MAX est avant tout susceptible de produire une avancée majeure dans la compréhension physique détaillée des supernovae de type Ia (SN Ia) qui constituent la principale source de production des éléments lourds et sont ainsi un maillon essentiel dans la compréhension du cycle des elements dans l'Univers et de l'évolution chimique des galaxies. Par la mesure des intensités, décalages et formes de leurs raies gamma nucléaires, MAX permet l'observation directe des isotopes radioactifs fraîchement synthétisés. On ne peut étudier plus directement cette radioactivité qui est la véritable source d'énergie des courbes de lumière et des spectres observés dans le domaine visible. Le moniteur optique de MAX, qui observera la courbe de lumière simultanément, fournira le lien nécessaire à une totale compréhension des SN Ia.
Les isotopes formés dans le processus de nucléosynthèse nous servent de traceurs, nous apportant des informations uniques sur les conditions physiques qui règnent dans la zone de combustion. Leur observation par MAX posera de sévères contraintes aux théories sur la nucléosynthèse existantes; les calculs seront ainsi basés sur des fondements plus solides. De plus, les isotopes radioactifs sont des chronomètres fiables, permettant d'accéder à une multitude d'échelles de temps. Ils peuvent servir de traceurs des processus de mélanges stellaires et interstellaires, clarifiant la physique extrêmement complexe de la turbulence stellaire et du recyclage interstellaire. 

Si la compréhension physique détaillée des SN Ia est un problème de toute première importance en soi, elle est également indispensable pour contraindre les erreurs systématiques dans l'utilisation des SN Ia à grand z, qui servent à déterminer les paramètres cosmologiques. A présent il s’avère que les SN Ia portent en elles la clé pour la détermination de la taille, de la géométrie et de l'âge de l'univers.

Afin d'étudier et comprendre les différents types de SN Ia, il est indispensable de disposer d'un large échantillon. La sensibilité de MAX pour les raies fines, meilleure que 10-6 photons.cm-2.s-1 à 812 keV et 847 keV (56Ni et 56Co), permet l'observation de supernovae jusqu'à des distance de 50 à 100 Mpc. A cette distance, il y aura toujours une SNIa en phase d'émission gamma nucléaire, débutant peu après l'explosion et se prolongeant pendant plusieurs mois. 

Figure 1 : le taux des SNIa plus brillantes qu'une magnitude au pic mp et le flux estimé dans la raie du 56Co; la détection de SN1991T (Morris et al 1997) à été calibrée avec la taux des SnIa du "Sternberg Astronomical Institute Supernova Catalogue" entre novembre 1988 et novembre 2003.(cliquer pour agrandir)

La Physique des Supernovae de type Ia.

Il est  largement accepté que les SNe Ia proviennent d'explosions thermonucléaires de carbone-oxygène dans les naines blanches. Cependant, on peut distinguer parmi les modèles préconisés trois différents types de modélisation (e.g. Branch et al. 1995). Chacun de ces trois  scénarios implique  différentes statistiques pour les supernovae, différentes datations du système parent, et différentes évolutions chimiques des galaxies et de l'Univers

Le premier modèle se base sur des naines blanches de carbone-oxygène (WD) qui ont une masse voisine de celle de Chandrasekhar et qui accrètent de la matière par débordement du lobe de Roche de leur compagnon, qu'il soit évolué ou pas (comme cataclysmique ou variable). Dans ces modèles d'accrétion, l'explosion est déclenchée par chauffage du à la compression. D'un point de vue théorique, les deux questions clés sont ici les conditions dans lesquelles l'explosion thermonucléaire démarre et comment elle se propage dans la naine blanche. L'allumage et la propagation peuvent varier en fonction de la vitesse de rotation et du taux d'accrétion de la naine blanche, qui à leur tour peuvent varier selon la métallicité, l'âge, et la nature du système parent.

