© 2009 Halbert Katzen, JD
Préparé par Halbert Katzen, J.D. avec l’aide de Chris Halvorson, Ph.D.
[Mis à jour le 04/10/09]
¶ Résumé de Tycho’s Nova
Le Livre d’Urantia déclare que « la plus récente des éruptions cosmiques majeures… fut l’extraordinaire explosion d’une double étoile, dont la lumière atteignit [la Terre] en 1572 après J.-C. Cette conflagration était si intense que l’explosion était clairement visible en plein jour ». L’explosion à laquelle se réfère le Livre d’Urantia est connue sous le nom de Nova de Tycho Brahe. Ce n’est que plusieurs décennies après la publication du Livre d’Urantia que les astronomes ont déterminé que, selon toute vraisemblance, une relation d’étoile double (ou binaire), dans laquelle une étoile finit par accréter une quantité critique de matière de l’autre étoile, est responsable de l’explosion de cette supernova. En 2004, des chercheurs ont annoncé qu’ils pensaient avoir découvert le vestige de l’étoile compagne qui a donné lieu à cette explosion.
¶ Présentation de Tycho’s Nova
Le 11 novembre 1572, le scientifique danois Tycho Brahe étudiait le ciel nocturne lorsqu’il remarqua quelque chose d’étrange : une étoile qui brillait plus fort que Vénus. Au fil des mois, cette étoile a lentement augmenté de luminosité, étant même visible pendant un certain temps dans le ciel diurne, puis elle a commencé à décroître. Finalement, après un an et demi, cette étoile inhabituelle n’était plus visible à l’œil nu. À la fin des années 1800, les scientifiques ont pu déterminer, à partir des enregistrements de Brahe de ses observations, que ce modèle inhabituel de luminosité était dû à une supernova, l’explosion massive d’une étoile. Cependant, jusqu’aux années 1970, la compréhension des origines de cet événement de supernova, souvent appelé la Nova de Tycho, qui s’est produit en 1572, était limitée.
Le Livre d’Urantia, publié en 1955, fait une affirmation très précise au sujet de la Nova de Tycho concernant un problème sur lequel les astronomes n’avaient pas encore commencé à spéculer : ses origines. Le Livre d’Urantia déclare dans une section intitulée Nos associés étoilés :
Lorsque des soleils trop gros sont éjectés d’une roue mère nébulaire, ils se brisent rapidement ou forment des étoiles doubles. Tous les soleils sont à l’origine véritablement gazeux, bien qu’ils puissent plus tard exister de manière transitoire dans un état semi-liquide. Lorsque votre soleil a atteint cet état quasi-liquide de pression de supergaz, il n’était pas suffisamment gros pour se diviser de manière équatoriale, ce qui constitue un type de formation d’étoiles doubles.
Quand elles font moins d’un dixième de la taille de votre soleil, ces sphères de feu se contractent, se condensent et se refroidissent rapidement. Quand elles font plus de trente fois leur taille (au lieu de trente fois leur contenu brut en matière réelle), les soleils se divisent facilement en deux corps séparés, devenant soit les centres de nouveaux systèmes, soit restant sous l’emprise gravitationnelle de l’autre et tournant autour d’un centre commun comme un type d’étoile double.
La plus récente des éruptions cosmiques majeures à Orvonton [une partie de l’univers décrite dans Le Livre d’Urantia qui est beaucoup plus grande que notre univers local et dans laquelle notre univers local est situé] fut l’extraordinaire explosion d’une double étoile, dont la lumière atteignit Urantia en 1572 après J.-C. Cette conflagration était si intense que l’explosion était clairement visible en plein jour.
Le Livre d’Urantia met sa crédibilité en jeu avec l’affirmation selon laquelle la supernova a éclaté à partir d’une configuration d’étoiles doubles de soleils.
L’étude moderne des supernovae a commencé en 1866 lorsque l’astronome William Higgins a fait les premières observations spectroscopiques d’une nova. À partir de ses observations, Higgins a suggéré qu’une nova résultait de l’explosion cataclysmique d’une étoile. En s’appuyant sur cette compréhension de base, les scientifiques ont ensuite commencé à séparer les novae en différents types. En 1952, les scientifiques ont localisé les restes de la nova de Tycho à l’aide d’un radiotélescope. En 1955, les scientifiques savaient que la nova de Tycho était une supernova de type I, ce qui signifie qu’il s’agissait d’une explosion particulièrement importante d’une étoile, et ils ont localisé son reste à l’aide d’un télescope à rayons X. S’appuyant sur la découverte antérieure du reste de la nova de Tycho, dans les années 1960, les astronomes du mont Palomar ont pu utiliser un télescope de 200 pouces pour identifier visuellement le reste de la supernova pour la première fois.
