LA SUPERNOVA QUI A MIS 88 JOURS À ATTEINDRE SON PIC

La supernova 1987A a appris aux astronomes qu’une étoile riche en hydrogène peut exploser puis prendre son temps : au lieu de s’embraser en quelques jours, elle a monté lentement pendant une centaine de jours. Elle est devenue le prototype d’une petite famille, les supernovae « de type 87A » — une trentaine connues, environ 1,4 % des étoiles qui s’effondrent.

Ces dernières années, les grands relevés du ciel ont trouvé quelques membres extrêmes de cette famille, bien plus brillants et plus durables que les autres. Ils s’expliquent mal par le mécanisme habituel, où les neutrinos émis par l’étoile à neutrons naissante font voler l’étoile en éclats.

Une géante lente

Le 11 mai 2023, le Zwicky Transient Facility, en Californie, repère une nouvelle source dans une petite galaxie à un décalage vers le rouge de 0,1020, c’est-à-dire à environ 485 mégaparsecs, soit 1,6 milliard d’années-lumière. Baptisée SN 2023iop, elle est suivie pendant plus de 600 jours par une équipe internationale menée par Steve Schulze, de l’Institut Weizmann des sciences (Israël), avec des télescopes allant de l’ultraviolet aux ondes radio.

• Elle a mis au moins 88 jours à atteindre son pic — la vraie montée a duré plus longtemps, puisqu’elle a été repérée déjà en train de grimper.
• Au pic, elle atteint une magnitude absolue de −20,1 : environ 0,9 magnitude de plus que l’ancienne détentrice du record de sa famille, OGLE-73, et 3,7 à 4,0 magnitudes de plus que SN 1987A. Sur cette échelle, plus c’est bas, plus c’est brillant, et chaque magnitude vaut un facteur d’environ 2,5.
• Elle a rayonné au moins 4,3 × 10⁵⁰ erg, sans doute plutôt 10⁵¹ — l’erg est une unité d’énergie minuscule, mais cela représente tout de même ce que le Soleil rayonne en quelques milliards d’années.
• Ses spectres ressemblent à ceux d’une supernova ordinaire riche en hydrogène — mais ils évoluent extrêmement lentement. Près d’un an après le pic, SN 2023iop n’était pas encore passée au stade où l’enveloppe devient transparente et laisse voir les raies du cœur, stade que SN 1987A atteignait en une centaine de jours.

SN 2023iop (noir) face à SN 1987A, SN 2018hna, les cas extrêmes OGLE-73 et SN 2020faa, et les supernovae de type 87A du relevé ZTF (gris) : plus brillante et plus large que toutes. — Figure 18, Schulze et al. (2026), arXiv:2610.27312.

Trop d’énergie pour des neutrinos

Une explosion poussée par les neutrinos dispose d’un budget fixe : l’étoile à neutrons naissante libère environ 3 × 10⁵³ erg, les simulations en convertissent environ 1 % en mouvement, et une supernova ordinaire n’en rayonne qu’environ 10⁴⁹ erg. Pour égaler SN 2023iop, toute la chaîne devrait être environ 50 fois plus efficace — ce qui se verrait sous forme de matière plus rapide ou de traces de collision avec du gaz environnant. On ne voit ni l’un ni l’autre.

La courbe de lumière donne deux autres indices. La montée lente implique plus de 12 masses solaires de matière éjectée. Et si le pic était alimenté par du nickel 56 radioactif, comme dans beaucoup de supernovae, il en faudrait environ 2,2 masses solaires — plus qu’une explosion par neutrinos ne peut en forger. Les auteurs soulignent qu’il s’agit d’une limite haute, valable seulement si la radioactivité domine.

Une empreinte de nickel

L’indice le plus parlant est arrivé tard. Au 326e jour après le pic, une seconde bosse avait poussé dans le spectre vers 7 300 ångströms, absente jusqu’au 140e jour. L’équipe l’attribue, à titre provisoire, à une raie de nickel 58 stable, ce qui suppose environ 0,017 masse solaire de ce nickel si le gaz est à 5 000 K — dix fois plus s’il est à 3 000 K.

C’est important, car les étoiles ordinaires qui s’effondrent en produisent environ dix fois moins. De telles quantités ne sont atteintes que par les modèles de supernovae par instabilité de paires dont le cœur d’hélium dépasse une centaine de soleils. Ce canal s’ouvre pour des cœurs d’hélium de 65 à 130 soleils : des paires d’électrons et de positons s’y forment aux dépens des photons qui soutenaient le cœur ; privé de cette pression, il s’effondre, s’échauffe, et la fusion s’y emballe d’un coup, assez pour disloquer l’étoile entière. Aucune des supernovae de comparaison ne montre cette bosse.

Ce qui colle, et ce qui ne colle pas

Un modèle publié d’explosion par instabilité de paires d’une supergéante rouge de 190 masses solaires reproduit remarquablement la montée, le pic et les spectres — jusqu’à 150 jours après le pic. Ensuite, il décroche : le modèle s’éteint au rythme de la désintégration du cobalt 56, environ 1 magnitude par 100 jours, alors que SN 2023iop n’a faibli que de 0,2 magnitude par 100 jours, restant jusqu’à 3,5 magnitudes plus brillante que le modèle dans le bleu (0,7 dans le rouge), et plus bleue que lui.

SN 2023iop (points noirs) face à deux modèles d’instabilité de paires de 190 masses solaires, dans trois couleurs : le modèle de supergéante rouge (trait rouge) suit les données jusqu’à environ 150 jours après le pic, puis passe en dessous. — Figure 13 (panneaux du haut), Schulze et al. (2026), arXiv:2610.27312.

L’équipe a testé les autres pistes. Un écho de lumière — de la poussière qui renverrait l’éclat du pic — est exclu par l’évolution lisse des spectres. De la matière retombant sur un trou noir ou une étoile à neutrons central donne la bonne allure générale, mais pas les bonnes couleurs. Une collision avec du gaz perdu par l’étoile avant sa mort, cachée dans un disque, est énergétiquement possible et pourrait fournir la lueur tardive sans laisser les raies fines habituelles. Deux autres indices désignent une étoile hors norme : une lumière polarisée à 0,8–1,0 %, signe d’une explosion dissymétrique, et une galaxie hôte naine d’environ 150 millions de masses solaires, sans doute pauvre en éléments lourds — condition pour qu’une étoile garde un cœur aussi énorme.

Un avertissement pour l’Univers lointain

Les auteurs concluent qu’une explosion par instabilité de paires est le scénario le plus plausible, l’excès tardif venant d’une interaction cachée. Ils sont clairs sur les limites : l’identification du nickel repose sur une seule raie et doit être confirmée, et SN 2023iop « semble exiger plus d’une » source d’énergie.

Ils en tirent aussi une leçon pour les relevés à venir. Le comportement tardif étrange de SN 2023iop serait invisible plus loin — sous la profondeur d’une image unique de l’observatoire Rubin au-delà d’un décalage vers le rouge de 0,3, sous les limites des relevés du télescope James Webb au-delà de 2 à 6. Vue de loin, elle aurait été classée candidate à l’instabilité de paires « sans réserve ». Les candidates lointaines pourraient donc paraître plus nettes qu’elles ne le sont. Des observations approuvées du télescope spatial James Webb chercheront dans SN 2023iop la poussière et les raies infrarouges qui pourraient départager les scénarios.