Sommaire

1. Introduction
2. Quelles sont les supernovae ?
3. Quels sont les différents types de supernovae ?
3.1 Supernovae de type I
3.1 Supernovae de type II
4. Exemples de supernovae
4.1 Supernovae passées
4.2 Candidats potentiels de supernovae
5. Quelles sont les nébuleuses de supernovae ?
5.1 Le cycle de vie d'une nébuleuse de supernovae
6. Quels sont les différents types de nébuleuses de supernovae ?
7. Exemples de nébuleuses de supernovae
8. Supernovae et nous
8.1 Notre Soleil pourrait-il devenir une supernovae ?
8.2 Que se passerait-il si une supernovae se produisait à proximité de la Terre ?
8.3 Est-il vrai que la Terre n'existerait pas sans les supernovae ?
9. Quelles sont les hypernovae ?
10. Les nébuleuses de supernovae sont-elles une preuve d'un jeune Univers ?
10.1 La méthodologie du YEC
10.2 Le taux d'apparition des supernovae
10.3 Nombre de nébuleuses de supernovae
10.4 L'âge des nébuleuses de supernovae
10.5 Nébuleuses de supernovae en troisième étape
10.6 L'âge des étoiles
10.7 Distance aux supernovae et aux nébuleuses de supernovae
10.8 Références obsolètes
10.9 Citations erronées et paraphrases
10.10 Conclusion
11. Notes
12. Références
12.1 Livres
12.2 Articles techniques
13. Crédits

1. Introduction

Sur la dernière centaine d'années, les scientifiques ont accumulé d'importantes preuves qui les ont conduits à conclure que l'Univers a environ 12 à 14 milliards d'années et qu'il s'est formé lors de l'événement primordial que les scientifiques appellent aujourd'hui le Big Bang.

Cependant, au cours des cinquante dernières années, un courant dérivé du christianisme fondamentaliste s'est développé (principalement aux États-Unis, bien que pas exclusivement) appelé créationnisme de la Terre jeune. Ses adeptes, appelés créationnistes de la Terre jeune (YECs), rejettent violemment la plupart des sciences modernes, sur la base du fait qu'elles contredisent leur propre version du christianisme, qui repose sur une interprétation littérale stricte de la Bible (et en particulier des premiers chapitres de la Genèse). Leur opposition la plus virulente (et célèbre) est celle qu'ils portent à la théorie de l'évolution de Darwin.

Les YEC croient que l'Univers, et donc la Terre et tout ce qui s'y trouve, y compris l'Humanité, ont été créés par le Dieu biblique, Yahvé, en seulement six jours, il y a environ 6 000 ans.

Alors que la majorité des créationnistes de la Terre jeune (CTJ) s'efforcent de réfuter les résultats de la science moderne en biologie et en géologie, quelques-uns se tournent vers l'astronomie et la cosmologie pour étayer leurs croyances. L'une de leurs approches concerne les restes de supernovae, les vestiges des étoiles en explosion connues sous le nom de supernovae. Les CTJ émettent deux affirmations concernant les restes de supernovae :

• Il n'y a pas assez de restes de supernovae observés dans notre Galaxie pour soutenir un Univers ancien - les nombres observés indiquent en réalité un Univers jeune.
• Il n'y a aucun reste de supernovae ancien, donc l'Univers est en réalité jeune.

This FAQ is written with the dual intention of both providing a general introduction to supernovae and supernova remnants, and addressing the YEC claims. To this end, it is split into six main parts:

1. Les sections 2 à 4 fournissent une introduction générale aux supernovae, ainsi qu'une description détaillée de ce qui se produit réellement lors d'une supernova, ainsi que quelques exemples de supernovae passées.
2. Les sections 5 à 7 fournissent des informations sur les restes de supernovae, les sous-produits des supernovae. Encore une fois, des exemples de restes de supernovae sont fournis.
3. La section 8 examine la relation entre les supernovae et nous, ainsi que les dangers pour la Terre posés par les supernovae.
4. La section 9 plonge brièvement dans le monde étrange des phénomènes connus sous le nom de hypernovae.
5. La section 10 traite des affirmations des YECs.
6. Les sections 11 à 13 détaillent les notes, les références et autres matériaux utilisés pour préparer la FAQ.

2. Qu'est-ce que les supernovae ?

C'est tout. Littéralement, une supernova est une étoile en explosion. L'étoile explose dans une explosion massive, donnant naissance à un objet extrêmement brillant et de courte durée qui émet d'énormes quantités d'énergie, généralement équivalentes à celles d'une galaxie entière. En plus de la lumière visible (c'est-à-dire le rayonnement optique), les supernovae émettent d'énormes quantités de divers types de rayonnements : rayons X, ultraviolets, infrarouges, rayons gamma, neutrinos, rayons cosmiques et ondes radio. Les restes de la matière qui est expulsée de l'étoile lors de la supernova sont connus sous le nom de reste de supernova. Les supernovae ont été proposées pour la première fois comme une classe distincte d'objets en 1934 par les astronomes Fritz Zwicky et Walter Baade.