En 1973, Whelan et Iben ont créé le modèle standard moderne pour les supernovae de type 1a, dont on pense aujourd’hui qu’il s’agit de la Nova de Tycho. En examinant la production d’énergie totale et le taux de disparition d’une supernova de 1972, Whelan et Iben ont postulé que les supernovae de ce type étaient le résultat d’un transfert de masse d’une étoile compagnon. Comme les modèles théoriques de Whelan et Iben correspondaient si bien à la production d’énergie et au taux de disparition observés de la supernova de 1972, la communauté scientifique a rapidement accepté leur modèle.
Récemment, de nouvelles preuves ont été mises au jour qui confirment que la Nova de Tycho est le résultat d’une explosion d’étoile double. En 2004, des astronomes ont découvert ce qui est probablement l’étoile compagne qui a contribué à la masse de la Nova de Tycho, provoquant ainsi l’explosion. Cette étoile, Tycho G, a une vitesse plus de quarante fois supérieure à celle d’autres étoiles similaires dans le domaine des émissions de rayons X et correspond au profil d’une étoile compagne post-supernova.
Le Livre d’Urantia avait plus d’une décennie d’avance sur la science lorsqu’il affirmait que la Nova de Tycho provenait d’une étoile double. Des recherches menées aussi récemment qu’en 2004 continuent de soutenir cette affirmation faite en 1955.
¶ Rapport Nova de Tycho
La plupart des rapports d’UBtheNEWS corroborent des informations trouvées dans le tiers médian du Livre d’Urantia, L’Histoire d’Urantia [Terre], où est relatée l’histoire de notre planète. Ce rapport, cependant, se rapporte à un commentaire fait plus tôt dans le livre, qui décrit en détail les aspects de notre « univers local », notre section locale de la galaxie. Le chapitre 41, Aspects physiques de l’univers local, fait les commentaires suivants sur les soleils dans la section 3, Nos associés étoilés :
Quand une roue-mère nébuleuse projette des soleils trop grands, ceux-ci ne tardent pas à se fractionner ou à former des étoiles doubles. À l’origine, tous les soleils sont purement gazeux, bien qu’ils puissent exister passagèrement plus tard à l’état semi-liquide. Lorsque votre soleil atteignit cet état quasi liquide de pression supergazeuse, il n’était pas assez grand pour se scinder par l’équateur, ce qui est l’un des modes de formation des étoiles doubles.
Quand les sphères ignées ont moins du dixième de la taille de votre soleil, elles se contractent, se condensent et se refroidissent rapidement. Quand les soleils ont plus de trente fois sa taille — ou plutôt trente fois son contenu global de matériaux effectifs — ces soleils se scindent promptement en deux corps séparés qui peuvent soit devenir les centres de nouveaux systèmes, soit rester dans l’emprise de leur champ de gravité réciproque et tourner autour d’un centre commun, conformément à un type d’étoiles doubles.
La plus récente des éruptions cosmiques majeures dans Orvonton fut l’extraordinaire explosion d’une étoile double dont la lumière atteignit Urantia en 1572. La conflagration fut si intense que l’explosion était clairement visible en plein jour. (LU 41:3.3-5) [1]
Pour apprécier à quel point cette déclaration, publiée dans Le Livre d’Urantia en 1955, était en avance sur la science, il faut acquérir à la fois une compréhension générale de la façon dont la science s’est développée concernant les supernovae et une compréhension spécifique de la façon dont cette histoire de la science se rapporte à la Nova de Tycho, l’explosion de supernovae de 1572 à laquelle Le Livre d’Urantia fait référence. Mais, avant d’apprendre l’histoire des supernovae en général et de la Nova de Tycho en particulier, nous commencerons par définir ce qu’est une étoile double. Les citations suivantes de Wikipédia fournissent une description de base d’une étoile double et indiquent comment « double » et « binaire » sont utilisés de manière interchangeable en référence à cet événement :
Une étoile double se produit lorsque deux étoiles apparaissent proches l’une de l’autre vues depuis la Terre.
Il existe deux types d’étoiles doubles : les binaires visuelles et les binaires optiques. Les binaires visuelles sont considérées comme un véritable système d’étoiles binaires et sont suffisamment proches l’une de l’autre dans l’espace pour interagir gravitationnellement de telle sorte que les étoiles orbitent l’une autour de l’autre. Les binaires optiques (aussi appelées doubles optiques), en revanche, sont deux étoiles qui semblent seulement proches l’une de l’autre, mais qui sont en réalité séparées par une grande distance dans l’espace et ne sont pas liées gravitationnellement l’une à l’autre. [2]
Une étoile binaire est un système stellaire constitué de deux étoiles en orbite autour de leur centre de masse. Pour chaque étoile, l’autre est son étoile compagne. . .