Le second modèle est caractérisé par deux naines blanches en orbite proche qui décroient à cause d'une émission d'ondes gravitationnelles. Ceci mène par la suite au mélange des deux naines blanches. Dans ce scénario, toute la masse de l'objet résultant peut excéder la masse de Chandrasekhar et la rotation peut jouer un rôle particulièrement significatif. 
Un troisième modèle est celui qui met en jeu les détonations d'hélium, c'est à dire double détonation C-O  déclenchée par la détonation d'une couche externe d'hélium dans des naines blanches de faible masse. Concernant le mécanisme d'explosion, plusieurs possibilités ont été avancées :

Détonation. La combustion du carbone se produit au centre d'une WD dont la masse avoisine la masse de Chandrasekhar. Un front de combustion supersonique (détonation Chapman-Jouguet) se propage alors dans toute l'étoile et brûle complètement la matière jusqu'aux éléments de Fe-peak (Arnett 1969). Ce modèle a été éliminé par les observations.

Déflagration. Dans ce cas-ci, le front de combustion démarrant du centre se propage de manière subsonique dans l'étoile de telle manière que les couches externes puissent gonfler et ainsi éviter la combustion complète (Nomoto, Thielemann, & Yokoi 1984).

Détonation retardée. Dans ce cas là,  le carbone brûle au centre et la propagation vers l'extérieur s'effectue de manière  subsonique comme précédemment. Quand la densité passe en dessous de  107 g cm-3, elle se transforme en détonation. À de telles densités, les réactions thermonucléaires ne peuvent pas brûler complètement la matière et les conflits liés aux observations spectroscopiques sont évités (Khokhlov 1991a).

Détonation pulsée retardée. Comme dans les cas précédents, l'allumage commence au centre, mais  la propagation est tellement lente que le front de combustion s'éteint rapidement par expansion de WD. Après avoir atteint une expansion maximum, l'objet se contracte à nouveau et quand une densité de l'ordre de 3 x 107 g cm-3 est atteinte, le carburant est remis à feu et une détonation se produit (Khokhlov 1991b). On a proposé ce genre de modèle pour expliquer l'hétérogénéité observée de SNe Ia.

Détonation Sub-Chandrasekhar. Ce modèle suppose une WD de masse arbitraire accrétant de l'helium d'un compagnon. Quand la couche accrétée atteint une valeur critique de ~ 0.2-0.3 MS, l'hélium brûle au fond de l'enveloppe. Une détonation se propage alors vers l'extérieur et une onde de choc vers l'intérieur. En raison de la géométrie, l'onde de choc est focalisée près du centre et une détonation se propageant vers l'extérieur s'ensuit. Etant donné que la masse initiale varie selon les cas, une grande variété d'événements de SN est prévue (Livne & Arnett 1993 ; Ruiz-Lapuente et al. 1993 ; Woosley & Tisserand 1994).

La physique des déflagrations stellaires (et même terrestres) n'est pas bien comprise. Etant donné que les flammes conductrices sont trop lentes pour expliquer les observations (Timmes et Woosley 1992), le front de combustion doit  être accéléré par des instabilités wrinkling comme celles de Landau and Rayleigh-Taylor (Blinnikov, Sasorov, & Woosley 1995 ; Niemeyer & Hillebrandt 1995 ; Blinnikov & Sasorov1996 ; Müller & Arnett 1986). Cependant, les études récentes indiquent que même ces instabilités ne sont pas en mesure d'accélérer suffisamment les flammes et des instabilités supplémentaires sont donc nécessaires pour expliquer les observations (Niemeyer 1999). Les modélisations 3-D (ou même 1-D) n'étant pour le moment pas possibles à cause d'une part des échelles de longueur en jeu (qui vont de la largeur de la flamme, 10-5 centimètre, à la taille totale de l'étoile, 109 centimètres) et d'autre part de la nature intrinsèque chaotique du front de combustion, l'approche la plus utile est d'observer la plupart des résultats directs du processus : les cendres radioactives fraîchement synthétisées.
 

Cosmologie avec les supernovae de type Ia

Dès les premières études des SNe, il a été suggéré que ces événements lumineux pourraient être utilisés comme "bougies standard" pour des mesures cosmologiques. Le densité de masse WM, et la constante cosmologique normalisée WL, décrivent la géométrie espace-temps de l'Univers et peuvent être testées en utilisant les distances relatives de luminosité à de telles bougies standard calibrées, dispersées dans tout l'Univers observable.

