Des astronomes ont peut-être identifié l’un des signaux les plus fiables d’une supernova à instabilité de paires, un type d’explosion stellaire extrêmement rare qui ne laisse aucun résidu compact. Située à environ 1,3 milliard d’années-lumière, l’énergie qu’elle émet serait nettement supérieure à celle d’une supernova à effondrement de noyau standard tandis que sa courbe de luminosité suggère l’explosion d’une supergéante bleue compacte.
Les supernovas à instabilité de paires se produisent lorsque les étoiles sont si massives (entre 130 et 260 masses solaires) et les températures de leur noyau si extrêmes qu’elles entraînent la production de paires électron-positron. Elles brûlent leurs combustibles thermonucléaires à des températures si élevées (pouvant dépasser plusieurs milliards de degrés) qu’un phénomène quantique se produit : l’énergie des photons gamma produits est si élevée qu’elle provoque la création spontanée de paires électron-positron.
Si, en temps normal, le rayonnement thermique compense l’effondrement gravitationnel et maintient l’étoile en équilibre, la formation des paires électron-positron réduit considérablement ce soutien, provoquant ainsi l’effondrement brusque du cœur de l’étoile.
La pression générée est si intense que les processus de fusion nucléaire se déchaînent, provoquant une explosion extrêmement violente qui pulvérise totalement l’étoile. Au lieu de laisser des vestiges compacts comme des étoiles à neutrons ou des trous noirs, l’explosion ne laisse aucun résidu compact, mais projette simplement de grandes quantités de matière dans l’espace interstellaire.
De telles explosions sont cependant extrêmement rares dans l’Univers, principalement en raison de la dynamique standard d’évolution des étoiles massives. En effet, pour que le phénomène se produise, il faut que l’étoile en fin de vie conserve une masse d’au moins 130 fois celle du Soleil. Or, les étoiles massives perdent de la masse sous l’effet des vents stellaires à mesure qu’elles vieillissent.
On pense également que les étoiles primordiales, pauvres en éléments lourds, sont plus susceptibles de devenir des supernovas à instabilité de paires, car elles perdraient moins de masse que les étoiles formées plus tard dans l’histoire de l’Univers et plus riches en métaux. Une équipe codirigée par l’Université de Floride pense avoir identifié l’une d’entre elles dans une étude prépubliée récemment sur la plateforme arXiv.
Dix fois plus d’énergie qu’une supernova de type II
Détectée pour la première fois en octobre 2023 avec le Zwicky Transient Facility, un programme de relevé astronomique du ciel à grand champ utilisant la caméra du télescope Samuel-Oschin de l’observatoire Palomar, en Californie, l’événement SN 2023vbw a été repéré dans une galaxie naine pauvre en métaux située à environ 1,3 milliard d’années-lumière. Il a été initialement classé comme une supernova de type II — se produisant à la suite de l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive —, mais plusieurs de ses caractéristiques ne correspondaient pas.
Des observations détaillées et des modélisations informatiques ont été effectuées dans le cadre de la nouvelle étude afin d’en déterminer la véritable nature. Parmi les premiers indices suggérant une supernova à instabilité de paires figure sa courbe de lumière, c’est-à-dire l’évolution de sa luminosité au fil du temps.
Alors que les supernovas de type II présentent une courbe de lumière en plateau après une phase de refroidissement initiale, SN 2023vbw a connu une courbe ascendante régulière indiquant un pic de luminosité aux alentours du 190e jour. La luminosité a ensuite baissé entre le 190e et le 230e jour, avant de se stabiliser avec un plateau à décroissance lente appelé « queue ».
L’énergie totale rayonnée par la supernova est d’environ 3 × 10⁵⁰ ergs, soit plus de dix fois supérieure à celle d’une supernova de type II standard. La température de l’étoile semble s’être stabilisée pendant la phase ascendante de la courbe de luminosité, tandis que son enveloppe externe continuait à se dilater. Contrairement aux supernovas de type II, ce processus nécessiterait une importante source de chaleur interne et constante.
Localisation de SN 2023vbw (cercle magenta) aux confins de sa galaxie hôte naine (cercle vert). © Hiramatsu et al.
Une supergéante bleue de 170 à 350 masses solaires
D’après les modélisations des chercheurs, l’explosion proviendrait probablement d’une supergéante bleue. Si la forme de la courbe de luminosité de SN 2023vbw présente des points communs avec celle d’une supernova de type II résultant d’une supergéante bleue compacte, sa luminosité serait nettement supérieure et sa durée de vie plus longue, indiquant une étoile progénitrice beaucoup plus massive.
L’énergie cinétique de l’explosion est en outre de l’ordre de 60 à 130 fois supérieure à l’énergie maximale qu’une supernova à effondrement de noyau riche en fer ordinaire peut produire. Cette échelle correspondrait davantage à une supergéante dont la masse serait comprise entre 170 et 350 masses solaires. Le faible taux de métaux de l’étoile (environ un dixième de celui du Soleil) correspondrait en outre aux prédictions théoriques pour les supernovae à instabilité de paires.
D’après l’équipe, cette supergéante bleue a probablement atteint cette masse par la fusion de deux étoiles massives d’un système binaire. D’importantes incertitudes subsistent toutefois, notamment quant à la question de savoir si les étoiles très massives finissent leur vie en supergéantes rouges ou bleues, ou à quel moment de leur stade de vie ce type de fusion pourrait se produire.
Des observations plus détaillées permettraient probablement d’explorer ces hypothèses. « SN 2023vbw reste suffisamment brillante pour des observations multi-longueurs d’onde continues qui révéleront l’histoire de perte de masse de son progéniteur et sa nucléosynthèse explosive », conclut l’équipe.