On estime qu’un quart à la moitié de toutes les étoiles sont dans des systèmes binaires, avec jusqu’à 10 % de ces systèmes contenant plus de deux étoiles (triples, quadruples, etc.). [3]
Les progrès réalisés dans la qualité et les types de télescopes utilisés pour observer l’univers ont permis aux astronomes de mieux apprécier la fréquence des étoiles binaires. Ces développements couvrent la période précédant et suivant la publication du Livre d’Urantia. Au moment de la publication, la fréquence des systèmes d’étoiles binaires n’était pas considérée comme aussi élevée qu’aujourd’hui. Ce changement dans notre appréciation de la fréquence des systèmes binaires s’est produit parce que de nombreux systèmes binaires n’ont pu être identifiés jusqu’à ce que des technologies plus avancées permettent de les reconnaître comme tels.
De même, des changements ont été apportés aux modèles de classification des supernovae couvrant la période antérieure et postérieure à la publication.Le système de classification original des supernovae concernait la luminosité et d’autres émanations d’énergie.
Les supernovae sont classées en fonction de la présence ou de l’absence de certaines caractéristiques dans leurs spectres optiques pris près de la lumière maximale. Elles sont globalement divisées en 4 types principaux, dont la convention de dénomination n’a de sens que dans le contexte historique.
Les supernovae ont été classées pour la première fois en 1941 lorsque Rudolph Minkowski a reconnu qu’il existait au moins 2 types différents, ceux qui montraient de l’hydrogène (H) dans leurs spectres : Type II, et ceux qui n’en montraient pas : Type I. Au milieu des années 1980, alors que le taux de découverte de supernovae augmentait et que la qualité des données s’améliorait, les supernovae de Type I ont été subdivisées en fonction de la présence ou de l’absence de silicium (Si) et d’hélium (He) dans leurs spectres. Les supernovae de Type Ia contiennent une absorption Si évidente à 6150 Angstoms [angströms], les Type Ib n’ont pas de Si mais montrent He en émission, et les Type Ic n’affichent ni Si ni He. On a également découvert que si les supernovae de Type Ia pouvaient être trouvées n’importe où et dans n’importe quel type de galaxie, les supernovae de Type Ib et de Type Ic se produisaient principalement dans des populations d’étoiles massives, similaires aux Type II.
Nous savons maintenant que les supernovae de type II, de type Ib et de type Ic résultent de l’effondrement du noyau d’étoiles massives, tandis que les supernovae de type Ia sont des explosions thermonucléaires de naines blanches. Malgré cela, et à la grande confusion de beaucoup, les astronomes continuent d’utiliser la nomenclature liée aux types Minkowski d’origine pour classer les supernovae. [4]
La classification des supernovae en groupes provenant de systèmes d’étoiles simples et doubles n’a pas eu lieu avant 1955. Ce fait est référencé par Wikipédia dans l’histoire suivante de notre appréciation croissante de la nature des supernovae :
La véritable nature de la supernova est restée obscure pendant un certain temps. Les observateurs ont lentement reconnu une classe d’étoiles qui subissent des fluctuations périodiques à long terme de luminosité. John Russell Hind en 1848 et Norman Pogson en 1863 avaient tous deux cartographié des étoiles qui subissaient des changements soudains de luminosité. Cependant, ces observations n’ont reçu que peu d’attention de la part de la communauté astronomique. En 1866, cependant, William Higgins a fait les premières observations spectroscopiques d’une nova, découvrant des lignes d’hydrogène dans le spectre inhabituel de la nova récurrente T Coronae Borealis. Higgins a proposé une explosion cataclysmique comme mécanisme sous-jacent, et ses efforts ont suscité l’intérêt d’autres astronomes.
En 1885, Ernst Hartwig, en Estonie, observa une explosion semblable à une nova en direction de la galaxie d’Andromède. S Andromedae atteignit la magnitude 6, éclipsant le noyau de la galaxie, puis s’éteignit comme une nova. Cependant, en 1917, George W. Ritchey mesura la distance à la galaxie d’Andromède et découvrit qu’elle se trouvait bien plus loin qu’on ne le pensait auparavant. Cela signifie que S Andromedae, qui ne se trouvait pas seulement le long de la ligne de visée de la galaxie mais résidait en fait dans le noyau, libéra une quantité d’énergie bien plus importante que ce qui est typique pour une nova.
Les premiers travaux sur cette nouvelle catégorie de novae ont été réalisés dans les années 1930 par Walter Baade et Fritz Zwicky à l’observatoire du mont Wilson. Ils ont identifié S Andromedae, ce qu’ils considéraient comme une supernova typique, comme un événement explosif qui a libéré un rayonnement approximativement égal à la production totale d’énergie solaire pendant 107 ans. Ils ont décidé d’appeler cette nouvelle classe de variables cataclysmiques supernovae, et ont postulé que l’énergie était générée par l’effondrement gravitationnel d’étoiles ordinaires en étoiles à neutrons.