3. Quels sont les différents types de supernovae ?

La taxonomie des supernovae est assez complexe. Les astronomes utilisent des critères observationnels, et non des critères théoriques, pour classer les supernovae. Les supernovae de type I ne présentent pas de raies d'hydrogène dans leurs spectres¹, tandis que les supernovae de type II en présentent. Chaque type est subdivisé en sous-classes supplémentaires, en fonction de leurs courbes de lumière (Figure 1), de leurs ancêtres et de leur localisation : le type I est divisé en types Ia, Ib et Ic, et le type II en types IIL et IIP (Cappellaro & Turatto 2000).

Comme pour la plupart des autres classifications, il existe des exceptions. Les spectres et/ou les courbes de lumière de quelques supernovae diffèrent suffisamment des types standards pour amener les astronomes à suggérer plusieurs nouvelles sous-classes (Panagia et al. 1986; van Dyk et al. 1993; Baron et al. 1995, Benetti et al. 1998; Lentz et al. 2000; Filippenko 2000; Li et al. 2000; Howell 2000).

3.1 Supernovae de type I

Les supernovae de type Ia se produisent dans un système binaire, où l'un des composants est une naine blanche ². L'attraction gravitationnelle de la naine blanche est si intense qu'elle est capable de pomper de la matière depuis son étoile compagne (Hachisu & Kato 2001). Cela provoque l'étoile à dépasser sa limite de stabilité - la limite de Chandrasekhar³ - entraînant une instabilité thermonucléaire. À ce stade, l'incinération thermonucléaire de la naine blanche s'ensuit, bien que le mécanisme exact de ce processus fasse encore l'objet de débats, car la physique de la combustion thermonucléaire dans la matière dégénérée qui constitue une naine blanche est complexe et n'est pas encore entièrement comprise, bien que de nombreuses recherches soient menées dans ce domaine (par exemple Woosley & Weaver 1994; Branch et al. 1995; Hillebrandt & Niemeyer 2000; Hillebrandt et al. 2000; Branch 2000; Ghezzi et al. 2001). Quelle que soit la mécanique exacte, le résultat est une explosion massive qui produit une éruption d'énergie extrêmement massive, soit environ 10⁵¹ ergs, avec une magnitude absolue d'environ -19,5 (Sandage et al. 1996; Saha et al. 1996)⁴. L'étoile se disperse littéralement en morceaux, ne laissant derrière elle qu'un résidu en expansion rapide.

Les supernovae de type Ib et Ic sont en réalité similaires aux supernovae de type II (elles ont été nommées avant que les astronomes ne comprennent vraiment ce qu'elles étaient). Elles se produisent lorsqu'une étoile géante d'environ 20 masses solaires évolue et perd son enveloppe d'hydrogène (les couches externes de l'étoile) soit par des vents stellaires (le flux extrêmement faible de particules chargées, composé principalement de protons et d'électrons, qui s'écoulent de la couche la plus externe d'une étoile vers l'espace interplanétaire), soit vers une étoile compagnon dans un système binaire (van Dyk et al. 1996) ; puis le noyau d'hélium exposé explose. Comme pour les supernovae de type II, l'explosion est déclenchée par l'effondrement de son noyau de fer. Les supernovae de type Ib et Ic sont (légèrement) moins spectaculaires que les supernovae de type Ia. Les supernovae de type Ib présentent des raies d'hélium fortes dans leurs spectres, tandis que les supernovae de type Ic présentent des raies d'hélium faibles ou absentes dans leurs spectres (Baron et al. 1996). La relation entre les supernovae de type Ib et Ic et les supernovae de type II est telle que plusieurs supernovae de type II ont été observées se transformer en supernovae de type Ib/Ic (par exemple Finn et al. 1995 ; Matheson et al. 2001).

La courbe de lumière standard des supernovae de type Ia montre un pic précoce suivi d'une chute abrupte, puis d'un déclin linéaire après 50 jours à un taux de 0,015 magnitude par jour. Les courbes de lumière des supernovae de type Ib, bien que plus faibles qu'une supernova de type Ia au maximum, montrent une chute abrupte similaire. Cependant, le déclin exponentiel ultérieur diffère nettement de celui des supernovae de type Ia, avec un taux de déclin inférieur pour les supernovae de type Ib par rapport aux supernovae de type Ia, étant d'environ 0,010 magnitude par jour. Les courbes de lumière des supernovae de type Ic sont identiques à celles des supernovae de type Ib.

