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NGC 871, NGC 876 et NGC 877

Une pétouille explosive ! Introduction aux magnitudes absolues et à un type rare de supernova.

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Introduction

Dans la nuit du nuit du 7 février 2019, à Nerpio, le C11 fut pointé sur une NGC 877, une galaxie distante, dans le but d'imager la supernova SN 2019rn de type IIB de magnitude absolue de  -14,73.


Avec 12 poses unitaires de 150 secondes pour l'ensemble des filtres à large bande (à l'exception du filtre B, dont seules 8 images étaient exploitables), nous obtenons un  champ de résolution de 0.386 arcsec/px après traitement par Drizzle x2 et une jolie image de cet événement cosmique d'une violence exceptionnelle.


Une supernova est ce moment qui signe la fin de vie de certaines étoiles massives, qui explosent à la fin de leur évolution (elles doivent être assez massives, mais pas trop, comme on le verra ci-dessous). Les supernovas sont définies par une courbe de lumière, caractéristique extrêmement importante pour les astronomes ; la courbe de lumière d'une supernova représente sa magnitude apparente en fonction du temps. Elle possède une première partie où l'éclat de l'étoile croît très rapidement, puis une décroissance rapide et enfin une décroissance beaucoup plus lente.


S'il existe des supernovas de plusieurs types, les supernovas de type Ia (SNIa) ont cette particularité de présenter une magnitude absolue au maximum d'éclat qui est quasiment la même pour toutes les étoiles. On peut donc les utiliser comme indicateurs de distance, telles des phares en mer dont l'intensité lumineuse plus ou moins forte nous donne une indication sur leur distance.


Si en réalité il existe une certaine dispersion entre les courbes de lumière des SNIa (que l'on peut réduire en tenant compte de diverses autres corrélations entre la magnitude absolue au maximum d'éclat et d'autres quantités, en particulier la pente de la décroissance de la courbe de lumière après le maximum) on obtient alors une relation analogue à la relation période-luminosité des Céphéides (qui sont les autres "chandelles standards" qu'utilisent le astronomes dans les galaxies proches) et qui sert ici d'indicateur de distance pour les galaxies plus lointaines, puisque les supernovas sont des objets intrinsèquement très brillants et que l'on va pouvoir les observer de beaucoup plus loin.


Il a ainsi pu être construit de proche en proche des échelles de distances qui ont permis de mesurer les distances dans l'univers, aboutissant à la loi de Hubble-Lemaître (énonçant que les galaxies s'éloignent les unes des autres à une vitesse approximativement proportionnelle à leur distance) et de mesure secondairement les distances de l'ensemble des galaxies à partir de leur décalage spectral (toutes n'ont en effet pas de supernova pour en mesurer la distance).

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Description

NGC 877 est une galaxie spirale barrée de faible luminosité de surface située dans la constellation du Bélier à environ 175 millions d'années-lumière de la Voie lactée (plusieurs mesures non fondées sur le redshift donnent une distance de 47,092 ± 7,522 Mpc (∼154 millions d'a.l.) pour NGC 877, ce qui est en concordance avec les mesures de distances calculées en employant la valeur du redshift).


Elle a été découverte par William Herschel en 1784. C’est une galaxie LINER (galaxie dont le noyau présente un spectre d'émission caractérisé par de larges raies d'atomes faiblement ionisés) qui présente une large raie HI.


Les galaxies NGC 876, NGC 871 et NGC 877 forment un groupe de galaxies en interaction gravitationnelle. On voit d'ailleurs une légère déformation du bras sud de NGC 877 en direction de NGC 876.

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Un peu de science

En astronomie, la magnitude absolue indique la luminosité intrinsèque d'un objet céleste, mais sa définition varie en fonction des corps célestes, ainsi : 


  • Pour un objet extra-solaire, elle se définit par la magnitude apparente qu'aurait cet astre s'il était placé à une distance de référence fixée à 10 parsecs cad 32,6 années-lumière (en l'absence d'extinction interstellaire, notamment par les poussières galactiques ou extra-galactiques).

  • Pour un corps du Système solaire, elle se définit par la magnitude apparente qu'il aurait à une unité astronomique (UA) à la fois de la Terre et du Soleil, sa face visible totalement illuminée.

  • Pour les météoroïdes (étoiles filantes), elle se définit par leur magnitude apparente s'ils étaient observés à 100 km d'altitude au zénith.