Jusqu'ici, seules les SN Ia (Branch 1998) ont montré une homogénéité à la fois dans les courbes de lumière  et les spectres, avec une dispersion dans la magnitude pic de  s~ 0.3 à 0.5 mag, selon l'échantillon considéré. D'ailleurs, on a montré que cette classe de SNe peut être décrite par un paramètre simple reliant la largeur de la courbe de lumière et la magnitude pic (Phillips 1993). Les SNe Ia à larges courbes de lumière à décroissance lente sont intrinsèquement plus lumineuses, alors que celles présentant des courbes de lumières étroites à décroissance rapide sont intrinsèquement plus faibles. Cette propriété peut être décrite en employant un seul paramètre'"stetch" qui consiste à étirer ou comprimer l'axe de temps de la courbe de lumière template. La paramétrisation donne des variations de la courbe de lumière qui fittent la variété de SN Ia à la fois avant et après la lumière maximum et réduit la dispersion de la magnitude pic à  ~ 0.15 mag. Cette correction fait des SN Ia de très bonnes "bougies calibrées" et donc d'excellents outils pour la mesure des paramètres cosmologiques.
 

Figure 2 : Supernova Cosmology Project - regions de confiance best-fit dans le plan WM - WL. (cliquer pour agrandir)

Deux équipes, la Supernova Cosmology Project (SCP, Perlmutter et al. 1997) et la High-Z Supernova Search Team (Schmidt et al. 1998),effectuent actuellement des recherches et des observations suivies indépendantes de high-z SNe Ia en utilisant des stratégies d'observation semblables. Plusieurs champs larges sont observés, contenant quelques mille galaxies susceptibles de contenir une SN. Plusieurs semaines plus tard les mêmes champs sont observés à nouveau et soustraits des premiers. Après le rejet du bruit de fond tel que les rayons cosmiques, les asteroïdes ou les AGNs, les candidats SN restent, prêts pour  une identification spectroscopique. Après les avoir isolés, une photométrie précise est obtenue à différents stades de la SN avec le défi de soustraire correctement la lumière de la galaxie. Le même objet sera observé un an plus tard, quand la supernova s'est étiolée, afin d'obtenir une bonne image de la galaxie-hôte.

Plus de 100 SNe Ia ont été découvertes à z > 0.3. Les deux collaborations ont exécuté des analyses complètement indépendantes (Perlmutter et al. 1999) sur leurs respectifs jeux de SNe; ils trouvent pourtant des résultats très semblables.Remarquons cependant que les résultats ne sont pas entièrement indépendants puisque la majeure partie des SN proches et deux high-z SNe sont communes aux deux groupes. Fgure 2 montre les niveaux de confiance obtenus à partir d'un c2 fit entre les paramètres cosmologiques et le plot de  magnitude en fonction du redshift obtenu par l'équipe SCP.
La contrainte est approximativement décrite par WM - WL = constante, donnant une précision étonnante sur le temps d'expansion, qui pour une constante plausible de Hubble de 65 kilomètres s-1 Mpc-1, est  de 14 le ± 1 Gyr. Le modèle le plus simple d'expansion avec WM = 1 et WL = 0 est exclu par les données à un niveau de confiance de plus de 7s. Un univers avec une constante cosmologique de zéro est éliminé à un niveau de confiance de 3s et les données suggèrent que l'univers est actuellement dans une phase d'expansion accélérée. Pour effectuer des estimations indépendantes de  WM et WL, il faudrait des données à un z plus élevé qui ne sont pas disponibles aujourd'hui. Cependant, en supposant que l'univers est plat (i.e. WM + WL = 1), les données impliquent un univers de faible densité avec WM = 0.3 et une constante cosmologique positive de  WL  = 0.7.

Une telle valeur d'WL pose diverses questions intéressantes liées à la physique des particules. Pourquoi WL n'est-il pas égal à 0 et néanmoins si petit ? Est-ce que WL est une constante ou a-t-elle varié au cours de l'expansion de l'Univers ? Pourquoi la valeur actuelle de densité de masse WM est-elle si proche de la valeur de la constante de densité cosmologique WL? Plusieurs auteurs ont essayé de poser ces questions très importantes (voir par exemple Steinhardt, Wang, & Zlatev 1999) mais de nouvelles mesures plus précises des paramètres cosmologiques sera nécessaire pour mieux contraindre ces théories. La détection et le suivi de quelques centaines de SNe Ia jusqu'à z~ 1 pourraient, par exemple, laisser mesurer la variation de temporelle de WL (Huterer & Turner 1998).