Bien que les supernovae[e] soient des événements relativement rares, se produisant en moyenne environ une fois par siècle dans la Voie Lactée, les observations de galaxies lointaines ont permis de découvrir et d’examiner plus fréquemment les supernovae[e]. La première classification spectrale de ces supernovae[e] lointaines a été réalisée par Rudolph Minkowski en 1941. Il les a classées en deux types, en fonction de l’apparition ou non de lignes de l’élément hydrogène dans le spectre des supernovae. Zwicky a ensuite proposé des types supplémentaires III, IV et V, bien qu’ils ne soient plus utilisés et semblent maintenant être associés à des types de supernovae particuliers uniques. Une subdivision supplémentaire des catégories de spectres a abouti au système de classification moderne des supernovae.
Au lendemain de la Seconde Guerre mondiale, Fred Hoyle a travaillé sur le problème de la production des différents éléments observés dans l’univers. En 1946, il a proposé qu’une étoile massive puisse générer les réactions thermonucléaires nécessaires, et que les réactions nucléaires des éléments lourds soient responsables de l’élimination de l’énergie nécessaire à un effondrement gravitationnel. L’étoile en effondrement est devenue instable en rotation et a produit une expulsion explosive d’éléments qui se sont répartis dans l’espace interstellaire. Le concept selon lequel la fusion nucléaire rapide était la source d’énergie pour une explosion de supernova a été développé par Hoyle et William Fowler dans les années 1960.
Le modèle standard moderne des explosions de supernovae de type Ia[ ] est fondé sur une proposition de Whelan et Iben en 1973, et repose sur un scénario de transfert de masse vers une étoile compagnon dégénérée. En particulier, la courbe de lumière de SN 1972e dans NGC 5253, qui a été observée pendant plus d’un an, a été suivie suffisamment longtemps pour découvrir qu’après sa large « bosse » de luminosité, la supernova s’est estompée à un rythme presque constant d’environ 0,01 magnitude par jour. Traduit dans un autre système d’unités, ce taux est presque le même que celui de la désintégration du cobalt-56 (56Co), dont la demi-vie est de 77 jours. Le modèle d’explosion dégénérée prédit la production d’environ une masse solaire de nickel-56 (56Ni) par l’étoile qui explose. Le 56Ni se désintègre avec une demi-vie de 6,8 jours en 56Co, et la désintégration du nickel et du cobalt fournit l’énergie rayonnée par la supernova à la fin de son histoire. L’accord entre la production totale d’énergie et le taux de disparition
La déclaration ci-dessus sur la façon dont « Le modèle standard moderne pour les explosions de supernovae de type Ia est fondé sur une proposition de Whelan et Iben en 1973, et est basé sur un scénario de transfert de masse vers une étoile compagnon dégénérée », indique que l’affirmation faite par Le Livre d’Urantia en 1955 selon laquelle la Nova de Tycho avait une origine d’étoile double était environ vingt ans en avance sur son temps.
En prévision de la fourniture d’informations sur certaines des recherches les plus récentes qui indiquent que les astronomes ont peut-être trouvé l’étoile compagne de Tycho, les chercheurs du groupe de télescopes Isaac Newton, dans un article de 2005 intitulé La recherche de l’étoile compagne de la supernova 1572 de Tycho Brahe nous donnent un autre aperçu du développement de la théorie selon laquelle toutes les supernovae de type Ia ont une origine d’étoile double :
Ces dernières années, les supernovae de type Ia (SNe Ia) ont été utilisées avec succès comme sondes cosmologiques de l’Univers (Riess et al., 1998 ; Perlmutter et al., 1999). Cependant, la nature de leurs progéniteurs reste un mystère. Il est largement admis qu’elles représentent la rupture d’un objet dégénéré, mais il existe également de nombreux modèles de progéniteurs (voir par exemple Ruiz-Lapuente, Canal, Isern, 1997a, pour une revue), mais la plupart d’entre eux présentent de sérieux problèmes théoriques/observationnels ou ne semblent pas produire un nombre suffisant pour expliquer la fréquence observée de SNe Ia dans notre Galaxie.
Hoyle et Fowler (1960) ont décrit comment une naine blanche, point final courant dans l’évolution des étoiles de masse faible et intermédiaire, pouvait devenir une puissante bombe à fusion si sa température intérieure passait d’environ 2 x 108 à 5 x 108 K. Ils ont anticipé que ce type d’explosion pourrait bien correspondre à la classe d’objets identifiés par Minkowski (1941), appelés supernovae de type I et beaucoup plus tard rebaptisés type Ia. Ces supernovae sont caractérisées par leurs signatures spectrales et sont les explosions stellaires les plus brillantes observables.