3.2 Supernovae de type II

Ces phénomènes se produisent lorsqu'une étoile de grande masse (supérieure à environ 7,6 masses solaires) n'a plus assez de carburant pour le processus de fusion⁵ dans le cœur de l'étoile afin de créer la pression vers l'extérieur qui combat l'attraction gravitationnelle vers l'intérieur de la grande masse de l'étoile. Lorsque cela se produit, l'étoile gonfle pour devenir une supergéante rouge... du moins à l'extérieur. À l'intérieur, le cœur cède à la gravité et commence à se contracter. En se contractant, il devient progressivement plus chaud et plus dense. Cela permet à une nouvelle série de réactions nucléaires de se produire, formant de nouveaux éléments qui fusionnent à leur tour pour former d'autres nouveaux éléments, et ainsi de suite. Cela permet à l'étoile de continuer à briller temporairement (Tableau 1). Toutes ces réactions différentes prennent des périodes de temps de plus en plus courtes et libèrent des quantités d'énergie de plus en plus faibles⁶. À mesure que ces nouvelles réactions ont lieu, la structure de l'étoile devient similaire à une oignon - il y a des couches d'éléments chimiques de plus en plus légers entourant le cœur.

Une fois que l'étoile fusionne le silicium en fer, elle rencontre un obstacle majeur. Comme on peut le voir, les réactions ci-dessus libèrent de l'énergie (une réaction exothermique). Mais pour convertir le fer en éléments plus lourds, il faut de l'énergie (une réaction endothermique, qui nécessite environ 2 MeV par nucléon). Ainsi, la fusion s'arrête. Aux très hautes températures présentes actuellement dans le cœur de l'étoile (bien supérieures à 10⁹ K), un processus connu sous le nom de photodésintégration⁷ se produit. En raison de la perte d'énergie qui survient lors de la photodésintégration, le cœur commence à s'effondrer rapidement. Différentes parties du cœur s'effondrent à des vitesses différentes, avec pour résultat que le cœur interne se découple du cœur externe, le laissant derrière lui. Pendant l'effondrement, les vitesses peuvent atteindre 7 000 km s^-1 dans le cœur externe, et en environ une seconde, un volume de la taille de la Terre a été comprimé jusqu'à un rayon de 50 kilomètres. En conséquence, le reste de l'étoile se retrouve dans une position précaire, presque suspendu au-dessus du cœur en effondrement catastrophique. Cet effondrement du cœur interne de fer continue jusqu'à ce que la densité y dépasse environ 8 x 10¹⁷ kg m^-3. À ce stade, la matière qui constitue maintenant le cœur interne se rigidifie (en raison du fait que les noyaux des atomes présents se repoussent mutuellement), avec pour résultat que le cœur interne rebondit quelque peu, envoyant des ondes de pression vers l'extérieur dans la matière entrante du cœur externe. Ces ondes de pression, lorsqu'elles atteignent la vitesse locale du son, forment une onde de choc qui commence à se déplacer vers l'extérieur.

À mesure que l'onde de choc se propage vers l'extérieur, elle rencontre le noyau interne en fer en chute. Les températures extrêmement élevées qui en résultent provoquent une photodésintégration supplémentaire, privant l'onde de choc de la majeure partie de son énergie⁸. Si ce qui reste du noyau en fer n'est pas trop massif (moins de 1,2 masses solaires), l'onde de choc parviendra à traverser le reste du noyau externe – ce qui prend environ vingt millisecondes – et heurtera le reste des couches externes de l'étoile. En revanche, si le noyau en fer est suffisamment massif, l'onde de choc s'arrête, devenant presque stationnaire, tandis que la matière en chute libre s'accumule désormais sur elle. À ce stade, les neutrinos qui s'échappent désormais du noyau (en raison de la conversion du noyau en fer en un noyau essentiellement neutronique) surchauffent la matière située sous l'onde de choc ; les panaches de matière chaude résultants repoussent l'onde de choc vers l'extérieur et lui permettent de continuer sa marche vers la surface, balayant tout sur son passage (Janka 2001). Lorsque l'onde de choc rencontre la matière dans les couches externes de l'étoile, cette matière est chauffée, fusionnant pour former de nouveaux éléments et des isotopes radioactifs (Meyer et al. 1995; Thielemann et al. 1996). L'onde de choc propulse ensuite les diverses couches externes de l'étoile dans l'espace, laissant le noyau interne derrière elle. L'énergie totale dans la matière en expansion est de l'ordre de 10⁵¹ ergs (ou moins). De vastes quantités de photons sont libérées, donnant lieu à un spectacle optique spectaculaire, équivalent à 10⁹ soleils, avec une magnitude absolue d'environ -18. En raison de la désintégration radioactive des éléments lourds produits lors de l'explosion (Mochizuki & Kumagai 1998; Hernanz 2000; Wanajo et al. 2001), elle commence ensuite à s'estomber lentement, à un taux d'environ six à huit magnitudes par an. Les supernovae de type II ne sont pas aussi lumineuses que les supernovae de type Ia, par un facteur d'au moins trois. La mécanique de ce type de supernovae est traitée en détail par Bethe (1993), Wallerstein et al. (1997), Mezzacappa (2000) et Liebendoerfer et al. (2001).

