Rayetdépourvued'hydrogèneen
surface.Le spectrede ces supernovae
ne présenteaucuneraied'hydrogène
en
absorption.
ll se faitquecesraiesontété
très vite détectéesdans le spectrede
( 1) I n t e r n a t i o n aUl l t ra vio leExp
t
lo r e r
P u l s a rn o6 6 6 - M a i- Ju in1 9 8 8
Figure
2-LeGrand
Nuage
deMagellan
etSN1987A.
SurcettephotoduGrand
Nuage
deMagellan,
la supernova
SN1987A
brille,
deuxjoursaprès
l'explosion
fatale,
desesfeuxlesplusétincelants.
parC.Masden
Cecliché
a étéobtenu
le25février
à th T,U.avecun
photographique
appareil
(pose
detypeHasselbad
de20minutes
suruneémulsion
Agfachrome
1000
RS)à
l'Observatoire
(Chili).
Aushal
Européen
Lasupernova
a alorsatteint
unemagnitude
de4,5etestdevenue
un
obietfacilement
visible
à l'oeilnu.SN1987A
quisoitapparue
estlaplusbrillante
dessupernovae
depuis
383
(30Doradus)
quiressort
ans.LaTarentule
aussi
trèsbiensurcecliché
géante
estunenébuleuse
d'hydrogène
quiestionisé
parunamas
(cliché
d'étoiles
chaudes
ESO).
Figure
3-Environnement
immédiat
deSN1987A
avant
l'explosion.
etaprès
photographiques
Cesdeuxclichés
obtenus
avecletélescope
deSchmidt
del'ESO
illustrent
I'apparition
soudaine
deSN1987A
dansleGNM.
(dedroite)
Lecliché
degauche
a étéprisparH.E.
Schuster
etO.Pizarro
(G.Pizarro)
suruneémulsion
lla-OetavecunfiltreUGI(GG385)
lorsd'uneposede60(15)minutes,
le9
(26tévrier
décembre
1977
1987
à t h 25mn
T.U.).
Laposition
exacte
duprécurseur
deSN1987A
estrepérée
sur
lecliché
degauche
aumoyen
d'une
flèche.
Entre
lesdeuxinstants
oùlesclichés
ontétépris,laluminosité
de
SN1987A
quecette
a augmenté
deplusd'unfacteur
1500.
D'autres
documents
ontmontré
évolution
abrupte
a
(Clichés
eulieuenmoins
de24heures
ESO).
85
SUPERNOVA
REMNANTS
ANDTHEINTEhSTELLAR
MEDIUM
Editedby R.S. ROGERet T.L. LANDE CK E R
Lessupernovae
et leursrémanents
jouentun rôle essentieldans l'évolution du disquegalactique
en y injectant des éléments lourds et des
rayonscosmiqueset en fournissant
de l'énergie
à la matièreinterstellaire.
Le milieuenveloppant
une supernova et leurs débrisfut le thème du
Colloqu en o 1 0 1 d e l ' U .A.l te
. nuen
juin1987.Le livreestle compte-rendu
des travauxprésentés
à ce colloque,
travauxthéoriques
aussibien qu'observationnels.
Avec I'intérêtsoulevé
par SN 1987Ale bilande cestravaux
est particulièrement
bienvenu.
THECRAB
NEBULA
AND
RELATED
SUPERNOVA
REMNANTS
Edited by Minas C. KAFTOS and
Ric har d
B .C .H EN R Y
La Néb u l e u sdeu C ra b eM
, 1 , e s tl e
plus importantrémanentde supernovadu ciel.Depuisle colloqueà elle
seuleconsacrée,
en 1970,les CCD,
les progrèsde la radio-astronomie
et
de I'astronomie
des rayons X ont
fourniune floppéede haute qualité
d'informations
spectrales
et morphologiques.
Le pointse devaitd'êtrefait
et ce fut le thème de travaild'un
colloquetenu à I'Université
Georges
Masonen octobre1984.
L'ouvrage
présentéiciest le "up-todate"de I'astronomie
des rémanents
de supernovae
; les nouvellesidées
regroupées
ici incluentles rémanents
de type nébuleuses-du-Crabe
du
GrandNuagede Magellan,
le modèle
magnétothydrodynamique
de radiation du Crabeet le fameuxiet de la
Nébuleusedu Crabe.Des données
r ec ueilli epsa r l e s s a te l l i tels.U .E ,e t
l.R.A.S.
sontincluses
dansce livre.
Cambridge
University
86
Figure
4 -Leprécurseur
deSN|987A.
Leprécurseur
de SN1987A
estidentifié
surcettephotographie
obtenue
en lumière
rougeà l'aidedu
télescope
deI'ESO
de3,ôm,le6 décembre
1979.
ll s'agit
del'étoile
0Bde12e
magnitude
cataloguée
en196
parSanduleak
sourladénomination
Sk-690202,
Desobservations
q! coursdesannées
faites
à l'ESO
197
quecette
montrent
éloile
estdetypeB3l,c'est-à-dire
detempérature
etfective150000K,
derayon3 1012c
del umi nosi té'
l 05toi
1,3 scel l eduSetdemasse
ol ei l
l 5massessol ai res. Uneanalysedét ai
queleprécurseur
possédait
a toutefois
révélé
deuxcompagnons
stellaires.
0nvoitqueI'image
deSk.6902
peuallongé
estquelque
dansla direction
N.0dufaitqu'undescompagnons
(mv 15,3)
eslsltuéà une
distance
de3" danscettedirection.
Unetroisième
étoile(mv15,7)
a étédécouverte
à .l,5"auS-EdeSk
quelesimages
Notons
stellaires
surcettephotosontsituées
trèsprèsduborddelaplaque
-690202,
oùla
miseaupointestmoins
bonne,
cequiexplique
leurallongement
(Cliché
ESO).