Mais comment des températures aussi élevées (>108 K) peuvent-elles être atteintes dans les noyaux habituellement froids et dégénérés des naines blanches ? Une façon naturelle de réchauffer les naines blanches est l’accrétion de matière provenant d’une étoile compagne. Si la naine blanche grossit en masse en prenant de la matière d’une étoile donneuse, sa densité centrale et sa température augmentent, et elle peut atteindre la condition critique proche de 1,4 masse solaire, la masse dite de Chandrasekhar. La voie binaire s’avère être la voie physique la plus simple pour donner naissance à des naines blanches nues explosant en nombre suffisamment important pour expliquer ces supernovae. Les modèles d’étoile unique ont échoué à la fois physiquement et statistiquement. Récemment, un nouvel élan a été donné à l’étude des chemins évolutifs possibles vers l’explosion. Des efforts d’observation avec des objectifs spécifiques ont été mis en place pour clarifier la question en comparant les modèles avec des preuves empiriques. [5]
Ayant établi que ce n’est qu’après 1955 que la communauté scientifique a accepté que toutes les supernovae de type Ia avaient une origine d’étoile double, nous tournons maintenant notre attention vers l’histoire de la classification de la Nova de Tycho comme supernova de type Ia. Dans un article de 1945, W. Baade a présenté l’analyse suivante, classant la Nova de Tycho comme une supernova de type I :
La courbe de lumière de la nova de 1572, dérivée des observations de Tycho, montre que l’étoile était une supernova de type I qui a atteint au maximum la magnitude apparente de -4,0.
Le fait qu’aucune coquille en expansion ne puisse être détectée à l’endroit où la supernova a éclaté indique que l’excitation fournie par le reste stellaire est insuffisante, ce qui suggère que l’étoile est beaucoup plus avancée vers l’état final de naine blanche que ne le sont les restes stellaires des supernovae de 1054 et 1604 après J.-C. .
Il a été souligné dans un article précédent (W.Baade, Mt. W. Conlr., No. 600; Ap.J., 88, 285, 1938) que B Cassiopeiae, la brillante nova de 1572, était sans aucun doute une supernova en raison de son amplitude, qui dépassait 22 mag. La reconnaissance récente de deux types de supernovae rend souhaitable de décider si l’étoile était une supernova de type I ou de type II. La courbe de lumière de la nova, dérivée dans le présent article, indique clairement une supernova de type I. Parce qu’elle jette une nouvelle lumière sur l’état final d’une supernova, B Cas présente un intérêt particulier.
Il est impossible pour le moment de pousser la recherche du reste stellaire de B Cas à des limites encore plus faibles, car la nova, en raison de sa forte déclinaison, ne peut être atteinte avec le télescope de 100 pouces. Cependant, il y a toutes les chances qu’elle soit trouvée lorsque le télescope de 200 pouces entrera en service. [6]
L’existence d’étoiles doubles a été établie avant 1955. La détermination de la classification de la Nova de Tycho comme étant de type I s’est produite avant 1955 sur la base des données d’observation fournies par Tycho Brahe. Cependant, la relocalisation et l’identification de la Nova de Tycho comme ayant une origine binaire n’ont eu lieu qu’après 1955.
Le processus d’identification de l’emplacement du reste de la Nova de Tycho et de son classement dans la catégorie des supernovae à origine d’étoile double a commencé en 1952 grâce à la détection des ondes radio. L’identification par reconnaissance optique n’a eu lieu qu’après 1955. La citation ci-dessous du magazine Nature, soumise le 14 juillet par R. Hanbury Brown et C. Hazard pour l’édition d’août 1952, indique que les ondes radio de la Nova de Tycho n’avaient pas encore été détectées. La citation qui suit montre qu’à la fin de l’année, ses ondes radio avaient été découvertes.