Si la masse du résidu du noyau est inférieure à environ trois masses solaires, il deviendra une étoile à neutrons⁹ (les étoiles à neutrons en rotation rapide sont connues sous le nom de pulsars¹⁰). S'il dépasse environ trois masses solaires, il continue de se contracter. Le champ gravitationnel de l'étoile en effondrement est si puissant que ni la matière ni la lumière ne peuvent s'en échapper. L'"étoile" s'effondre alors en un trou noir (Balberg & Shapiro 2001), une singularité ou un point de volume nul et de densité infinie, caché par un horizon des événements à une distance appelée rayon de Schwarzschild¹¹. Les corps traversant l'horizon des événements, ou un faisceau de lumière dirigé vers un tel objet, disparaîtraient apparemment simplement - attirés dans un « puits sans fond ». Dans les deux cas, la création de ces objets plutôt exotiques s'accompagne d'une production colossale de neutrinos, dont la majorité s'échappe dans l'espace avec une énergie totale approchant 3 x 10⁵³ ergs¹².

La majorité des supernovae de type II sont divisées en sous-classes II-L (linéaire) ou II-P (plateau), selon leurs courbes de lumière : les supernovae de type II-P présentent un plateau peu après la luminosité maximale.

4. Exemples de supernovae

4.1 Supernovae passées

Dès les premiers jours où l'humanité a levé les yeux vers les cieux, nous avons vu de nombreux points lumineux dans le ciel qui apparaissaient soudainement puis s'estompaient lentement sur le cours de plusieurs mois. La plupart de ces « étoiles invitées », comme les anciens Chinois les appelaient, étaient des novae de divers types, mais certaines étaient de véritables supernovae. Les enregistrements les plus fiables proviennent d'Asie, où les astronomes coréens, japonais et chinois ont conservé des registres surprenamment précis remontant jusqu'à 1400 av. J.-C. - Wang (1986) a rapporté qu'il y avait 90 novae et supernovae probables listées dans les registres chinois entre 1400 av. J.-C. et 1700 apr. J.-C. En Europe, en revanche, la première observation connue de ce que nous savons maintenant être une supernova n'est survenue qu'au XIe siècle apr. J.-C. En conséquence de l'étude intensive de ces registres, et des rapports ultérieurs d'astronomes européens comme Tycho et Kepler, les astronomes sont maintenant conscients de plusieurs supernovae galactiques survenues au cours des deux derniers millénaires (Tableau 2)¹³.

La première supernova extra-galactique jamais découverte fut SN 1885A, proche du noyau de M31 (la célèbre « galaxie d'Andromède »), le 20 août 1885. SN 1885A avait une magnitude visuelle apparente de 5,85 ; elle aurait été à peine visible à l'œil nu si l'éclat de M31 ne l'avait pas éclipsée (de Vaucouleurs & Corwin 1985).

La supernova extragalactique la plus célèbre a été observée le 24 février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan. Une étoile supergéante bleue (d'environ 20 masses solaires) appelée Sanduleak -69 202 (sa magnitude visuelle apparente précédente était modeste, de 10,2) a explosé en une gerbe de lumière visible à l'œil nu (lorsqu'elle a été découverte sur une plaque photographique par l'astronome Ian Shelton de l'Université de Toronto à l'Observatoire Las Campanas au Chili, elle était de magnitude 4,5 ; elle a ensuite atteint un pic de magnitude 2,8 avant de s'estomber lentement avec le temps (Shelton 1993)) ; il s'agissait donc d'une supernova de type II. Elle a été désignée SN 1987A¹⁷. Au cours des années suivantes, un brillant résidu de supernova a été observé se former autour de l'étoile sous la forme d'une onde de choc en expansion. Seulement maintenant, des années plus tard, l'onde de choc atteint des anneaux de gaz préexistants entourant l'étoile désormais morte (Chu 2000)¹⁸. Cela provoque l'éclat des nœuds de gaz. De nombreuses images de SN 1987A sont disponibles sur le Web. Peut-être que la revue définitive de SN 1987A est celle d'Arnett et al. (1989), bien qu'elle ne couvre pas les développements plus récents.