SN 1987A et on sait par ailleursque
celles-ci
sontcaractéristiques
du spectre
dessupernovae
de typell. Cesdernières
sontattribuées
à I'explosion
d'uneétoile
massivedontle noyaude fer s'effondre.
L'ondede chocqui accompagne
le collapse produitI'expulsion
cataclysmique
(figure6). ll est
des couchesextérieures
dès lors intéressantde comparerles
observations
de SN 1987Aavec celles
typiquesdessupernovae
de typell.
Observations photométriques et
spectroscopiquesde 1987A
Faisantsuiteà l'évolution
très raoide
aussibiende sa courbede lumièreoue
de son spectre,SN 1987Aapparaîtêtre
particulière
une supernova
de typell. La
figure7 représente
la courbede lumière
visiblede SN 19874jusqu'àenviron300
joursaprèssa découverte.
Au toutdébut,
on peutnoterlescaractéristiques
suivanles :
'1)Après I'effrondrement
du noyaustell ai requis' estproduilte23tévri erà7,35
h T.U .(un si gnalneut r inique
dontnous
reparlerons
ci-aprèsa été détectéà cet
instant précis),Ia luminositéde SN
19874 a augmentéde manièretrès
abrupte.Un premiermaximumde luminositévisuelleétaitatteintle 28 févrie
au momentoù l'ondede choca traversé
la photosphère
de l'étoile.
Cependant,
la
luminosité
du picétaitenviron7 foisplus
faibleque celleprévuepourune super
nova de type ll. De plus, la radiatio
ultraviolette
émisepar SN 1987Aa diminuéde pl usd' unfa ct eur1000en m oins
de troisjours alorsqu'enmêmetemps
l'objetapparaissait
de plusen plus brillantdansle rougeet l'infra-rouge.
2) Dès le deuxièmejour après I'explo
sion,de très largesprofilsde raiesde
type P Cygniont été détectéespour les
raiesde la sériede Balmerde I'atome
d'hydrogènedans le spectre de SN
19874 (figure8). Commenous I'avons
signaléplushaut,des vitessesd'expan
sion extraordinaires
ont été mesurées:
celles-ci
ontatteint30 000km/s.
Afin de rendrecomptedu développe
mentrapidede la courbede lumièrede
P ul sarno666 - Mai -J ui n1988
SN 1987A,les théoriciens
ont suggéré
que le précurseurdevait être un objet
beaucoupplus compactq'une supergéanterouge.Pour le cas d'un précurseur possédantune atmosohèretrès
dense,commecelled'unesupergéante
bleue, une grande partie de l'énergie
émiselorsde l'explosion
seraitdissipée
sous forme d'énergiecinétiqueau lieu
d'être rayonnéedans le spectreélectromagnétique,et c'est exactementce qui
a été observépourSN 1987A.Uneestimationde l'énergiecinétiquqdeI'enveloppe en expansionpour cette supern ov ac onduità un ev a l e u d
r ' e n v i ro1n0 5 1
ergs alors qq^el'énergierayonnéeest
estiméeà 10oë.ergs
dansle visibleet à
10*'erS'.dansl'ultra-violet.
Untel scénario perniêtde rendrecomptede la faible
luminosité
de maximumvisuelobservé5
jours aprèsl'explosionde Sk - 690202.
ll faut noterici que le déclinrapidede la
radiationUV et l'accroissement
du flux
lumineuxaux grandeslongueurs
d'onde
sont dus au refroidissement
rapide de
I'atmosphère
en expansion.
L'analysede photographiesdirectes
correspondant
à la phasepré-explosive
et des spectresde SK - 690202 obtenus au moyend'un prisme-objectif
ont
apportéde nouveauxrésultatsintéressants. Premièrement,
aucun signe de
variabilitéphotométrique
ou spectroscopiquen'a été détectépourcetteétoileau
coursdes dernièresdécennies.une raie
d'azote très marquée a toutefois été
identifiéedans le spectredu précurseur.
Des analysesspectralesd'autressupergéantesbleuesdu GNM montrentaussi
que certaines
d'entreellesontdesabondances élevées en éléments lourds
(He,N,etc. ). par ailleurs,des études
théoriquesont montréque des modèles
d'étoilesmassives(M=15-20 masses
solaires)sujettesà des phénomènes
de
E x p lo sio nd ' u n e su p e r n o vo
d e typ e la
ndina blonche
comPognon
@
g
il
(
à\
(t
\
Z
, \ l-4,/
/\x
cxplosion
1-
\
Figure
phases
5- Lesditférentes
deI'explosion
d'une
supernova
detypela.
pensent
Lesastrophysiciens
quelessupernovae
detypelasontproduites
dansdessystèmes
binaires
au seindesquels
unenaineblanche
constituée
de carbone
et d'oxygène
anache
graduellement
géante
delamatière
à l'atmosphère
desoncompagnon(!).
Unenaine
blanche
est
ufossile
, dontlerayon
uneétoile
estcomparable
à celuidelaTerre
etsamasse
à celle
duSoleil.
Lamasse
volumique
parcm3.
d'unetelleétoile
estdoncd'environ
1 tonne
C'estlapression
dûe
quiempêche
auxélectrons
dégénérés
untelobjetd'êtrecomprimé
davantage.
Cependant,
lorsque
la masse
de la naineblanche
atteint
la valeur
critique
de1,4masse
solaire,
l'étoile
s'eftondre
( lD Unstade
littéralement
decombustion
provoque
nucléaire
explosivee
alors
ladislocation
dela
.
(!!) . Lamatière
naine
blanche
decelle-ci
estdispersée
($ . Laforme
danslemilieu
interstellaire
delacourbe
delumière
d'unesupernova
detypelatraduit
quantité
lafaçondontuneénorme
d'énergie
estrayonnée
à lasuitedeI'explosion.
Lamagnitude
visuelle
absolue
dumaximum
estde
I'ordre
queleSoleil.
de-18,7,
soit10'toisplusbrillante
Après
lemaximum,
lacourbe
delumière
présente
undéclin
rapide.