Depuis la découverte de sources localisées de rayonnement radioélectrique extraterrestre en 1948, des relevés ont été effectués dans tout le ciel et les positions et intensités d’une centaine de sources sont maintenant connues. Bien que quelques-unes de ces sources aient été identifiées comme des nébuleuses extragalactiques, on considère généralement que la majorité doit se trouver dans la Galaxie avec une distribution, et peut-être une densité, semblables à celles des étoiles visuelles courantes. Cependant, il n’a pas encore été possible d’associer les sources radio à une classe d’objets visuels de la Galaxie et une seule identification a été faite, à savoir l’identification d’une source dans le Taureau avec la nébuleuse du Crabe. Comme on pense que la nébuleuse du Crabe est le reste de la supernova de 1054, il faut s’attendre à ce que les restes d’autres supernovae soient également des sources de rayonnement radioélectrique. Les autres supernovae connues pour s’être produites dans la Galaxie sont celles de 1572 et 1604, mais les relevés publiés ne montrent aucune source radio dans aucune de ces positions. [7]
Le rémanent … est le résultat de l’explosion de supernova en 1572 qui a été étudiée par Tycho Brahe … et a depuis été appelée la nova de Tycho, autrement connue sous le nom de Nova B Cassiopia. Le rémanent a été découvert pour la première fois en 1952 par Hanbury Brown et Hazard comme une source radio puissante. Par la suite, Minkowski a trouvé le rémanent optique associé à la source radio. La nova de Tycho est maintenant connue aussi comme une source puissante d’émission de rayons X. En analysant les anciens enregistrements de cette nova, Baade a conclu qu’au maximum elle avait une magnitude visuelle apparente de -4 , sa courbe de lumière correspondant à celle d’une supernova de type I. [8]
La société Sol Company fournit cet aperçu sur son site Web SolStation.com :
Le reste de la supernova n’a été découvert qu’en 1952, grâce au radiotélescope de Jodrell Bank (Brown et Hazard, 1953), catalogué comme source radio 3C 10. Peu de temps après, de faibles traînées optiques au même endroit ont été découvertes à l’aide du télescope de 200 pouces du mont Palomar dans les années 1960, lorsqu’une nébulosité extrêmement faible a été identifiée sur des plaques photographiques. La coquille de gaz se dilate maintenant à environ 9 000 km par seconde (beaucoup plus que la vitesse d’expansion de la nébuleuse du Crabe d’environ 1 000 km par seconde) et a atteint environ 3,7 minutes d’arc (environ 24 années-lumière (al) de large selon une estimation). Cependant, aucune source ponctuelle centrale n’a été détectée dans le reste de supernova de Tycho (SNR), ce qui est cohérent avec d’autres preuves selon lesquelles le SNR a été créé par une supernova de type Ia. [9]
L’histoire supplémentaire liée à Tycho’s Nova est résumée dans Wikipédia :
SN 1572 ou Tycho’s Nova était une supernova de la constellation de Cassiopée, l’une des huit supernovae visibles à l’œil nu. Elle fut observée pour la première fois le 11 novembre 1572 par le scientifique danois Tycho Brahe, alors qu’elle était plus brillante que Vénus. En mars 1574, sa luminosité tomba en dessous de la visibilité à l’œil nu.
Tycho Brahe n’a peut-être pas été le premier à remarquer la supernova ; c’est probablement Wolfgang Schuler qui l’a vue le premier le 6 novembre 1572. L’astronome italien Francesco Maurolico l’a peut-être également repérée avant Tycho.
Le reste de supernova a été découvert dans les années 1960 par des scientifiques du télescope du Mont Palomar sous la forme d’une nébuleuse très faible. Il a ensuite été photographié par un télescope de la sonde spatiale internationale ROSAT. La supernova était probablement de type Ia, dans laquelle une naine blanche a accrété de la matière d’une étoile compagnon jusqu’à atteindre la limite de Chandrasekhar et exploser. Ce type de supernova ne crée généralement pas la nébuleuse spectaculaire plus typique des supernovas de type II, comme SN 1054 qui a créé la nébuleuse du Crabe. Une coquille de gaz est toujours en expansion depuis son centre à environ 9 000 km/s.
En octobre 2004, une lettre dans Nature a annoncé la découverte d’une étoile G2, de type similaire à notre propre Soleil. On pense qu’il s’agit de l’étoile compagne qui a contribué à la masse de la naine blanche qui a finalement donné naissance à la supernova. Une étude ultérieure, publiée en mars 2005, a révélé des détails supplémentaires sur cette étoile : appelée Tycho G, il s’agissait probablement d’une étoile de la séquence principale ou sous-géante avant l’explosion, mais une partie de sa masse a été arrachée et ses couches externes ont été chauffées par choc sous l’effet de la supernova. La vitesse actuelle de Tycho G est peut-être la preuve la plus convaincante qu’il s’agissait de l’étoile compagne de la naine blanche, car elle se déplace à une vitesse de 136 km/s, ce qui est plus de quarante fois plus rapide que la vitesse moyenne des autres étoiles de son voisinage stellaire. [10]
Les rapports de recherche de 2004 et 2005 indiquent que les astronomes croient avoir trouvé le compagnon. Ces développements récents, près de cinquante ans après l’affirmation du Livre d’Urantia selon laquelle la Nova de Tycho était à l’origine une étoile double, apportent un soutien supplémentaire à la croyance largement répandue par les astronomes selon laquelle la Nova de Tycho avait en fait une origine d’étoile double.