SN 1987A a été extrêmement important pour les astronomes car il s'agissait de la première supernova que les astronomes ont pu étudier en grand détail avec des instruments astronomiques modernes. Elle a confirmé toute une série de prédictions que les astronomes avaient faites concernant les supernovae, notamment :

• la production d'isotopes radioactifs, par exemple ⁵⁶Ni et ⁵⁷Ni et leur décroissance ultérieure en ^57,56Co et ^57,56Fe, ou ⁴⁴Ti qui se désintègre en ⁴⁴Sc puis en ⁴⁴Ca, qui sont largement responsables de la forme des courbes de lumière des supernovae (Arnett et al. 1989; Li et al. 1993; Knodlseder 2000; Lundqvist et al. 2001)
• la production de neutrinos (Bionta et al. 1987; Hirata et al. 1987; Arnett 1988; Burrows 1988; Arnett et al. 1989)

As observing techniques and equipment improve, more and more supernovae are discovered each year (Figure 2). 172 supernovae were discovered in 2000. At the time of writing, 102 supernovae have been discovered in 2001. A liste complète of all supernovae discovered since SN 1885A is maintained by the Central Bureau of Astronomical Telegrams (CBAT).

4.2 Supernovae Candidates Potentielles

Les trois candidats les plus proches pour une supernova à un moment donné dans un avenir proche (en termes astronomiques) sont tous des géantes rouges voisines (encore une fois, en termes astronomiques) : Betelgeuse (dans Orion) à 430 années-lumière, Antares (dans Scorpion) à 600 années-lumière, et Rasalgethi (dans Hercule) qui se trouve à 380 années-lumière de la Terre. Toutes ces étoiles seront des supernovae de type II. Il existe une géante rouge plus proche - l'étoile Scheat dans Pégase, située à 200 années-lumière. Bien que cette étoile soit actuellement une géante rouge, l'étoile progénitrice n'est presque certainement pas assez massive pour produire une supernova ; au lieu de cela, les couches externes dériveront lentement dans l'espace en formant une nébuleuse planétaire, laissant derrière elle une naine blanche.

Cependant, il est plus probable que la prochaine supernova de type II dans notre Galaxie soit soit l'étoile supergéante orange très évoluée HD 179821 (Jura et al. 2001) soit la supergéante bleue Sher 25. Bien que les deux étoiles soient extrêmement lumineuses, elles se trouvent à des distances considérables de la Terre et ne sont donc pas visibles à l'œil nu.

Sher 25 a un âge d'environ trois millions d'années, mais possède une masse d'environ 120 masses solaires, ce qui en fait l'une des étoiles les plus massives jamais observées. En mourant, elle expulse des parties de son enveloppe externe à des vitesses de 20-83 km s^-1. Comme pour Sanduleak -69 202, une bulle de gaz s'est formée autour de l'étoile, visible sous forme de filaments et d'une structure en forme d'anneau (Petersen 1999). En effet, à la fois l'étoile et le matériau environnant ressemblent étroitement à Sanduleak -69 202, bien qu'il existe quelques différences mineures, probablement dues aux différences dans l'environnement entourant l'étoile (Brandner et al. 1997b). Les gaz et la poussière autour de l'étoile sont enrichis en azote, signe d'une étoile évoluée et très chaude qui brûle rapidement son hydrogène et son hélium et forme d'autres éléments dans le processus (Brandner et al. 1997a). Peut-être dans quelques dizaines de milliers d'années, ou peut-être même demain, Sher 25 explosera comme Sanduleak -69 202 et offrira un autre spectacle spectaculaire de feux d'artifice cosmiques.

Récemment, des astronomes ont suggéré que l'étoile binaire KPD 1930 + 2752 est un futur candidat pour un événement de supernova de type Ia. L'étoile principale de ce système est une naine B et possède une étoile compagnon invisible qui est presque certainement une naine blanche. La période orbitale n'est que de 2 heures et 17 minutes. La masse totale du système est de 1,47 masses solaires, au-dessus de la limite de Chandrasekhar. Maxted et al. (2000) ont proposé que la binaire fusionnerait dans environ 200 millions d'années en raison du resserrement de l'orbite et de l'expansion évolutive de l'étoile principale ; et lorsque cela se produira, en raison de l'accrétion d'hélium et d'autres éléments plus lourds que l'hydrogène sur la naine blanche, une supernova de type Ia se produirait. D'autres astronomes ont contesté ce scénario, affirmant que parce que l'étoile B formerait une naine blanche avant de fusionner avec son compagnon, la masse totale du système serait en dessous de la limite de Chandrasekhar, et ainsi aucune supernova de type 1a ne se produirait (Ergma et al. 2001).