(),
disp.rsionde lq ftotiarc
donr l. milicu inlcrstafioirc
Courbe de lo lumiê.9
d une supcrnovq d. typc.Ia
phases
Figure
6 - Lesdittérentes
deI'explosion
d'une
supernova
detypell
Aucoursdesonévolution,
uneétoile
traverse
uneseriedephases
decombustion
nucléarre
pardesphases
centrale
gravifique
séparées
de contraction
qul
du noyau.
3
Cescombustions,
progressivement
altèrent
la composition
plus
chimique
descouches
centrales,
sontd,autant
6
quelamasse
nombreuses
initiale
estélevée.
Dans
lenoyau
d'une
étoile
demasse
supérieure
à l0
I
masses
Iesatomes
solaires,
d'hydrogène
onttormé
desatomes
d'hélium,
eux-mêmes
transtormés
jusqu'à
puisenoxygène
présente
encarbone,
latormation
dufer.L'étoile
alorsunestructure
en
pelures
d'oignon
: lecæurdel'étoile
estentouré
'
decouches
constituées
d'éléments
dontlepoids
pouruneétoile
atomique
diminue
versI'extérieur
(silicium,
aluminium..,
hyclrogène)@.
de8 à l0
masses
solaires,
lephénomène
desupernova
estassocié
audémanage
explosif
delacombustion
E xptosi ond'une supernov o
deI'oxygène
danslenoyau
encontraction
rapide
à lasuiteduphénomène
deneutronisation.
Le
de typen
phénomène
desupernova
dansuneétoile
demasse
supérieure
à 10masses
solaires
seproduit
lorsque
lenoyau
defer,demasse
supérieure
à la masse
limitedeChandrasekhar,
entame
une
torcc, de grovité
parla réduction
contraction
accélérée
delapression
électronique
dûeauxcaptures
d'électrons.
couche extérigurl
Lesnombreux
neutrinos
libérés
lorsdesprocessus
decapture
s'accumulent
dansune,(neutrinosr. Lorsque
phère
lamasse
volumique
centrale
atteint
unevaleur
typique
delavaleur
nucléaire,
le
collapse
estbrutalement
freinéalorsqu'ilresteaussiimportant
danslazoneexterne
dunoyau.
Uneondedechocprendnaissance;
ellepossède
pour
uneénergie
éventuellement
suffisante
lescouches
éjecter
extérieures
aunoyau
etdonne
lieuaprès
environ
I 0-aseconde
auphénomène
toace duc
desupernova,
L'onde
dechocpeutaussiêtretropfaiblemais,grâce
à laditfusion
desneutrinos oydu de tei gozeuseoux paassions début de
ct rodidtivc
l'ctfond.cm.ntd? l'étoilc
horsdelaneutrinosphère,
ellepeutsetranstormer
enuneondedechocsuttisamment
énergétique.
L'explosion
survient
alorsaprèsundélaitypique
dutemps
deditfusion
desneutrinos
soitde
étoilc à neutronl
(l[) . Desvitesses
I'ordre
de1 seconde
d'expansion
del'ordrede30000km/sontétémesurées
partir
prolils
à
de l'analyse
de
pourlesraiesdela sériede
deraiesdetypeP Cygniobseryés
Balmer
quependant
danslespecter
deSN1987A,
phases
Notons
lespremières
la
deI'explosion,
temtÉratule
et lapression
sontextrêment
pluslourds
que
élevées
detellesortequeleséléments
lefer(uranium,
nickel...)
queleséléments
sontsynthétisés.
0n pense
maintenant
lourdsprésents
surTeneonldûêtresynthétisés
lorsdel'explosion
d'unesupernova,
Danscecontexte,
leSoleil
apparaît
génération,
comme
uneétoiledeleconde
voiredetroisième
formée
à partûdelamatière
(!) . Lamagnitude
dispersée
d'une
supernova
visuelle
absolue
aumaximum
deluminosité
d'une
supernova
detypell vauttypiquement
quelemaximum
soitdixmilletoismoins
lumineuse
-16,6,
C@rbc d. tq lumiêrs
d'unesupernova
detypel. Ledéclinpost-maximum
pas
d'unesupernova
detypell n'esttoutetois
d'unc supernovq d. typctr
queceluid'une
aussi
brutal
supernova
degpel, '
P u l s a rn o6 6 6 - M a i - Ju in1 9 8 8
87
oertes de masse réalisteset caractéri(2),semséesparde faiblesmétallicités
blablesà cellesmesuréesdansle GNM
(environ114de la valeursolaire)conduisent tout riaturellement
à une suoergéantebleuecommeprécurseurd'une
supernovade type ll après une évenà
tuellephasede géanterougeassociée
centralede I'héla fin de la combustion
liumet au stadeinitialde formation
d'une
couchede combustion
de I'hélium.Ces
modèles prévoientaussi que la fréquencedes étoilessupergéantes
bleues
est plusélevéedansle GNMquedansla
Voie Lactée,ce qui est en bon accord
existantes.
aveclesobservations
de la courbe
Un autreaspectinattendu
de lumièrede SN 1987Aest que,après
avoiratteintun premiermaximumle 28
a diminuélégèfévrier1987,sa brillance
ensuiteà partirdu
rementpourremonter
5 mars oendantenviron3 mois. La
magnitudevisuelleapparentedu nouveau maximumétait atteinteaux environs du 24 mai et valait2,8. Comme
l'énergieproduitepar l'ondede choc a
jours,
étélibéréeau coursdes5 premiers
une autre sourced'énergieest nécesde la
sairepourproduirel'augmentation
luminosité
entrele 5 marset le 24 mai.
dans
chrotrondu fait de leuraccélération
trèsintenses.
deschampsmagnétiques
Toutefois,il devientde plus en plus
probable
que l'excèsde lumièreobservé
soitdû à l'énergielibéréepar la désintégration radioactived'isotopesinstables
synthétisésau coursdes toutespremièUne
res phasesqui ont suivil'explosion.
de la courbede lumière
analysedétaillée
(voir figure 7) montreen effet que, à
partir du 140ejour après la découverte
visuellede la
de SN 1987A,la luminosité
a diminuéexponentiellement
supernova
avec une oériodede décroissancede
114 jours,ce qui esten bonaccordavec
de 111,26
la périodede désintégration
joursdu 56Co.
