Un rémanent de supernova est la matière éjectée lors de l'explosion d'une étoile en supernova. Il existe deux voies possibles qui aboutissent à la création d'un rémanent : une étoile massive cessant de générer de l'énergie par l'intermédiaire de la fusion nucléaire dans son cœur, et finissant par s'effondrer sous l'effet de sa propre pesanteur. On parle de supernova à effondrement de cœur, au centre duquel se trouve un résidu compact (étoile à neutrons ou trou noir). Alors que l'étoile massive fait plus de huit masses solaires, le résidu compact fait de l'ordre de solaire ; une naine blanche ayant accumulé assez de matière provenant d'une étoile voisine ou entrant en collision avec celle-ci pour atteindre la masse critique qui engendre une explosion thermonucléaire. On parle de supernova thermonucléaire. Dans le cas où il y a accrétion de matière et non collision, l'étoile compagnon peut éventuellement survivre à l'explosion. L'étoile qui explose est en revanche totalement détruite, sans laisser de résidu compact derrière elle.
Historique La première supernova observée depuis l'invention du télescope date de 1885, dans la galaxie d'Andromède (SN 1885A). L'étude des rémanents de supernovas date en revanche du début du . C'est d'abord en 1921 que Knut Lundmark mentionne le fait que l'« étoile invitée » observée par les astronomes chinois en l'an 1054 est probablement une « nova » (à l'époque, le terme de supernova, et plus généralement la nature des phénomènes de nova et de supernova, ne sont pas connues).. En 1928, Edwin Hubble est le premier à associer la nébuleuse du Crabe (M1) comme étant le produit de l'explosion observée en 1054, sur foi de la mesure de l'expansion de la nébuleuse, compatible avec un âge d'environ 900 ans.. Ce n'est cependant que dans la seconde moitié du , conjointement avec la compréhension du mécanisme de supernova et le développement de la radioastronomie, que se développe l'étude des rémanents de supernova. C'est ainsi que dans les années 1950 peut être identifié le rémanent associé à la supernova historique , par Robert Hanbury Brown et Cyril Hazard de l'Observatoire de Jodrell Bank.. Vers la fin des années 1950, plusieurs sources radio dont la contrepartie optique était connue (par exemple et les Dentelles du Cygne) peuvent ainsi être identifiées comme des rémanents de supernovas.
Désignation des rémanents de supernova
Les rémanents sont aujourd'hui systématiquement catalogués avec le symbole SNR (pour l'anglais ), suivi de ses coordonnées galactiques. Divers autres noms sont attribués à certains rémanents, en particulier pour ceux qui sont détectés avant d'être identifiés comme tels.
Types de rémanents On classifie les rémanents en deux principaux types, dits en coquille ou pleins. Les premiers s'avèrent significativement plus nombreux que les seconds, mais ceci peut en partie être le résultat d'effets de sélection dans la recherche de rémanents. Certains rémanents possèdent des propriétés des deux classes et sont dits composites. D'autres rémanents, enfin, ne sont pas facilement catégorisables car présentant des propriétés atypiques. C'est par exemple le cas de SNR G069.0+02.7 (aussi appelé ) ou (ou W50).
Coquilles Les rémanents dits en coquille présentent une zone d'émission plus ou moins circulaire localisée à une certaine distance du centre du rémanent, plus sombre. Les rémanents des trois supernovas historiques SN 1604, SN 1572 et SN 1006 sont par exemple dans ce cas. Des rémanents plus âgés présentent aussi ces caractéristiques, mais sont moins réguliers, comme les Dentelles du Cygne ou IC 443. L'irrégularité croissante des rémanents à mesure que le temps passe reflète pour partie l'hétérogénéité du milieu interstellaire dans lequel ils se propagent. Dans le domaine des ondes radio, les rémanents en coquille présentent une densité de flux S qui varie en loi de puissance en fonction de la fréquence ν, c'est-à-dire selon une loi du type . L'exposant α est appelé indice spectralEn principe, c'est la quantité -α qui correspond à l'indice spectral, mais celle-ci étant en général négative, certains auteurs définissent l'indice spectral au signe près pour que celui-ci soit positif. Le signe de l'indice spectral donne en général la convention de signe utilisée, celle-ci étant de toute façon systématiquement précisée par les auteurs dans la littérature scientifique.. Cet indice spectral est de l'ordre de 0,5, et peut être plus élevé (0,6-0,8) pour des rémanents jeunes. Cette émission radio est polarisée et le résultat d'un rayonnement synchrotron de particules relativistes se déplaçant le long des lignes de champ magnétique. En plus de ce rayonnement synchrotron, certains rémanents présentent une émission thermique dans le domaine visible ou plus fréquemment celui des rayons X. Certains rémanents présentent en plus une émission non thermique en X et/ou en gamma, qui (comme en radio) trace une population de particules énergétiques.
Nébuleuse de vent de pulsar
Les rémanents « pleins », aussi dits « nébuleuse de vent de pulsar », ou « de type Crabe » (pour nébuleuse du Crabe) présentent une émission centrale plus marquée que sur les bords. L'exemple le plus connu de ces rémanents est la nébuleuse du Crabe, mais celle-ci présente certains aspects atypiques, aussi le terme de « type Crabe » est-il déconseillé car il peut y avoir confusion entre les caractéristiques spécifiques de cette nébuleuse et celles des autres nébuleuses de vent de pulsar. L'interprétation de l'émission centrale est l'existence d'un objet compact qui injecte en continu de l'énergie dans la matière du rémanent. Un pulsar génère en effet un puissant vent relativiste et magnétisé, qui est source de rayonnement synchrotron en radio et en rayons X. La densité de flux de ces rémanents est plus plate que dans le cas des coquilles, l'indice spectral α étant en général de l'ordre de 0,1. Une telle émission se rapproche de celle que l'on trouve dans les régions HII, à ceci près que celle des régions HII est d'origine thermique alors que celle de ces rémanents est non thermique, car présentant une polarisation significative. Ces rémanents peuvent aussi présenter une émission thermique, en optique, provenant des éjectas. Mais contrairement aux rémanents à coquille, l'interaction des éjectas avec le milieu ambiant n'est pas visible.