Il a également été déterminé que les supernovae peuvent être responsables de la production d'étoiles fugitives (ou du moins d'une proportion d'entre elles). Il s'agit d'étoiles qui faisaient originellement partie d'un système d'étoiles multiples. À un moment donné dans le passé, l'une de leurs compagnes a explosé en supernova, et la force de l'explosion a propulsé l'étoile dans l'espace à une très grande vitesse (Blaauw 1961; Hills 1983; Stone 1991; Kaper et al. 1997; Hoogerwerf et al. 2000, 2001).

5. Qu'est-ce que les restes de supernova ?

Un reste de supernova (souvent abrégé en SNR) est le résidu de la matière qui est expulsée d'une étoile lors de son explosion en supernova. Cette éjection de matière est beaucoup plus violente que celle qui se produit dans les nébuleuses planétaires qui marquent la fin d'une étoile de faible masse, donnant des vitesses d'expansion de 1000 à 10 000 km s^-1. La matière éjectée balaye le gaz et la poussière environnants à mesure qu'elle s'expande, produisant une onde de choc qui excite et ionise le gaz, ce qui entraîne la production de rayons X et d'ondes radio sous forme de rayonnement synchrotron. Ce plasma peut atteindre des températures de 1 000 à 1 000 000 K, mais avec des densités d'environ un million de particules par mètre cube. Progressivement, le taux d'expansion ralentit, semant le voisinage local d'éléments lourds, mais avant que le reste n'occupe une zone de l'espace de plusieurs dizaines ou centaines d'années-lumière de diamètre.

5.1 Le Cycle de Vie d'un Résidu de Supernova

Dans le modèle classique de l'évolution des SNR (Woltjer 1972; Gull 1973; Chevalier 1977), il existe quatre étapes ou phases :

• Dans la première phase, connue sous le nom d'expansion libre, le front de l'expansion se forme à partir de l'onde de choc interagissant avec le milieu interstellaire ambiant (ISM). Cette phase se caractérise par une température constante au sein du résidu et une vitesse d'expansion constante de la coquille. Cette phase peut durer n'importe où de 90 ans à plus de 300 ans.
• Pendant la deuxième phase, connue sous le nom de phase Sedov ou adiabatique, le matériau du résidu commence lentement à ralentir et à se refroidir. Dans cette phase, la coquille principale du résidu est instable, et les débris du résidu se mélangent au gaz qui vient d'être choqué par l'onde de choc initiale. Ce mélange renforce également le champ magnétique à l'intérieur de la coquille du résidu. Cette phase peut durer n'importe où de 100 à 100 000 ans.
• La troisième phase, la phase Snowplough ou radiative, commence après que la coquille se soit refroidie à environ 1 000 000 K, afin que la coquille puisse rayonner l'énergie plus efficacement. Cela, à son tour, refroidit la coquille plus rapidement et la fait ainsi se rétrécir et devenir plus dense. Cela la fait refroidir encore plus vite. En raison de cet effet boule de neige, le résidu développe rapidement une coquille fine et rayonne la majeure partie de son énergie sous forme de lumière. La vitesse diminue désormais assez rapidement. L'expansion vers l'extérieur s'arrête et le résidu commence à s'effondrer sous son propre poids gravitationnel. Cette phase peut durer des centaines de milliers d'années.
• La quatrième phase, connue sous le nom de Dispersal. Ici, la coquille se brise lorsque la vitesse du « snowplough » devient subsonique, et ce qui reste du résidu se dissipe dans l'ISM.

This is the theoretical model, in reality astronomers have found that most SNRs do not follow this standard model (Harrus et al. 2001). Some of the reasons for this are:

• Le milieu interstellaire (ISM) dans lequel se produisent les supernovae est rarement isotrope ou d'une homogénéité et densité uniformes, ce qui conduit à une asymétrie et à des différences au sein du résidu (Dohm-Palmer & Jones 1996; Maciejewski & Cox 1999; Slavin et al. 2000).
• Si une supernova se produit dans une bulle préexistante de matière interstellaire entourée d'une coquille massive de gaz, la phase de Sedov ne se produira pas nécessairement (Wheeler et al. 1980; Franco et al. 1991; Franco 1994; Gvaramadze 2000), en effet, la RSN peut ne pas être détectable du tout dans ce scénario à moins qu'elle ne heurte les parois de la coquille (Fich 1986; Koo & Heiles 1995; Chu 1997).
• Si la densité du milieu dans lequel se trouve la RSN est suffisamment faible, il est possible que la RSN termine sa vie en se fusionnant avec le milieu interstellaire avant que le refroidissement ne devienne important (Asvarov 2000).
• Différentes étapes peuvent se produire simultanément à des emplacements différents au sein d'un même résidu (Cioffi et al. 1988; Tenorio-Tagle et al. 1990; Franco et al. 1994; Jones et al. 1998; Asvarov 2000; Bykov et al. 2000; Reynoso & Mangum 2001).
• Si le milieu interstellaire est fortement magnétisé, alors l'évolution de la RSN différera en termes de durée des différentes phases et de la forme globale du résidu (Insertis & Rees 1991).