Comme pour toutes les échelles de magnitudes (type celle de Richter), elle est définit par une une fonction affine décroissante du logarithme de la luminosité de l'objet c'est à dire que la magnitude augmente d'une unité lorsque la luminosité est divisée par 2,5. Dans le cas qui nous intéresse ici, à savoir celui d'une galaxie, nous pouvons donc retenir la définition de l'Union astronomique Internationale « la magnitude absolue d'un objet est la magnitude que verrait un observateur situé à une distance d'exactement 10 parsecs (32,6 années-lumière) de cet objet ». 


La magnitude absolue s'oppose à la magnitude apparente, qui dépend de la distance à l'astre et de l'extinction dans la ligne de visée. Utilisée quasi exclusivement en astronomie, la magnitude correspondait historiquement à un classement des étoiles, les plus brillantes étant de « première magnitude », les deuxièmes et troisièmes magnitudes étant plus faibles, jusqu'à la sixième magnitude, étoiles à peine visibles à l'œil nu. Elle représente donc une mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre. Elle est désormais définie suivant une échelle logarithmique inverse, dans laquelle la magnitude augmente d'une unité lorsque l'irradiance est divisée par environ 2,5. Ainsi, plus un objet céleste est brillant, plus sa magnitude est faible voire négative. Il a été défini la magnitude zéro comme étant celle de l'étoile Véga, aux erreurs d'étalonnage près.


La mesure de la magnitude se fait par photométrie dans une ou plusieurs bandes spectrales (ultraviolet, spectre visible, infrarouge) grâce à des systèmes photométriques tels que le système UBV. Généralement, la magnitude est donnée dans la bande spectrale V (visuel) et se voit alors appelée magnitude visuelle, notée mv ou simplement V. Les plus grands télescopes parviennent à détecter des objets célestes jusqu'à une magnitude limite de +31,2 (champ extrêmement profond de Hubble) ; le télescope spatial James-Webb devrait atteindre +34 en lumière visible.


Les magnitudes absolues des étoiles s'étendent généralement de -10 à +17 en fonction de leur type spectral : une supergéante bleue a une magnitude absolue descendant jusqu'à -10 tandis que celle d'une naine rouge peut aller jusqu'à +17. Le Soleil, avec une magnitude absolue de +4,8 se situe à peu près à mi-chemin de ces deux extrêmes.

Les supernovas de type Ia peuvent présenter une magnitude absolue de −19,31 ; une telle supernova serait aussi lumineuse que le Soleil à une distance de 1,07 année-lumière !


Historiquement, le premier classement des étoiles en fonction de leur brillance remonte à l'Antiquité où, au IIe siècle av. J.-C., l'astronome grec Hipparque aurait réalisé un catalogue d'un millier d'étoiles visibles à l'œil nu. L'échelle comprend alors six « grandeurs ». Cette méthode de classement fut popularisée par l'Almageste de Ptolémée au IIe siècle. Au XVIIe siècle, Galilée est contraint de créer une septième grandeur en observant le ciel avec sa lunette astronomique afin dec lasser les étoiles visibles avec son instrument. 

En 1856, Norman Robert Pogson propose une nouvelle classification où il remplace le mot « grandeur », qui prête à confusion avec la notion de taille, par celui de « magnitude ».


Comme nous allons le voir ci-dessous, si il

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Les supernovas correspondent à la fin de vie explosive d'un certain type d'étoiles. Phénomène exceptionnellement lumineux, une supernova peut briller pendant quelques heures autant que toute les étoiles d'une petite galaxie et le dégagement d'énergie est comparable à celui qu'aura émit notre Soleil sur l'ensemble des 10 milliards d'années de son existence. Ce sont des événements rares ; dans la Voie Lactée, il ne s'en produirait que deux à trois par siècle, cachés la plupart du temps à nos regards car les poussières interstellaires nous masquent une grande portion de notre propre galaxie. Ainsi, les archives humaines n'en n'ont répertorié avec certitude que moins d'une dizaine au cours des 20 derniers siècles.


Dans le cas de la la supernova SN 2019rn, le type II décrit un supernova "par effondrement de cœur", l'effondrement de cœur étant l'un des deux principaux mécanismes de formation de supernova, l'autre étant la supernova thermonucléaire (ou type Ia). 