Par ailleurs,dès I'annoncede la
de SN 1987A,des essaisde
découverte
X et Y ont été
détectionde rayonnement
réalisés.Au début,ces essaisont été
vainsdu faitde la tropgrandeopacitéde
de la supernovaà ces
I'atmosphère
mais,à partirdu 15 juin
rayonnements
Ginga(3) a observédu
1987,le satellite
de la
X en Provenance
rayonnement
supernova(cf. circulaireno4447 de
observations
l'UAl).De même,plusieurs
à partird'août1987,
ontmisen évidence,
une émissionde rayonnement
Y à 847
Cependant,si un tel objet existeréellement,il est très probableque I'atmosphère opaqueen expansiondevienne
X
d'abordtransparenteau rayonnement
et radio.Etantdonnéque SN 19874est
de type ll, il
une supernovaparticulière
de prédirele momentprécisà
estdifficile
partir duquel le résidu de I'explosion
deviendra
observable.
Les détectionsde neutrinosen provesans
nance de SN '19874constituent
preuvequ'une
aucundoutela meilleure
étoile à neutronsa bien été forméeau
centrede la supernova.
Premières détections de neutrinos
extra-solaires,
Ainsi que nous l'avons mentionné
page 46, les théoriciens
avaientprévu
et antiune forteémissionde neutrinos
pendanlles phasesde neutroneutrinos
nisation,
de rupturede Ia neutrinosphèr
et de diffusiondes neutrinoshors du
noyau de Sk - 690202. C'étaitdonc
une grandepremièrelorsqu'ungroupe
ont
de physiciens italo-soviétiques
UAIno4323
annoncédanslescirculaires
COURBEDE LUIIIERE DE SN T
""..
t0 0
No m b r cd a jo u r s ,co u lé s
Plusieurssourcesd'énergiepossible
ont été invoquées.Certainsauteursont
visible
suggéréque l'excèsde radiation
oourrait être dû à la recombinaison
d'électronset d'ions dans la matière
électéedu précurseur,enrichieen élémentslourds(N,O,...).D'autresont fait
appel à une sourced'énergiecentrale
par la rotationrapide(période
alimentée
d'une
inférieureà 10 millisecondes)
étoileà neutronspour rendrecomptede
l'évolution
de la courbede lumière.Un
tel pulsarproduiraitdes électronsrelativistes émettant un rayonnementsyn-
(2) La métallicitéest déliniecommeétant la
des éléments
fractionen massede l'ensemble
pluslourdsqueI'hélium.
(3) Le satellilejaponaisGinga a é1é lancé
pourI'observation
en rayonsX
récemmènt
88
delumière
deSN19874
Figure
7-Courbe
visuelle
la magnitude
Cetteligurereprésente
dutemps
enlonction
apparente
dela supernova
descirculaire
sonttirées
Laplupart
desmesures
1987
etlemois
entrele24tévrier
del'UAlpubliées
.|988,
la décroissan
Remarquons
de janvier
entonction
deSN19874
linéaire
dela magnitude
I'explosio
dutemps
à partirdu 140e
iouraprès
dela luminosit
exponentielle
Cette
décroissance
aveccellede
estenbonaccord
dela supernova
y émislorsdeladésintégr
l'émission
derayons
(voirtexte),
tiondu56Co
en56Fe
300
à 0:00TU
l e 23/02/1987
U A Ino4510,4526e|
keV (cf.ci rcul ai res
4527)el à 1238 keV (cf. circulaireUAI
no 4527\.Cesémissionssontuneconséquencedirectede la désintégration
du
56Co en 56Fe. Le flux mesuré Pour
à 847 keV,de l'ordrede 10- '
l'émission
photonscm - 2 s--1 , équivautà la désintégrationde 2,3 10-a massessolaires
de s6Co visible,soitenviron0,3 % de la
quantitéde 56Co qui, d'aprèsla courbe
de lumièreaurait été présenteen aoÛt
visi1987.Toutcommele rayonnement
ble, les raycnsX durstrouventleurorigine dans la dégradationdes rayonsy
qui interagissent
avec la matièrede I'atde la suPernova.
mosphère
raPidede SN 19874
La photométrie
entreprisedans plusieursobservatoires
n'ajusqu'àprésentdonnélieuà la détection d'aucune variabilitéoptique qui
d'unpulsar.
de la présence
témoignerait
(28 fêvrier 1987) et no4332 (6 mars
du
1987)qu'un signalen provenance
GNM avaitété détectéle 23 février1987
du MontBlanc
Neutrino
à l'Observatoire
estsituédans
de neutrinos
Ce détecteur
le tunneldu MontBlancentrela France
de liquidescintil
et l'ltalieet estcomposé
cosmiqu
lateurprotégédu rayonnement
de fond par des Plaquesde fer très
lourdes.Cinq neutrinosont été détectés
le 23 février1987pendantuneduréede
7 secondesà partirde 2h52 mn 37 s
que cet événemen
T.U.et la probabilité
soitdû au hasarda été évaluéà une fois
tousles 10 000ans.
La surprisefut encore Plus grande
lorsqu'unautre groupeaméricano-jap
nais de physiciensdes particulesélémentaires annonça (circulaire UA
no4338) que I'expériencede Kamio
kandell avaitdétectéunesériede neutri
1988
Pulsarno666 - Mai-Juin
Figure
8 -Protil
deraiedetypePCygni
Nousavonsreproduit
OBSERVATION
danslediagramme
(a)uneportion
duspectre
desNl9g7Aobservé
le27
féwier1987parJ,Danziger
etR,Fosbury
avecunspectrographe
Boller
etchivens
attaché
autoyer
t.