6. Quels sont les différents types de restes de supernova ?

Il existe trois types généralement acceptés de SNR. Notez que les catégories ne sont pas figées : les SNR ont été observés en train de se transformer progressivement d'un type à l'autre (Sakhibov & Smirnov 1982; Lazendic et al. 2000). Les trois types sont :

• Restes en forme de coquille : Lorsque l'onde de choc de l'explosion de supernova traverse l'espace, elle chauffe et remue tout le matériel interstellaire qu'elle rencontre, produisant ainsi une grande coquille de matériel chaud dans l'espace. Une structure en forme d'anneau de ce type de reste est observée car, à la bordure de la coquille, il y a plus de gaz chaud dans notre ligne de visée qu'au centre. Les astronomes appellent ce phénomène l'éclairement du bord (limb brightening). La grande majorité des restes de supernova (SNR) sont de ce type.
• Restes en forme de Crabe : Ces restes, également connus sous le nom de « plérions » (un terme d'abord suggéré par Weiler & Panagia (1978), et du mot grec signifiant « plein »), sont similaires à la Nébuleuse du Crabe. Ils ressemblent aux restes en forme de coquille, sauf qu'ils contiennent un pulsar au centre qui expulse des jets de matériel se déplaçant très rapidement. Ces restes ressemblent davantage à une « boule » qu'à un « anneau ».
• Restes composites : Ces restes sont un croisement entre les restes en forme de coquille et les restes en forme de crabe. Ils apparaissent en forme de coquille, en forme de crabe ou les deux, selon la partie du spectre électromagnétique dans laquelle on les observe. Il existe deux types de restes composites : thermiques et plérioniques. Les composites thermiques apparaissent en forme de coquille dans la bande de fréquence des ondes radio (rayonnement synchrotron). Cependant, aux longueurs d'onde des rayons X, ils apparaissent en forme de crabe, mais contrairement aux vrais restes en forme de crabe, leurs spectres de rayons X présentent des raies spectrales, indicatives d'un gaz chaud. Les composites plérioniques apparaissent en forme de crabe dans les bandes de fréquence radio et des rayons X, mais ils possèdent également des coquilles. Leurs spectres de rayons X au centre ne montrent pas de raies spectrales, mais les spectres de rayons X près de la coquille présentent des raies spectrales.

Rho & Petre (1998) ont proposé une quatrième classe de SNR - les siens dits "SNR à morphologie mixte". Ces restes sont classés comme des restes de type coquille aux longueurs d'onde radio, mais la morphologie aux rayons X est centrée. En outre, l'émission aux rayons X est thermique et provient du milieu interstellaire, pas des éjecta constituant le SNR. Et enfin, il n'y a pas de source compacte centrale proéminente en bandes radio ou aux rayons X (c'est-à-dire qu'il n'y a pas de pulsar).

7. Exemples de restes de supernovae

Certains des SNR les plus célèbres (faciles à observer avec de petits télescopes) incluent :

• La Nébuleuse du Crabe dans le Taureau,
• La Nébuleuse du Voile dans le Cygne,
• La SNR Vela dans Vela,
• La SNR Puppis A dans le Puppis.

SNRs are officially designated according to their Galactic coordinates. Thus the SNR at 184.55^o Galactic Longnitude and -5.78^o Galactic Latitude, commonly known as the Crab Nebula, is designated as G184.6 - 5.8.

Il existe de nombreuses galeries d'images de SNR sur le WWW - les deux plus étendues sont probablement la ROSAT X-ray Satellite Gallery et la Chandra X-ray Satellite Gallery. Selon Green (2000), il y a 225 SNR confirmés dans notre Galaxie, avec 61 autres restes possibles ou probables, et de nouveaux sont découverts tout le temps (par exemple, Bhatnagar 2000; Crawford et al. 2000; Combi et al. 2001; McClure-Griffiths et al. 2001). Des centaines sont connus dans d'autres galaxies (par exemple, Danziger et al. 1979; van den Bergh 1983; Peimbert et al. 1988; Long et al. 1990; Braun & Walterbos 1993; Gordon et al. 1993; Muxlow et al. 1994; Yang et al. 1994; Huang et al. 1994; Cowan et al. 1994; Magnier et al. 1995; Matonick & Fesen 1997; Dunne et al. 2000; Schlegel et al. 2000; Rosado et al. 2001). Il y a neuf plérions connus dans notre Galaxie, et vingt-trois restes composés connus, le reste sont des restes de type coquille (Green 2000), bien que la proportion de plérions soit susceptible d'augmenter à l'avenir à mesure que les SNR actuellement classés comme de type coquille ou composés seront examinés plus en détail (Gaensler 2000). Depuis que la catégorie "morphologie mixte" a été proposée, certains astronomes ont réexaminé les SNR existants en vue de les reclasser comme des SNR de morphologie mixte, et jusqu'à présent environ neuf ont été identifiés (Yoshita et al. 2001).