Ces supernovas correspondent à l'expulsion violente des couches externes des étoiles massives (à partir de 8 masses solaires) en fin de vie. Juste avant que cette explosion ne survienne, la partie la plus centrale de l'étoile se contracte ; il en résulte la formation d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir. Les différences entre supernovas de type II concernent des variations dans leurs spectres et dans leur courbe de luminosité.  En effet, certaines particularités des couches externes de ces étoiles, pré-existantes à l'explosition, vont se traduire dans le spectre électro-magnétique au moment de la supernova, ce qui va permettre de définir trois types spectraux principaux : le type II, le type Ib (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène) ou le type Ic (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène et son enveloppe d'hélium). 


La masse maximale d'une étoile pouvant produire une supernova est estimée à environ 40 masses solaires. Au-delà de cette masse, l'étoile va directement former un trou noir sans engendrer de supernova (collapsar).


Avant le phénomène de supernova stricto sensu, une étoile massive va donc progressivement épuiser son combustible nucléaire pendant qu'elle traverse le stade de supergéante rouge et fusionner ses éléments, créant ainsi un noyau de fer. La supernova à effondrement de cœur comporte alors trois phases : l'effondrement lui-même avec la transformation du noyau de fer en matière neutronique, le rebond des couches externes de l'étoile sur la matière neutronique puis l'explosion. Selon toute vraisemblance, des étoiles comme Antarès (Scorpion) ou Bételgeuse (Orion) devraient ainsi terminer leur existence en explosion de type II


Le Type IIB est rare et semble correspondre au "chaînon manquant " entre les supernovas de type Ib/c et les sypernovas de type II proprement dites.


La luminosité lors de l'explosion d'une supernova de type II peut atteindre 10 milliards de fois la luminosité solaire, ce qui équivaut à peu près à la luminosité d'une galaxie moyenne. Cependant, la luminosité générée par la supernova équivaut à seulement 0,01 % de l'énergie libérée lors de l'explosion, 99 % de cette énergie étant émise sous forme de neutrinos et les derniers 0,99 % sous forme d'énergie cinétique (dans la matière libérée par l'étoile).


Au final, on peut retenir que les supernovas de type IIb (SN IIb) entrent dans cette catégorie générale des supernovas survenant pour des d'étoiles ayant préalablement expulsé leurs couches externes, mais qui conservent quelques dixièmes de masse solaire de leur enveloppe d'hydrogène d'origine. Les modèles suggèrent qu'une SN de type IIb se produit dans des étoiles de masse modérément élevée (d'environ 10 à 18 masses solaires), probablement dans des systèmes binaires, et que les masses des noyaux qui s'effondrent sont de plusieurs masses solaires. Leur évolution spectrale révèle des raies de Balmer significatives peu après l'explosion, mais qui s'estompent rapidement avant d'être supplantées par de fortes raies d'hélium, ce qui fait penser que la photosphère se retire à travers l'enveloppe d'hydrogène dans les couches d'hélium et les couches plus profondes. 

Après l'apparition de l'hélium, les supernovas de type SN IIb ressemblent beaucoup à de supernovas de SN Ib. Leurs courbes de lumière de SN IIb peuvent montrer une phase précoce de type "boule de feu", mais elles restent alimentées quasiment exclusivement par désintégration radioactive lors du pic d'intensité lumineuse (et après). Enfin, il existe des éléments faisant évoquer deux sous-classes de SN IIb, celles avec des enveloppes d'hydrogène radialement étendues et celles avec des enveloppes compactes. Certaines encore montrent des signes d'interaction avec la matière circumstellaire. 

Sources :

Pour toute info sur cette SN de type IIb de magnitude absolue de M = -14,73, c’est ici ou là que ça se passe :


http://www.rochesterastronomy.org/supernova.html#2019rn


http://www.astronomerstelegram.org/?read=12384


https://wis-tns.weizmann.ac.il/object/2019rn


An extremely optically dim tidal feature in the gas-rich interacting galaxy group NGC 871/NGC 876/NGC 877. K. Lee-Waddell, K. Spekkens, J.-C. Cuillandre, J. Cannon, M. P. Haynes, J. Sick, P. Chandra, N. Patra, S. Stierwalt & R. Giovanelli. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 443, Issue 4, 1 October 2014.

Date  de création : 

Date  de modification :

13 02 2019

04 12 2020

Jean-Brice Gayet

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