Les chercheurs du groupe Isaac Newton expliquent ainsi les nouvelles découvertes :
Un test particulièrement concluant serait la détection d’une étoile compagnon ayant survécu à l’explosion de la supernova dans le reste de la supernova. A l’heure actuelle, la détection d’une étoile compagnon survivante ne serait possible que dans notre Galaxie. La supernova du millénaire, la supernova du Loup (également désignée SN 1006 d’après l’année de son apparition) était une supernova de ce type. La supernova découverte par Tycho Brahe, SN 1572, était également de ce type. Toutes deux sont les seules supernovae de type Ia sans ambiguïté observées dans notre Galaxie au cours du dernier millénaire. [11]
Conséquences observables sur l’étoile compagnon
Les prédictions de l’apparence de l’étoile compagnon après l’impact de l’éjecta de supernova, s’il y a un compagnon, ont été étudiées par Canal, Méndez et Ruiz-Lapuente (2001), en fonction du type d’étoile dont il s’agit réellement. Parmi d’autres caractéristiques, l’étoile compagnon survivante devrait avoir une vitesse particulière par rapport au mouvement moyen des autres étoiles au même endroit dans la Galaxie - principalement en raison de la rupture du binaire - détectable par des mesures de mouvement propre et de vitesse radiale, et peut-être aussi des signes de l’impact de l’éjecta de supernova. Ce dernier peut être double. Tout d’abord, la masse aurait dû être retirée de l’étoile compagnon et de l’énergie thermique lui aurait été injectée, ce qui pourrait conduire à l’expansion de l’enveloppe stellaire qui donnerait à l’étoile une gravité de surface plus faible. Deuxièmement, en fonction de l’interaction avec la matière éjectée, la surface de l’étoile pourrait être contaminée par les éjectas les plus lents constitués d’isotopes de Fe et de Ni. Si l’enveloppe stellaire du compagnon est radiative, une telle contamination pourrait être détectable grâce à des mesures d’abondance.
La recherche de l’étoile compagnon de SN 1572
La supernova de Tycho Brahe (SN 1572) est l’une des deux seules supernovae observées dans notre Galaxie que l’on pense avoir été de type Ia comme le révèlent la courbe de lumière (RuizLapuente, 2004), l’émission radio (Baldwin et al., 1957) et les spectres de rayons X (Hughes et al., 1995).
Le champ qui contenait la supernova de Tycho, relativement dépourvu d’étoiles d’arrière-plan, est favorable à la recherche d’un compagnon survivant. Avec une latitude galactique b = +1,4°, la supernova de Tycho se trouve à 59-78 pc au-dessus du plan galactique. Les étoiles dans cette direction montrent un modèle cohérent de vitesses radiales avec une valeur moyenne de -30 km/s à 3 kpc. L’étoile la plus susceptible d’avoir été le donneur de masse de SN 1572 doit montrer une coïncidence multiple : être à la distance de SN 1572, montrer un mouvement inhabituel par rapport aux étoiles au même endroit, avoir des paramètres stellaires compatibles avec une frappe par l’explosion de la supernova et se trouver près du centre rémanent.
La distance à SN 1572 déduite de l’expansion de la couche radio et d’autres méthodes se situe autour de 3 kpc. Une telle distance et la forme de la courbe de lumière de SN 1572 sont cohérentes avec le fait qu’il s’agisse d’une supernova de type Ia normale en luminosité, comme celles que l’on trouve généralement dans les recherches cosmologiques (Ruiz-Lapuente, 2004) [3:1]
Notre recherche du compagnon binaire de la supernova de Tycho a exclu les étoiles géantes. Elle a également montré l’absence d’objets bleus ou très lumineux comme étoiles compagnons après l’explosion. L’une des étoiles, Tycho G de notre échantillon, montre une vitesse particulière élevée (à la fois radiale et tangentielle), se situe dans la gamme de distances pour l’explosion de SN 1572, et son type, G2IV, correspond au profil post-explosion d’un compagnon de supernova de type Ia dont la position dans le diagramme de Hertzsprung-Russell est atypique pour une sous-géante standard.
Si Tycho G est l’étoile compagne de SN 1572, ses caractéristiques globales impliquent que l’explosion de supernova a affecté la compagne principalement par la cinématique. Par conséquent, une étoile très semblable à notre Soleil mais d’un type légèrement plus évolué aurait été le donneur de masse qui a déclenché l’explosion de Type Ia SN1572, reliant l’explosion de supernova à la famille des variables cataclysmiques.
Les résultats de cette recherche, dirigée par Pilar Ruiz-Lapuente de l’Université de Barcelone, ont été publiés dans le numéro du 28 octobre de Nature. Les co-auteurs sont Fernando Comeron (ESO), Javier Méndez (Université de Barcelone et ING), Ramón Canal (Université de Barcelone), Stephen Smartt (IoA, Cambridge), Alex Filippenko (Université de Californie, Berkeley), Robert Kurucz (Centre d’astrophysique Harvard-Smithsonian), Ryan Chornock et Ryan Foley (Université de Californie, Berkeley), Vallery Stanishev (Université de Stockholm) et Rodrigo Ibata (Observatoire de Strasbourg). [12]
L’affirmation du Livre d’Urantia en 1955 concernant l’origine de l’étoile double de SN 1572, la Nova de Tycho, avait presque vingt ans d’avance sur l’appréciation contemporaine de la communauté scientifique selon laquelle les supernovae de ce type proviennent d’étoiles doubles. Les recherches rapportées en 2004 et 2005 établissent en outre que la Nova de Tycho a été correctement identifiée comme une supernova de type Ia.