F l ux
cassegrain
dutélescope
(ct.TheMessenger
de3,6mdeI'ESO
41,321.
L'intervalle
spectral
chôisi
R el oti l
Exenple
de
illustre
leprofildegpePCygni
dûà laraieHqdelasérie
deBalmer
del,atome
d'hydrogène.
profit de roie
LeprofilderaiedetypePcygniestgénéralement
tormé
d'unecomposante
centrale
enémission
de lype P Cygni
(contributions
1+2+5et3+4représentées
en(b))flanquée
sursonailebleue
d'unecomposante o b s e r v é p o u r H C
(contribution
enabsorption
5'en(b)).Laformation
d'untelprofilderaierésulte
essentiellement
de
dons [c sptctra de
la redistribution
enlongueur
d'onde
desphotons
émisdansunetransition
radiative
entredeux
sN r987A
niveaux
atomiques
discrets
à lasuited'importants
eftetsDoppler
dûsauxmouvements
d'expansionrapide
d'une
(voirleschéma
enveloppe
autour
(c)),Ainsi,
d'unobjetcentral
lesphotons
émis
6s0t
parlesatomes
quis'approchent
d'hydrogène
d'unobservateur
(régions
éloigné
1,2et5 représen.
observicl
(c))
téesen donnent
lieuà laformation
delacomposante
bleue
(O)
enémission;
l'émission
Demême,
INIEBEEE.TANA!
parlesatomes
quis'éloignent
dephotons
(régions
del'observateur
3 et4 en(c))rendenl
compte
delacomposante
rouge
enémission.
Enfin,
l'absorption
ducontinuum
F,émisparlaphotosphère
ré g i o n o c c u l t é e
parlesatomes
dela supernova
I Pr oti l obs c r v i
situésentreledisque
(région
stellaire
et I'observateur
5 en(c))
donne
naturellement
lieuà la formation
d'unecomposante
décalée
verslescourtes
longueurs RF lcux
l ot
d'onde.
Nous
avons
aussiindiqué
(a)I'intervalle
danslediagramme
quicorrespond
delongueur
d'onde
à des mouvements
Doppler
de l'enveloppe
en expansion
équivalent
à 10 000km/s.En
pardeuxla largeur
divisant
totaledu profilobservê,
quelesvitesses
on peutainsidéduire
d'expansion
del'enveloppe
autour
desN 1987A
étaient
supérieures
à lB 000km/sle27février
plusapprolondie
1987,
Uneanalyse
desprotils
deraies
detypePcygniobservés
danslespectre
*
Ào *
permettre
deSN1987A
devrait
dedéduire
desvariations
dutauxdepertedemasse
aucoursdu
dc lq
bl eu
r ouqe
Supcrn ovo
physiques
temps,
lesconditions
(température
et densité)
régnant
au seinde I'enveloppe
en
rtrlr (It)
expansion,
ladistribution
duchamp
paramètres
devitesse
physiques,
etbiend'autres
nos et antineutrinos
en provenance
de
SN 19874 le 23 février 1987 à
7 h 35 mn 35 s -t 1 minute,c'est-à-dire
plus de 4 heuresaprèsla détectiondu
Mont-Blanc.
Le signalconsistaiten 11
qui ont produit
neutrinos
et antineutrinos
desélectrons
et positrons
dansun détecteurCerenkovà eau situéau fondd'une
minede zincà Kamioka,
dansl'ouestdu
Japon.Lesévénements
ont eu lieupendantun intervalle
de 13 secondeset les
énergies des électronset positrons
allaientde 7,5 MeV à 36 MeV. Par ailleurs,I'Observatoire
Neutrinode lrvine(lMB) situé dans
Michigan-Brookhaven
une mine de sel sous le lac Erié dans
I'Ohio, a signalé dans le circulaire
na4340 du 11 mars 1987,la détection
de I neutrinosle 23 février 1987 à
7h35mn41s
T.U.,c'est-à-dire
en coincidenceaveccellede Kamiokande.
Parmi
les huits événementsenreoistrésau
ITJE
,.i -to
ESO 3.6m
cours d'un intervallede 6 secondes,5
ont eu lieu au cours des premières
secondes.Les énergiesmesuréesse
distribuent
dansun intervalle
de 20 à 40
MeV.L'expérience
de IMBconsisteégalementen un détecteur
imageCerenkov
(figure10). Les détectionsde Kamiokandell et IMB ont été confirmées
olus
tard par le Laboratoirede Pysiquede
Baksanen UnionSoviétique
qui aurait
détecté des événementsneutriniques
d'énergies
supérieures
à 5 MeV,pendant
un intervalle
de 9,1 secondes.
Le décalagetemporelde 20 secondesentreces
détectionset cellesdes groupesprécédentsa été expliquépar des problèmes
de synchronisation
d'horloges.
que l'Observatoire
ll sembleplausible
du Mont Blanc n'ait pu enregistrer
les
événements
de 7h35mnT.U. si l'onsait
que sa capacitéde détectionest environ
vingtfois moindreque celledes autres
f,SO l.0m CVT
J{f-{t"
\
o
o
J
\.
SN 1987A I' MARS
Log
Pu l s a rn o6 6 6 - M a i - Ju in1 9 8 8
centres.Néanmoins,il est difficilede
pourquoi
comprendre
lesexpériences
de
Kamiokande
ll et IMBn'ontpasconfirmé
l'observation
du MontBlanc.Le délaide
4h43mnentre les différentesdétections
restedoncincompris.