Cependant, il est encore tôt pour utiliser des supernovae à redshift élevé pour la cosmologie. Il pourrait y avoir une autre raison indépendante de la cosmologie qui est que les objets trouvés à z = 0.5 sont environ 25% plus faibles que les SN Ia qui sont proches. Il n'est pas difficile d'imaginer des travers qui pourraient mener à des  problèmes inhérents aux supernovae elles-mêmes : les supernovae distantes sont des explosions qui ont eu lieu il y a 8 milliards d'années. Ce sont donc des objets plus jeunes que les SN Ia proches. Ceci pourrait avoir une influence sur les propriétés des étoiles qui ont mené à la SN Ia il y a bien longtemps et pourrait également affecter la composition chimique des naines blanches qui explosent, aussi bien proches que lointaines.

En effet, on sait déjà que les propriétés optiques des SNe Ia varient en fonction du type de galaxie dans laquelle elles se trouvent et de leur position dans cette galaxie. Il semblerait que l'on trouve les SNe Ia les plus lumineuses uniquement dans les galaxies spirales (Hamuy et al. 1996), alors les SNe Ia plus faibles se trouveraient à la fois dans des galaxies spirales et elliptiques. Le pic moyen de brillance est plus faible dans les elliptiques que dans les spirales (Wang, Höflich, & Wheeler 1997 ; Riess et al. 1999). Un effet de métallicité peut expliquer ceci, affectant le rapport C/O dans l'objet qui explose (Umeda et al. 1999 ; Höflich, Rouleur, & Thielemann 1998).

La compréhension actuelle des SN Ia étant incomplète, on ne sait pas comment des changements dans la population stellaire ou bien dans la composition pourraient affecter leur luminosité. Il est donc clair que le phénomène SN Ia nécessite une bien meilleure compréhension avant que ces objets ne puissent en effet être utilisés comme "bougies standard" fiables.
 

Emission de raies gamma par les Supernovae de type Ia.

Les raies gamma présentent un intérêt particulier car elles sont un outil d'analyse des divers modèles et des différents scénarii d'explosion des SNe Ia; elles permettent l'observation directe des isotopes radioactifs qui génèrent les courbes de lumière et les spectres observables. Le spectre gamma des supernovae de type Ia est dominé par les raies nucléaires résultant de la chaîne de décroissance radioactive 56Ni-56Co-56Fe. Ceci est illustré figure 3, on voit un spectre gamma prévisionnel pour un modèle de détonation retardée 17 jours après explosion (Höflich et al. 1998). Les raies gamma les plus intenses dans la gamme d'énergie de MAX de 200 kev à 850 kev sont la raie à 847 kev du 56Co, suivie des raies à 270, 481, 750 et 812 kev du 56Ni, et de la raie d'annihilation e+-e- à 511 kev. En plus des raies gamma, il y a un important continuum produit par la diffusion Compton de ces photons.

Les intensités relatives des raies et du continuum dépendent de l'évolution temporelle de la supernova. Pendant les 2 premières semaines, les raies du 56Ni dominent. Après ces 2 semaines, les raies du 56Co deviennent prédominantes. Avec le temps, l'épaisseur optique Compton diminue, et par la suite le continuum Compton s'affaiblit. En raison de la décroissance de deux et de trois photons d'Ortho et Para positronium, une raie intense à 511 kev et un continuum plat en-dessous de 511 kev sont produits. La courbe de lumière optique des SNe Ia est fondamentalement déterminée par la quantité et la distribution du 56Ni (et du 56Co) et dépend du transfert d'énergie radioactive des raies g et positrons vers les photons thermiques,  du travail effectué par le rayonnement thermique dans le plasma en expansion et de la probabilité d'évasion du rayonnement thermalisé. Ceci pose deux problèmes :

Figure 3 : spectres gamma prévisionnels pour un modèle de détonation retardée DD202c 17 jours après explosion (de Höflich et al. 1998). Les raies les plus intenses, dans la gamme d'énergie de MAX de 200 kev à 850 kev, proviennent du 56Ni (270, 481, 750 et 812 keV), de l'annihilation positron (511 kev), et du 56Co (847 kev). (cliquer pour agrandir)

- La physique du transfert radiatif dans les enveloppes en expansion des SNe Ia est si complexe que la reproduction du spectre optique ne garantit pas la description correcte du champ radiatif et de sa probabilité d'évasion i.e. la courbe de lumière. Par exemple, presque tous les modèles prévoient des temps de montée plus courts vers le maximum que ceux observés, impliquant de ce fait que l'opacité provoquée par les raies est sous-estimée.

