Il y a presque quatre siècles, après Tycho Brahe en 1572, Johannes KeplerJohannes Kepler - autre célèbre bâtisseur du Ciel selon les termes des romans historiques de Jean-Pierre Luminet - observe en 1604 une stella nova, ce qui signifie « nouvelle étoile » en latin, dans la constellation Ophiuchus. Aucun des deux astronomesastronomes ne peut alors comprendre de quoi il en retourne vraiment, si ce n'est que l'observation met à mal la thèse aristotélicienne de l'immutabilité du monde supralunaire, ce qui par contrecoup questionne également la physique d'AristoteAristote, pavant la voie à sa remise en cause par GaliléeGalilée, Descartes, puis Newton. La nature des « nouvelles étoiles », en abrégé des novae, de Brahe et Kepler ne sera comprise qu'au XX^e siècle avec les développements d'une nouvelle physique, après celle de Newton.

Les deux astres observés, SNSN 1604 et SN 1572, sont des exemples de ce que l'astronome germano-américain Rudolph Minkowski (il était né à Strasbourg d'une famille d'origine lituanienne, son oncle étant rien de moins que le mathématicienmathématicien et physicienphysicien Hermann Minkowski à qui l'on doit la notion d'espace-tempsespace-temps) et l'astronome suisse Fritz Zwicky vont appeler au début des années 1930 des supernovaesupernovae SN Ia dans le cadre de leur fameuse classification. 

Or, une SN Ia fait intervenir l'explosion d'une naine blanchenaine blanche, une étoile dont l'existence nécessite pour être comprise aussi bien la théorie de la relativité restreinterelativité restreinte que la mécanique quantiquemécanique quantique, comme l'a montré - aussi au début des années 1930 - l'astrophysicienastrophysicien indien Subrahmanyan ChandrasekharSubrahmanyan Chandrasekhar, alors qu'il était âgé de seulement 20 ans lors d'un voyage en paquebot de Bombay vers l'Angleterre.

Les naines blanches, la masse du Soleil dans le volume de la Terre

Les supernovae sont nettement plus lumineuses que les novaenovae, comme l'ont révélé au cours des années 1930 les travaux de Walter Baade et Fritz Zwicky. Les SN II, comme celle de 1987 dans le Grand Nuage de MagellanGrand Nuage de Magellan, sont des explosions d'étoiles très massives résultant de leur effondrementeffondrement gravitationnel. Leur luminositéluminosité est donc très variable. On pense que ce n'est pas le cas avec les SN Ia ou, pour le moins, nettement moins car l'explosion des naines blanches se ferait toujours lorsque leur massemasse, pour une raison ou pour une autre, devient de l'ordre de la fameuse masse limite calculée justement par Chandrasekhar lors de son voyage vers l'Angleterre, environ 1,44 fois celle du SoleilSoleil.

En fait, comme Futura l'a expliqué à plusieurs reprises, les astronomes ont fait la découverte des naines blanches au XVIII^e siècle, malgré leur faible luminosité, et ils ignoraient alors à quel point ces astres étaient exotiquesexotiques. Ils ont commencé à s'en rendre compte au tout début du XX^e siècle avec la détermination de l'extraordinaire densité des naines blanches. À la stupéfaction des astrophysiciens de l'époque, une valeur de l'ordre de la tonne par centimètre cube fut en effet dérivée de l'observation d'étoiles comme SiriusSirius B. Les naines blanches peuvent rassembler la masse du Soleil dans un volumevolume de la taille de la Terre. Il s'agit donc d'astres très denses et qui se refroidissent très lentement.

C'est le physicien RalphRalph Fowler qui a compris le premier que la toute nouvelle mécanique statistique quantique découverte par son collègue et thésard Paul DiracPaul Dirac à la fin des années 1920 (qui avait prédit théoriquement l'existence de l'antimatièreantimatière à la même époque), décrivant un gazgaz d'électronsélectrons dégénéré dans le jargon des physiciens, pouvait expliquer l'existence d'étoiles comme Sirius B. C'est en reprenant les travaux de Fowler que astrophysicien Subrahmanyan Chandrasekhar eut l'idée d'introduire les effets de la théorie de la relativité restreinte et il posa les fondations de la structure stellaire de ces étranges objets en découvrant au passage qu'ils ne pouvaient pas dépasser une masse limite, désormais connue sous le nom de masse de Chandrasekhar, sans s'effondrer gravitationnellement.

On détermina finalement que les naines blanches sont l'étape finale de l'évolution des étoiles, contenant au maximum 8 à 10 masses solaires, quand elles ont épuisé leur carburant nucléaire, car elles ont converti leur hydrogènehydrogène d'abord en héliumhélium, puis celui-ci en carbonecarbone et en oxygèneoxygène pour l'essentiel. N'étant plus le siège de réactions de fusionfusion, la pression de radiationpression de radiation auparavant produite par ces réactions n'empêche plus une naine blanche de s'effondrer sous sa propre gravitégravité si elle dépasse la limite de Chandrasekharlimite de Chandrasekhar, limite fixée par la pression du gaz d'électrons à vitessesvitesses relativistes s'opposant à la contraction de l'étoile.

