Les supernovas peuvent devenir certains des collideurs de particules les plus puissants de l’univers – mais seulement s’ils passent beaucoup de gaz avant d’exploser, découvre de nouvelles recherches.
Pendant près d’un siècle, les astronomes ont détecté des particules à haute énergie qui coulent de l’univers lointain. Connu comme rayons cosmiquesils sont principalement faits de protons et, parfois, des noyaux d’éléments plus lourds. La plupart des rayons cosmiques sont déviés par le champ magnétique de la Terre ou absorbés dans la haute atmosphère, mais certains le font jusqu’à la surface. Environ une fois à chaque seconde, un rayon cosmique parvient à frapper votre corps.
Les rayons cosmiques s’étendent sur une large gamme d’énergies, les plus puissantes dépassant un Peta-Electron Volt (PEV). C’est un quadrillion d’électrons volts, ou jusqu’à mille fois plus puissant que les énergies de collision du Grand collisionneur de hadronsle plus puissant atome le plus puissant du monde.
Les astronomes soupçonnaient longtemps que la mort explosive d’étoiles massives peut être responsable de ces rayons cosmiques extrêmement puissants. Après tout, ces supernovas ont tous les bons ingrédients: il y a une détonation avec plus qu’assez d’énergie, un flot de particules élémentaires et des champs magnétiques qui peuvent conduire ces particules dans une frénésie avant de les libérer dans le cosmos.
Mais observations de restes de supernova à proximité tels que Tycho et Cassiopeia a n’ont pas répondu aux attentes; Les rayons cosmiques provenant de ces lieux sont beaucoup plus faibles que prévu.
Dans un journal accepté pour publication Dans la revue Astronomy & Astrophysics, les chercheurs ont sauvé l’hypothèse de Supernova et ont constaté que, dans des cas particuliers, les restes de supernova sont en effet capables de devenir des « pevatrons » – c’est-à-dire des explosions capables de générer des rayons cosmiques PEV.
L’équipe a constaté qu’avant de l’aller surnova, une star doit perdre une masse importante – au moins deux coulisses de matériel. Ceci est assez courant, car les vents puissants peuvent chasser les couches extérieures de l’atmosphère d’une étoile avant l’explosion principale. Mais surtout, ce matériel ne peut pas se disperser trop largement. Il doit rester dense, compact et proche de l’étoile.
Ensuite, lorsque la supernova se produit enfin, l’onde de choc de l’étoile explosante claque dans cette coquille de matériau. Et puis tout l’enfer se détache.
Alors que le choc se déplace à travers la coquille environnante, les champs magnétiques accélèrent à des énergies incroyablement puissantes. Ces champs magnétiques prennent des particules subatomiques aléatoires – les débris dans la coquille – et les accélèrent, les rebondissant dans les deux sens dans l’onde de choc. À chaque rebond, la particule gagne plus d’énergie. Enfin, il obtient suffisamment d’énergie pour quitter complètement le chaos et s’écouler dans l’univers.
Mais en quelques mois, le système perd de la vapeur car l’onde de choc ralentit. Il produit toujours des rayons cosmiques abondants, mais pas au-dessus du seuil PEV.
Ce scénario explique pourquoi nous n’avons pas observé directement de Pevatrons actifs. Même si une supernova se déclenche dans la Voie lactée toutes les quelques années, aucune n’a été assez proche dans les temps modernes pour que nous observons la courte fenêtre lorsqu’elle peut accélérer les rayons cosmiques à ces énergies extrêmes. Nous devrons donc être patients.