- la brillance maximale et la forme de la courbe de lumière dépendent de la distribution des éléments radioactifs et du profil de vitesse et de densité de l'enveloppe en expansion. Les deux propriétés dépendent du mode de combustion et les expériences indiquent qu'il n'est pas possible de prévoir avec certitude les résultats d'une explosion : des changements mineurs des conditions initiales peuvent mener à des changements dans le mode de combustion qui se traduisent par des effets dramatiques sur les propriétés photométriques de la courbe de lumière des SNe Ia (Sorokina et al. 1999).

Une série de caractéristiques-clés observables, qui reflètent des différences dans la physique fondamentale des SN Ia,  peuvent être identifiées dans les spectres de rayons gamma. En mesurant ces caractéristiques pour un échantillon de SNe Ia, on peut fortement contraindre les conditions physiques de l'explosion. Les modèles théoriques courants d'explosion de SN Ia ne sont pas suffisamment complets pour prévoir la luminosité précise de chaque SN mais peuvent apporter une corrélation approximative entre les changements des conditions physiques des SN et la luminosité maximale (Höflich, rouleur, & Thielemann 1998). Ces conditions incluent la vitesse de l'ejecta, l'opacité, la métallicité du géniteur, la distribution et la masse du 56Ni. Puisque les profils de densité et de vitesse du matériel radioactif synthétisé sont différents pour chaque modèle, l'évolution de l'intensité totale des raies g, leurs rapports relatifs et leurs largeurs et formes seraient différents, et pourraient servir de diagnostiques.

Figure 4 : Profil de la raie à 847 keV (SNe Ia) 120 jours après l'explosion en supposant une distance de 1 Mpc. Le trait plein correspond au modèle de déflagration, les traits en pointillés longs au modèle de détonation retardée, les traits en pointillés au modèle de détonation et les points en pointillés au modèle sub-Chandrasekhar. 

Figure 5: Évolution temporelle de la raie à 847 keV des SNe Ia, en supposant une distance de 1 Mpc. Le trait plein correspond au modèle de déflagration, les traits longs en pointillés au modèle de détonation retardée, les traits en pointillés au modèle de détonation et les points en pointillés au modèle sub-Chandrasekhar.
 

Par exemple, la forme et la largeur des raies sont différentes pour les différents modes de combustion. La figure 4 montre les profils correspondants de la raie à 847 kev 120 jours après l'explosion (voir Gómez-Gomar et al. 1998a). Les raies sont plutôt larges, ~ 50 kev. L'évolution temporelle de la raie à 847 kev est représentée figure 5. Une mesure précise de la courbe de lumière de la raie à 847 kev aidera à choisir entre différents modes de combustion(voir Gómez-Gomar et al. 1998a). Une comparaison des courbes de lumière des SNe Ia en g, UV et optique peut fournir une manière d'estimer la probabilité d'évasion des positrons et d'estimer la force et la configuration du champ magnétique.

Il faut également noter que les SNe Ia pourraient légèrement s'écarter de la symétrie sphérique, en particulier dans le cas des modèles sub-Chandrasekhar où seul un allumage synchrone plutôt non physique de l'enveloppe complète mènerait à une explosion 1-D. Dans un scénario réaliste, comme celui modellisé par les calculs 3-D, la courbe de lumière présente des fluctuations dues à la présence d'inhomogénéités dans l'ejecta. Le profil et l'intensité des raies dépendent donc de la ligne de visée. Comme montré par Isern et al. (1999), la mesure des raies g peut aider à évaluer ces inhomogénéités, ce qui est crucial pour une interprétation correcte du mécanisme d'explosion.
 
 

mise à jour : mars 2004
questions et commentaires :Peter von Ballmoos