Composites Les rémanents dits composites présentent des caractéristiques communes aux deux types présentés ci-dessus, avec une émission caractéristique des rémanents pleins au centre avec un indice spectral faible, et une émission plus intense en bordure présentant un indice spectral plus important. Un exemple de rémanent composite est SNR G326.3-01.8 (MSH 15-56). Vela (XYZ) le rémanent dont l'objet central est le pulsar de Vela (ou PSR B0833-45) est également classé parmi les rémanents composites.
Population et caractéristique On a découvert entre 300 et 400 rémanents dans la Voie lactée, ce qui correspond à l'ordre de grandeur attendu étant donné le taux de formation, la durée de vie et les effets de sélection affectant leur détection (on pense qu'il y en a un millier au total dans toute la galaxie). En 2002, l'on compte 84 % de rémanents en coquilles, 4 % de nébuleuses de vent de pulsar et 12 % de composites. Ces rapports d'abondance sont assez différents de ceux des supernovas thermonucléaires par rapport à celles à effondrement de cœur, ce qui montre qu'il n'est pas possible de faire une assimilation simple entre les rémanents en coquilles et ceux issus d'événements laissant derrière eux un résidu compact. La prééminence des rémanents en coquille est probablement due à des effets de sélection : il est plus facile d'identifier un rémanent ayant une structure en coquille à ceux ayant une structure pleine, ces derniers étant souvent difficiles à distinguer de régions HII de forme régulière sphérique.
En termes d'ordre de grandeur, les études des supernovas font ressortir que l'énergie communiquée à un rémanent est de l'ordre de , pour une masse éjectée d'une masse solaire. Cela fait une vitesse d'éjection de l'ordre de La vitesse v d'un objet de masse M et d'énergie cinétique E est donnée par : . Une masse solaire correspondant à , on retrouve immédiatement le chiffre de annoncé plus haut..
Formation et évolution des rémanents Les rémanents se forment à la suite de l'explosion d'une étoile en supernova. L'explosion n'est pas forcément sphérique, mais certains rémanents gardent longtemps une forme extrêmement régulière. L'influence d'une source d'énergie interne (un pulsar central) peut affecter significativement la forme et l'évolution du rémanent. Dans l'hypothèse de l'absence d'une source centrale, on distingue essentiellement quatre phases dans la vie d'un rémanent : Phase I, expansion libre. La matière éjectée par l'explosion l'est à une vitesse très supérieure à la vitesse de libération de l'astre. Le champ gravitationnel de celui-ci est négligeable, et la matière éjectée n'est pas affectée par celle-ci. Elle se propage ainsi à vitesse constante, emportant sur son passage la matière du milieu interstellaire. Cette phase dure tant que la quantité de matière balayée est petite par rapport à la matière éjectée. Le rayon R du rémanent croît à vitesse constante, sa valeur est proportionnelle au temps : , la constance de proportionnalité étant la vitesse de la matière éjectée, qui se compte en milliers de kilomètres par seconde. Le taux d'expansion du rémanent donne l'inverse de son âge. En effet le taux d'expansion, donne directement : . L'arrivée des éjectas dans le milieu interstellaire est responsable d'une onde de choc se propageant vers l'extérieur, ainsi que d'une onde choc réfléchie se réfléchissant vers le centre quand les éjectas commencent à décélérer (on parle dans ce cas de choc inverse ou choc en retour). Phase II, expansion adiabatique, dite phase de Sedov-Taylor. La masse de la matière balayée par l'explosion devient significative, voire supérieure à la matière éjectée. Cependant, le transfert de quantité de mouvement entre matière en mouvement et matière interstellaire initialement au repos se fait sans perte d'énergie, d'où le terme d'adiabatique. Le rayon du rémanent croît encore au cours du temps, mais les échanges d'énergie font que cette croissance décélère au cours du temps. Un calcul simple (voir Phase de Sedov-Taylor) donne une dépendance : , avec une constante de proportionnalité qui ne dépend que de l'énergie dégagée lors de l'explosion et de la densité du milieu interstellaire. Historiquement, cette phase a été étudiée dans le contexte des explosions thermonucléaires atmosphérique. L'inverse du taux d'expansion est cette fois supérieur à l'âge du rémanent, puisque l'on a : . Phase III, pertes radiatives. Cette fois, l'énergie du rémanent est faible, et le choc entre le rémanent proprement dit et le milieu interstellaire provoque des pertes significatives d'énergie. L'expansion du rémanent s'en trouve ralentie, avec une loi de puissance possédant un exposant moindre que le facteur 2/5 de la phase de Sedov-Taylor. Le front avant du rémanent se voit rattrapé par les couches plus internes, moins sujettes aux pertes d'énergie, formant une distribution de matière en coquille. Phase IV, disparition. La densité du rémanent devient de l'ordre de celle du milieu interstellaire et l'énergie dégagée par les interactions avec le milieu interstellaire devient faible pour rayonner suffisamment. Le rémanent perd son identité et disparaît. Cela se produit quand la vitesse d'expansion du rémanent descend en dessous de quelques kilomètres par seconde.