Les objectifs scientifiques   

Supernovae gravitationnelles
Elles résultent de l'explosion d'étoiles massives (masse supérieure à 8-10 masses solaires). Tout au long de leur évolution, les étoiles massives tirent leur éclat de réactions thermonucléaires de fusion impliquant des noyaux de plus en plus lourds. Mais une fois le cœur stellaire composé de fer, le plus stable des éléments, les réactions de fusion cessent et la chaudière stellaire s'éteint. Le cœur de fer, dont la masse dépasse la limite de Chandrasekhar, s'effondre alors en une fraction de seconde pour atteindre un niveau de compression maximale (densité supérieure à celle du noyau de l'atome). Ce coeur effondré (proto étoile à neutrons) se refroidit en émettant en une dizaine de secondes une formidable bouffée de particules, des neutrinos, une pincée d'entre eux fut détectée en provenance de la supernova de 1987.

La supernova de 1987.
À gauche, image enregistrée dans le visible par le télescope Hubble avec un anneau brillant qui résulte de l'échauffement de la matière par l'onde de choc produite par l'explosion. À droite, une image du même anneau enregistrée dans la bande des rayons X par Chandra.

En se détendant, ce cœur hyper dense engendre une onde de choc qui rallume les réactions nucléaires dans les couches profondes du manteau stellaire, produisant tout un cortège d'éléments, jusqu'aux plus lourds, parmi lesquels maints isotopes radioactifs. L'onde de choc, à laquelle les neutrinos impriment une impulsion supplémentaire, disperse le manteau et les couches supérieures de l'étoile tout en les portant à haute température. L'intense émission lumineuse qui s'ensuit (un milliard de luminosités solaires) est le signe évident d'une supernova. Au bout de quelques jours, la radioactivité intérieure prend le relais pour nourrir l'éclat de la supernova. Comme la décroissance du cobalt 56 en est le moteur principal, le déclin de luminosité suit celui de cet isotope radioactif dont la vie moyenne est de 113 jours. Pendant un siècle environ, l'onde de choc balaye le milieu interstellaire avoisinant tandis que la matière éjectée se propage sans entrave. Pendant les millénaires suivants, l'expansion de la matière se ralentit et ce n'est qu'au terme d'un million d'années que le vestige de l'explosion ne se distingue plus du milieu environnant.