Restes ou vestiges de supernovæ
par Anne Decourchelle

fig 1: Image en rayons X du jeune reste de supernova TYCHO. L'explosion, qui eut lieu en 1542, a été observée par l'astronome danois Tycho Brahe. Cette image a été obtenue par l'instrument à haute résolution spatiale (HRI) du satellite ROSAT dans la gamme d'énergie 0.1-2.4 keV.
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Les restes ou vestiges de supernovæ proviennent de l'explosion d'étoiles : phénomène de SUPERNOVA, qui constitue l'une des principales sources d'énergie entretenant l'agitation du milieu interstellaire avec le rayonnement des étoiles et les vents stellaires. Dans notre galaxie, nous estimons qu'il se produit environ une explosion tous les 30 ans.

L'onde de choc de l'explosion, après avoir traversé les différentes couches de la structure de l'étoile, se propage dans le milieu interstellaire. Ce choc va comprimer la matière ambiante, la chauffer à des températures de dizaines de millions de degrés. Ce plasma chaud, de faible densité du fait de son expansion adiabatique, est un puissant émetteur de rayons X. Comme les rayons X ne traversent pas l'atmosphère terrestre, ces observations à haute énergie sont faites à bord de satellites. Le service d'Astrophysique est également impliqué dans la réalisation de l'instrument EPIC à bord du satellite européen XMM qui sera envoyé en 1999 .

Le rayonnement observé est un précieux indicateur de la composition de ce plasma. Or les supernovæ constituent l'un des principaux sites de production d'éléments lourds dans les galaxies. Il apparaît alors crucial pour comprendre ces mécanismes d'enrichissement du gaz interstellaire d'étudier en détail l'émission ainsi que l'évolution de ces objets.

 

fig 2: Image en rayons X des restes de supernova anciens VELA et PUPPIS A obtenue par l'instrument HRI à bord du satellite ROSAT. Le reste le plus étendu est VELA, âgé approximativement de 11000 ans, et le petit reste de supernova PUPPIS est quatre fois plus distant que son compagnon apparent. Cette image provient de l'institut du Max Planck à Garching.(551x551 77Ko)

 

Pour cela, nous avons construit des modèles qui couplent l'évolution hydrodynamique au calcul de l'état d'ionisation du gaz et à celui du spectre d'émission en rayons X.

Pour les restes de supernovæ jeunes (moins de 1000 ans), on peut utiliser des solutions analytiques pour suivre l'évolution hydrodynamique. Pour les restes plus anciens, il est indispensable d'utiliser des simulations numériques.

Ce gaz a pour particularité qu'il n'a pas atteint l'équilibre collisionnel d'ionisation. Cela se traduit par le fait que l'état d'ionisation du plasma ne dépend pas directement de la température du plasma, mais également du temps écoulé depuis le choc et de son historique en température et en densité.

 

fig 3: Spectre en rayons X du reste de supernova Kepler dans la gamme d'énergie 0.5-10 keV obtenu par les détecteurs CCD (Charge Coupled Device) de l'instrument SIS à bord du satellite japonais ASCA. Les raies proéminentes sont celles du silicium (vers 2 keV), du soufre (vers 2.5 keV) et du fer (à 6.7 keV).
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Il faut ensuite calculer le spectre en rayons X qui présente des raies d'émission et un rayonnement continu dû au freinage des électrons au voisinage d'ions. C'est à ce stade que nous allons confronter nos modèles aux observations de vestiges de supernovæ dans notre galaxie pour déterminer la composition, la masse stellaire éjectée, la température, le type de supernova et la nature du milieu ambiant. 

Maj : 25/09/1998 (1001)

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