Unedes hypothèses avancéespermettantde lever oartiellement
cettedifficulté
consisteà exoliquer la premièredétection
de neutrinos
en termesde la formation
d'uneétoileà
neutronstransformée
quelquesheures
plus tard en un trou noir,mais elle se
heurteà de sérieuxproblèmes.
Les observationsneutriniquesde
Kamiokande
et IMB ont indiquéque SN
1987Adoitavoirrayonnéenviron310'53
ergssousformede neutrinos
et antineutrinos. Cette énergie est en excellent
accord avec I'estimationthéoriquede
potentielle
quiseraitlibéréelors
l'énergie
de I'effondrement
d'un noyaustellairede
1.6 massesolaire.Un oourcentseule-
Figure
9 -Spectre
composite
deSN1987A Cette
figureillustre
lespectre
composite
deSN1987A
obtenu
à partirdesspectres
enregistrés
à I'aide
du
satellite
lUE,dutélescope
de3,ôm deI'ESO
et dutélescope
deI m de
pourlesdomaines
l'ESO
ultraviolet,
visible
etinfia+ouge,
respectivement.
Danslesdomaines
peut
visibles
et infra+ouge,
la distilbution
spætrale
parunedistribution
êtreapprochée
de Planck
d'uncorpsnoirà une
température
de58000K,
tandisquela partieultraviolette
dévied'unetelle
pardesraiesde résonnance
distribution,
à causede l'absorption
et de
propres
taibleexcitation
à deséléments
ionisés
unetois(Fell,Sill,etc.).
Lesraiesspectrales
pa despicsou
deplusieurs
éléments
sedistinguent
desdiscontinuités
photosphérique.
danslecontinuum
A lafindumoisde
juin1987,
I'enveloppe
(I:5000"K)
enexpansion
toutens€
serefroidissait
raÉfiant.
ll y avaitaussidessignes
delaprésence
d'unexcès
deradiation
queæt excèssoitdû à un écholR du
lR (T-12000K).
ll estpossible
rayonnement
UVetvisible
émislorsdeI'anivée
deI'onde
dechocdansla
photosphère
de la supernova,
Cerayonnement
chauffeles grainsde
pousièrequi,tormant
parld
uneenveloppe
réémettent
chcumstellaire,
suite,du rayonnement
lR, Nolonsque,dansætlefigure,l'échelle
de
longueur
d'onde,
en nm,et l'échelle
desordonnês,
energcm'2s'1nm'1,
(repris
sontlogailthmiques
Astronomy
deI'afticle
deDanziger
etal.,1987,
andAstrophysics,'1
77,11
3).
89
lesneutrin0s'
tantomatiques,
l0 -Desparticules
Figure
par
denousa ététraversé
TU,chacun
vets7h35mn
le 23tévrier1987,
de Sk
émislorsde I'explosion
et antineutrinos
neutrinos
1015
environ
parcequela probabili
.690202,
ælanousestpasséinaperçu
Pourtant,
particule
ducorpshumai
atomique
noyau
un
avec
telle
d'une
d'interaction
sanssubir
laTerre
onttraversé
decesparticules
Laplupart
esttrèsfaible.
à neutrino
C'estpourcetteraisonquelesobservatoires
d'interaction.
scintillate
oudeliquide
tanksd'eaupurifiée
d'énormes
sontconstitués
situésà detrèsgrande
trèssensibles
munisdemilliersde détecteurs
en
le nombtede neutrinos
terrestre,
profondeuts.
Pourun observateur
électron
antineutrinos
de1010
était$piquement
deSN1987A
brovenance
ontétédétectés.
seulement
deuxdizaines
quesparcm2patmilesquels
ment de cetteénergiede liaisonsert à
de la matièreéjecI'expansion
entretenir
tée et 0,017o est rayonnéesous forme
visibleset ultraviolets.
de rayonnements
On peut donc admettreque le modèle
standard décrivant I'explosiond'une
de type ll, incluantun processupernova
du noyau,estessensus d'effondrement
correct.Commelesdétections
tiellement
de neutrinosont lieu plusieursheures
de la
de luminosité
avantI'augmentation
on en déduitque les neutrisupernova,
nos ont dû parcourirla distancede 165
000 années lumièreavec une vitesse
Drochede cellede la lumière.D'aprèsla
cela impliqueque la
restreinte,
relativité
massedu neutrinoet de l'antineutrino
doit être faible.Utilisantle fait que les
neutrinospossédantles énergiesles
plus bassesauraientmis plusde temps
à parcourirla distanceGNM-Terreet
oue lesdélaisobservésentreleurtemps
d'arrivéeest, au Plus , de quelques
secondes,on trouve une limite supérieurede 15 eV pourla masseau repos
électroniet antineutrinos
des neutrinos
toutefoisque si
ques (4). Remarquons
à la sourcen'a
des neutrinos
l'émission
pas eu lieu de façon instantanée(cf.
processus
etc.),une masse
de diftusion,
au repos nulle est en tout aussi bon
accordavecles observations.
Ces constatationsnous permettent
d'affirmerque dans le systèmede référence d'un observateurterrestre, la
estsupérieure
duréede vie d'unneutrino
la
à 165 OOOannées.Par conséquent,
déficienceen flux de neutrinossolaires
mesuréjusqu'à présentsur Terre ne
peut être expliquéepar une oscillation
du neutrinoentre l'état électroniqueet
'un
autre.