¶ Tycho’s Nova Liens supplémentaires
Citations du Livre d’Urantia :
Quand une roue-mère nébuleuse projette des soleils trop grands, ceux-ci ne tardent pas à se fractionner ou à former des étoiles doubles. À l’origine, tous les soleils sont purement gazeux, bien qu’ils puissent exister passagèrement plus tard à l’état semi-liquide. Lorsque votre soleil atteignit cet état quasi liquide de pression supergazeuse, il n’était pas assez grand pour se scinder par l’équateur, ce qui est l’un des modes de formation des étoiles doubles.
Quand les sphères ignées ont moins du dixième de la taille de votre soleil, elles se contractent, se condensent et se refroidissent rapidement. Quand les soleils ont plus de trente fois sa taille — ou plutôt trente fois son contenu global de matériaux effectifs — ces soleils se scindent promptement en deux corps séparés qui peuvent soit devenir les centres de nouveaux systèmes, soit rester dans l’emprise de leur champ de gravité réciproque et tourner autour d’un centre commun, conformément à un type d’étoiles doubles.
La plus récente des éruptions cosmiques majeures dans Orvonton fut l’extraordinaire explosion d’une étoile double dont la lumière atteignit Urantia en 1572. La conflagration fut si intense que l’explosion était clairement visible en plein jour. (LU 41:3.3-5)
- http://www.nature.com/nature/journal/v431/n7012/abs/nature03006.html (Bref résumé)
- http://www.solstation.com/x-objects/tycho-s.htm (meilleur résumé et lien ressource)
- http://www.nrao.edu/imagegallery/php/level2a.php?class=Galactic_Sources&subclass=Vestiges de supernovae
- http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-basic_connect?qsearch=tycho&version=1 (lien vers de nombreux rapports scientifiques sur Tycho)
- http://www.nature.com/nature/journal/v170/n4322/abs/170364a0.html (article de 1952, pas encore découvert en août 1952)
- Lien (article de 1945)
- http://www.noao.edu/outreach/aop/observers/casstemp.html (redécouvert en 1952, Observatoire national d’astronomie optique)
- http://en.wikipedia.org/wiki/SN_1572
- http://en.wikipedia.org/wiki/Double_star
- http://www.astro.rug.nl/onderwys/ACTUEELONDERZOEK/JAAR2001/jakob/aozindex.html (explication de la supernova de type 1a)
- http://deposit.ddb.de/cgi-bin/dokserv?idn=979066697&dok_var=d1&dok_ext=pdf&filename=979066697.pdf
- http://history.nasa.gov/SP-466/ch9.htm
- http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v497n2/37187/37187.html
- http://www.sciencedaily.com/releases/2005/09/050923075505.htm
- http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/34/text/ (Annonce de la découverte d’une étoile compagne en 2004)
- http://books.google.com/books?id=1w5f5Po4XV8C&pg=PA262&lpg=PA262&dq=tycho+brahe+redécouvert+1952&source=web&ots=8Phwz7Wgs_&sig=OiNiaG2S1HcYovl8IC8Oc2dtSPA#PPR1,M1 (références historiques)
- http://adsabs.harvard.edu/abs/1984AZh...61.1125P (ne montre aucune classification binaire au début des années 80)
- http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Supernova+Classification (système de classification des supernovae 2)
- http://www.pha.jhu.edu/bfalck/SeminarPres.html#snela
- http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+la+Supernova+Progéniteurs
- http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html#intro
- http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0309009
- http://adsabs.harvard.edu/full/1993ApJ...413...67V (van den Bergh 1993 : Le Journal d’Astrophysique, 413 : 67-69, 10 août 1993)
¶ Liens externes
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¶ Notes de bas de page
Les citations du Livre d’Urantia sont fournies dans le format ci-dessus. Dans le cas présent, 41 se réfère au chapitre (appelé « Fascicule » dans Le Livre d’Urantia) ; 3 se réfère à la section ; et 3-5 se réfère aux paragraphes. ↩︎
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Supernova+Classement ↩︎
B Cassiopeiae comme une supernova de type I (Contributions de l’observatoire du mont Wilson, Institution Carnegie de Washington, n° 711.), W. Baade, observatoire du mont Wilson, reçu le 13 juin 1945 Lien ↩︎
http://www.nature.com/nature/journal/v170/n4322/abs/170364a0.html ↩︎
Une introduction à l’astrophysique par Baidyanath Basu, p. 262 ↩︎