Le scénario standard pendant longtemps pour relier naine blanche et SN Ia était le suivant.

Les SN Ia, des naines blanches qui volent de la matière

On commence par une naine blanche dont la masse est en dessous de la limite de Chandrasekhar, mais qui se trouve dans un système binairesystème binaire avec une étoile dont une partie de la matièrematière de ses couches supérieures est attirée par les forces de maréeforces de marée de la naine blanche au point de tomber en spirale vers elle, formant au passage un disque d'accrétiondisque d'accrétion.

Quand justement la matière accrétée fait dépasser à la naine blanche la limite de 1,44 masse solaire, elle s'effondre sur elle-même gravitationnellement, ce qui enclenche une détonation en raison de l'allumage de certaines réactions thermonucléaires, qui volatilisent la naine blanche. On remarque que cette explosion cosmique se fait avec une étoile ayant une masse bien déterminée, ce qui doit aussi produire une émissionémission de lumièrelumière bien déterminée au point que les SN Ia peuvent être utilisées comme des « chandelles standardschandelles standards » avec une luminosité fixe, mais très grande, permettant donc de déterminer des distances à des centaines de millions, voire des milliards d'années-lumièreannées-lumière.

Ces SN Ia permettent d'étudier l'expansion accélérée du cosmoscosmos observable et la nature de l'énergie noireénergie noire. Elles sont des cibles de choix dans ce but de l'observatoire Vera Rubin.

Seulement voilà, il y a plus d'une décennie on a réalisé que parfois une SN Ia est en réalité une collision de deux naines blanches dont le résultat est aussi une explosion avec une masse limite ne dépassant pas celle de Chandrasekhar, mais un peu variable tout de même. Ce ne sont donc pas exactement des chandelles standards.

Comme le prouve maintenant un article publié dans Nature Astronomy, la situation s'est encore un peu compliquée...

Comme certains astrophysiciens le soupçonnaient déjà, certaines naines blanches pouvaient produire ce qu'ils ont appelé en anglais des « sub-Chandrasekhar mass explosion », donc des explosions catastrophiques de naines blanches même avec une masse totale sous celle de Chandrasekhar !

Un mécanisme de « double détonation »

Pour préciser de quoi il en retourne vraiment, il faut commencer par dire que les astrophysiciens ont étudié SNR 0509-67.5 avec le Multi Unit Spectroscopic Explorer (Muse) sur le VLTVLT de l'ESOESO, les restes séculaires d'une supernova de type Ia, survenue il y a 400 ans environ dans la galaxie nainegalaxie naine du Grand Nuage de Magellan. Ils constituent ce que l'on a appelé la Bulle Rouge, un rémanentrémanent de 23 années-lumière de diamètre situé à environ 160 000 années-lumière de la Terre.

Comme l'explique un communiqué de l'ESO, pour la première fois, les astronomes ont obtenu avec la Bulle Rouge la preuve visuelle qu'une étoile a trouvé la mort... en explosant deux fois !

Il s'agit d'un exemple d'un mode d'explosion alternatif pour des SN Ia que les spécialistes avaient suggéré et qu'ils avaient appelé un mécanisme de « double détonation ».

Dans ce modèle, la naine blanche accrête bel et bien toujours de la matière en provenance des couches supérieures d'une étoile, mais plus précisément des couches riches en hélium provenant de la nucléosynthèsenucléosynthèse stellaire dans une étoile évoluée.

Mais, l'enveloppe ainsi formée autour de la naine blanche en dessous de la masse de Chandrasekhar peut devenir instable, avec des réactions thermonucléaires qui vont la faire exploser. C'est la première détonation.

Ce faisant, l'onde de choc de l'explosion va se propager à l'intérieur de la naine blanche provoquant à son tour des instabilités qui vont conduire à une seconde détonation dans le noyau de l'étoile et finalement à une supernova de type SN Ia, mais moins lumineuse que prévu puisque la masse de l'étoile est encore en dessous de la limite de Chandrasekhar.

Un tel scénario conduisait heureusement à une prédiction testable. Un reste d'une telle supernova devait exhiber, en observant judicieusement les raies spectralesraies spectrales de certains éléments excités, une structure en double coquille, chacune issue des éjections de matière décalées dans le temps et correspondant aux deux détonations.

Les astronomes menés par Ivo, de l'Institut d'études théoriques de Heidelberg (Allemagne), ont finalement bien détecté avec Muse deux coquilles révélées par la présence de couches de calciumcalcium dans le vestige de la supernova SNR 0509-67.5 et pour Seitenzahl, toujours dans le communiqué de l'ESO, c'est « une indication claire que les naines blanches peuvent exploser bien avant d'atteindre la célèbre limite de masse de Chandrasekhar et que le mécanisme dit de "double détonation" se produit bel et bien dans la nature ».