En résumé,la détectionde neutrinos
en provenancede SN 19874 constitue
un pas en avant sans Précédentdans
de la physiquedes
notrecompréhension
oarticuleset des explosionsde supernoI'idéequ'ilexiste
(4)On accepteactuellement
chacunétantassociéà
à sortesde neutrinos,
une particule(électron,muon,tauon)et que
touteparticulepossèdeson antiparticule'
90
vae de type ll. Ce grandsuccèsa délà
conduità des proietsde constructions
de neutrinos.
de super-observatoires
des neutrinosest réelleL'astronomie
mentnéele 23 février1987'
SN 1987A,sonde des milieux interstellaireet intergalactique'
Avec une magnitudevisuellerecord
de 2,8, SN 19874est devenueen mat
'1987I'objetle plusbrillantdu GNM.Elle
était alors environdix mille fois plus
que lesétoilesles pluslumineubrillante
ses du GNM et on Peutdire que SN
1987Aest I'objetle plus brillantqui ait
jamaisété observéaussi près de notre
Galaxie.Aussi, a-t-elleconstituéune
pourétudier
sourcede lumièreinespérée
des
la structurephysiqueet dynamique
le long
et galactique
milieuxinterstellaire
d'une distancede 165 000 annéesde
lumière.Un nombreimpressionnant
raies en absorptionétroites formées
du GNM et
dans le milieuinterstellaire
de la Voie Lactée,dans le halode notre
Galaxieet dans les nuagesintergalactiquesont été observées
dansdes specde SN 1987A.La
ties à hauterésolution
plupartde cesdonnéesontétéobtenues
qrâceau satellite
IUEet au spectromètre
Ôoudé Echelle (CES) du TélescoPe
Coudé Auxiliairede 1,4 m de I'ESO
d'une raie de
(CAT).Six composantes
(Mgl)et d'autresattribuées
magnésium
au nickel(Nill),au zinc (Znll)et au silidans le
cium (SilV)ont été identifiées
spectre ultravioletde SN 1987A. Pas
en absorption
moinsde 24 composantes
dues au calcium(Call),13 au sodium
(Kl) ont été
(Nal)et deuxau potassium
identiliéesdans les spectresoptiques
indiquent
(fiqure11). Ces observations
à' orésence d'un véritable Pont de
matièreentrenotreGalaxieet le GNM.ll
est probableaussique certainesde ces
soientproduitesdans
raiesen absorption
de la matièreéjectéepar Sk - 690202
au coursd'unephaserapidede pertede
de SN
matièrequi a précédél'explosion
19874.
de SN 1987Aaussipermi
La brillance
d'estimeravec une
aux astrophysiciens
précisionremarquable
une limitesupé
de I'isotop
rieurede la concentration
traceur7Li dans le gaz intergalactiq
car il per
Ce résultatest très important
met de mettreune contraintesur les
primo
théoriesde la nucléosynthèse
dialeet doncde lespréciser.
Enfin, le spectre de SN 19874 a
récemmentpermis de mettre en évi
dence la présencedes radicauxCH et
CH* aussibiendansle gazdu GNMque
dansceluide l'espaceintergalactique
Dernièresnouvellesde SN 19874
Adootantune distancede 165 00C
pour SN 1987Aet une
années-lumière
vitessede 10 000 km/spourI'expansi
de la matièreéjectée,il est faciled'est
l'en
mer,que,9 moisaprèsI'explosion,
veloppe de la supernovadevrait être
depuisla Terresousun dia
observable
d'environ20 milliseco
mètreangulaire
qu'unetell
desd'arc.ll estremarquable
à ur
correspondant
angulaire,
séparation
diamètrelinéairede 1000années-lum
re, ait été mesuré avec succès a[
moyens de techniques interféromé
qués de tavelures (circulaire UA
no 4457).
Par ailleurs,un résultatsuppléme
a été annoncédans le
taireintéressant
circulaireUAI no4382.Des observatio
"soeckle"à haute résolutionangulai
ont montré,vers la fin mars,la présenc
d'unobjetnon résoluà 57 millisecond
Celuid'arc au sud de la supernova.
étai|2,7 magnitudesplus que faible at
SN 1987A dans une bande Passan
étroitecentréesur la raie Ho. Cet obje
lumineuxa été appeléla "tachemysté
ont ét
rieuse".Plusieursinterprétations
proposéespour expliquerI'origined
cette tache lumineuse.L'une d'ent
elles fait appel à la formationde jet
relativistesproduitslors de I'effond
ment du noyaustellaireen rotation'ql
le long d
se ferait préférentiellement
des jet
l'axede rotation.ll en résulterait
19
Pulsarno666 - Mai-Juin
de matièrealignésparallèlement
à I'axe
de rotation.D'autresauteursont émis
l'hypolhèseselon laquellele " spot"
s'est produitdans un nuagedensede
matièreprotostellaire
situéau voisinage
de la supernova.Lors de I'arrivéede
I'ondede choc dans la photosphère,
le
rayonnementultravioletintense émis
auraitproduitquelquesjours plus tard
des ionisations
dansla matièrenébulaire
et, par suite, lors des processusde
recombinaison,
un rayonnement
importantdansle visibleet I'infra-rouqe
aurait
été mis (écho).Si cette hypotËèseest
correcte,
on devraits'attendre
à recevoir,
d'iciun an ou deux,du rayonnement
Xà
la suitedu passagede l'ondede choc
dansce mêmenuage.
Les observationsinterférométriques
dans I'infra-rouge
ne semblentcependantpasmettreen évidencela présence
d'une telle tache brillante.Par contre,
ellesontétablil'existence
d'unestructure
radioà la suitede l'accélération
turbulente des électrons.La détectiond'un
excès croissantde rayons X durs en
provenance
de SN 1987A,atteignant
un
maximumau débutdu moisde septembre 1987,suggèrequede telsprocessus
sont en trainde se dérouler(circulaires
UAI no4447eT4497).
De nombreux
détecteurs
sensibles
au
rayonnement
X et y emportéspar des
ballonset des fusées,ainsi que des
télescopes
optiques,
infra-rouge
et radio
au sol siluésdans l'hémisohère
austral
sontmaintenant
à l'écoutedes premiers
signes qui devraientaccompagnerle
passagede I'ondede choc dans les
couchesles plus densesde la matière
circumstellaire.
lls continuentaussi à
détecterle rayonnement
Îémoinde la
nucléosynthèse
explosiveet sontprêÎsà
capter la radiationen provenancede
I'objetcompactqui résideau centrede
l'exolosion.
(circulaire
suivil'explosion
no4321),
des
observations
faitesaprèsjuillet1987au
moyend'uninterféromètre
australien
très
sensiblen'ont pu mettreen évidence
aucunsignalradioen provenance
de SN
19874. L'émissionradioobservéeaux
environs
du 25 févrierétailorobablement
prodûe à du rayonnement
synchrotron
venantd'une mincecouchede matière
circumstellaire
traverséeoar l'ondede
choc. La faiblessede cette émission
radioconfirmel'idéeque le précurseur
n'étaitpas entouréd'une couchetrès
densede gaz opaqueau rayonnement
radio,en accordavecl'hypothèse
d'une
supergéante
bleue comme précurseur.
En outre,alorsque les supernovae
de
type ll forméesà partirde supergéantes
rougesdeviennentgénéralement
lumineusesen radio quelquesmois après
l'explosion,
on pensequecelase produira, pour SN 1987A,dans une trentaine
d'années,au momentoù I'ondede choc
sN 19E7-A
K I + Co ll + No I
ESOCAT+CES+REnCON
!n
q,
L
E
llr
l
llll
ll
llll
lil
il
ilil|
L
=
-o
11-Raies
interstellaires
Figure
danslespectre
deSN1987A
Desspectres
à trèshaute
résolution
deSN1987A
laprésence o
ontrévélé
detrèsnombreuses
raiesinterstellaires
etintergalactiques
enabsorption |'/l
.q,
(Kl,spectre
(Call,
dûesaupotassium
du haut),
aucalcium
milieu)
et au
(Nal,spectre
sodium
du bas).Au-dessus,
lestraitsindiquent
la position =c
produites
parl'absorption
interstellaires
des24composantes
delaradia. f
tiondelasupernova
lorsdesonpassage
dansdesnuages
interstellaires c
pllusfroids.
lavitesse
Selon
dunuage,
laposition
d'uneraieestdéplacée \t
parsuitedel'ettet
danslespectre
Doppler.
Lesraiesdetaibles
vitesses \t
=
(versla gauche)
correspondent
auxnuages
dela VoieLactée;
celles
de
!n
au-dessus
de250km/ssontproduites
droite,
dansdugazduGNM.
Les
c
raiesintermédiaires
sontvraisemblablement
duesà dela matière
située o,
laGalaxie
entre
etleGNM.
Cesspectres
ontétéobtenus
lespectrograavec
pheReticon
CES
dutélescope
CATde1,4m(tiréd'unarticle
deVidal-Madjaretal,1987,
Astronomy
andAstrophysics,177,Ll7).
partiellemenl
symétrique
résolueautour
de la supernova(circulaire
UAI no4417
e t 4481)aux m oisd e j u i n e t a o û t1 9 8 7 .
Le diamètreangulaire
de cettestructure
a été évaluéeà 41 millisecondes
d'arc.ll
s'agirait
de matièreéjectéeparle précurseurlorsqu'il
se trouvaitdansune phase
de pertede matièreimportante.
L'émissionde rayonnement
infra-rouge
s'expliqueraitde nouveaupar le phénomène
d'écho.
Bien qu'uneémissionradiofaiblede
courteduréeait étédétectéeà environ1
joursquiont
GHzau coursdes premiers
SUPERNOVAE
:
le "dossier"du siècle
De I'explosion
d'une supernovaà la
recherchedes supernovaepar les
amateurs: un dossierde 26 pages
qui fait le pointprécissur ces éphémèressplendeurs
du firmament.
(mai-juin
Pulsarno654
1986)
en venteà la S.A.P.30 F
(francode port).
Pu l s a rn o 6 6 6 - M a i - Ju in1 9 8 8
50
r00
r50
2@
29
v,o
Vitesse hél iocentr ique( km/s .)
atteindrala matièredu ventstellairede
la géanterougesituéeà unedistancede
I' o rd re
de 1018
cm.
A partirde juillet1987,desastrophysiciensobservant
à I'aidedu satelliteIUE
ont annoncé l'apparitionde raies en
émissionétroitesdansle soectrede SN
1987A(circulaires
UAIno 4410et 4435).
queleschangements
llssuggèrent
spectraux observéssont dûs à la raréfaction
du gaz de la matièreéjectéequi aurait
renduvisibledes couchesplus profonil est intéressant
des.Dansce contexte,
de noterque des variations
de la polarisation de la lumièreootioue de SN
1987A.atteignant
3 à 4 7o.ontétéobservéeset suggèrent
une hétérogénéité
de
I'atmosphère
en expansion.
Les astrophysiciens
travaillantavec
IUEontaussiproposécommealternative
que les raiesétroitesémisespar le gaz
enrichien azoteproviennent
de matière
par le rayonphotoionisée
interstellaire
nement ultravioletet optiquequi ont
accompagné
I'arrivée
de l'ondede choc
dans la photosphère
de la supernova.
Dansce cas,uneinteraction
fulureentre
les débrisde cettematièreel I'ondede
chocdevraitdonnerlieuà l'émission
X et
L'étudeobservationnelle
de SN 1987A
qualitatia l'immense
méritede confirmer
vementle modèlethéoriquecompliqué
avancépour expliquerles supernovae
de typell. Maisellefaitaussiapparaître
questions
de nombreuses
et il estcertain
que les observationsfuturesnous permettrontde pénétrerplus encoredans
lesmystères
de cettesupernova
du vingti èmesi ècl e.
FrançoiseNEMRY
Aspirantau FondsNational
de la RechercheScientifique
JeanSURDEJ
ChercheurQualifiéau FondsNational
de la RechercheScientifique
Institut d'Astrophysique,Université
de Liège
Belgique
Remerciements
très vivementArlette
Nousremercions
Noelspourles précieuxconseilsqu'elle
nous a apportéslors de la rédactionde
cetarticle.
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