8. Supernovae and Us

8.1 Notre Soleil pourrait-il devenir une supernova ?

Ne vous inquiétez pas, la réponse est un non catégorique ! Notre Soleil est de loin pas assez massif pour devenir une supernova de type II et il n'y a pas d'étoile naine blanche compagnon susceptible de devenir une supernova de type Ia. De plus, il faudra encore cinq milliards d'années avant que l'approvisionnement en hydrogène de notre Soleil ne soit épuisé. À ce moment-là, il commencera son processus de mort et finira par devenir une naine blanche entourée d'une coquille de matière très similaire à la nébuleuse de l'Anneau (M57) dans la constellation de la Lyre, c'est-à-dire une nébuleuse planétaire. Cela reste encore une petite consolation pour nous sur Terre cependant, car dans environ un milliard d'années, le Soleil aura augmenté sa luminosité tellement que la Terre deviendra probablement totalement inhabitable.

8.2 Que se passerait-il si une supernova se produisait à proximité de la Terre ?

En bref, la vie sur Terre serait en grand danger. Selon la distance et le type, les quantités massives de rayonnement émises par les supernovae pourraient signifier que toute ou la plupart de la vie sur Terre serait grillée. D'un article de Michael Richmond sur les risques pour la Terre dus aux SNR voisins :

Je soupçonne qu'une explosion de type II doit se situer à quelques parsecs de la Terre, certainement moins de 10 parsecs (32,6 années-lumière), pour représenter un danger pour la vie sur Terre. Je soupçonne qu'une explosion de type Ia, en raison de la plus grande quantité de rayonnement à haute énergie, pourrait se produire à plusieurs fois cette distance. Mon estimation est que le rayonnement en rayons X et gamma est le plus important à grandes distances.

Intéressantement, il existe une possibilité qu'une supernova ait explosé à proximité de la Terre (à moins de 100 années-lumière) il y a environ cinq millions d'années (Ellis et al. 1996; Fields & Ellis 1999). Cela aurait-il pu provoquer un événement d'extinction ? Très probablement. Y a-t-il un événement qui corrèle avec cette supernova ? Probablement pas¹⁹.

Il existe également certaines preuves d'une autre supernova survenue à moins de 600 années-lumière du Soleil au cours des derniers millions d'années et qui serait responsable de la coquille de gaz voisine connue sous le nom de Spur polaire nord (Cruddace et al. 1976; Hayakawa et al. 1977; Davelaar et al. 1980; Heiles et al. 1980; Egger & Aschenbach 1995), bien qu'il existe des explications alternatives non liées à une supernova (Sofue 1977). D'autres coquilles de gaz similaires de grande taille existent dans le voisinage galactique général (Nousek et al. 1981).

Le célèbre Geminga pulsar (aussi appelé 2CG195+4), qui se trouve à proximité du Nebuleuse du Crabe dans le ciel, a également été proposé comme les restes d'une supernova survenue il y a 300 000 ans. Gehrels & Chen (1993) ont proposé que cette supernova soit la cause de la Bulle Locale²⁰, tandis que Cunha & Smith (1996) ont proposé que la supernova soit la cause de la boucle de gaz entourant l'étoile Lambda Orionis dans la constellation d'Orion, encore une fois, il y a environ 300 000 ans. Innes & Hartquist (1984) ont également proposé que la Bulle Locale soit le résultat d'une supernova passée, tandis que Smith & Cox (1998, 2001) ont suggéré que au lieu d'être le résultat d'une seule supernova, la Bulle Locale est le résultat de répétées supernovae.

À propos, Geminga se trouve à environ 510 années-lumière de la Terre (Caraveo et al. 1996a; Caraveo et al. 1996b). Bien qu'il ait été découvert en 1975 comme une source de rayons gamma à haute énergie (Thompson et al. 1977; Bennett et al. 1977), ce n'est qu'en 1992 que les astronomes ont déterminé ce qu'il était réellement (Bertsch et al. 1992; Halpern & Holt 1992). Cela se reflète dans son nom : « Geminga » est le milanais pour « Ce qui n'existe pas ».

En guise de parenthèse, l'ancien créationniste de la Terre jeune Hugh Ross²¹ a déclaré:

Selon la Genèse 5 et 6, l'un des nombreux changements que Dieu a décrétés au moment du Déluge de la Genèse a été le raccourcissement de la durée de vie humaine, passant d'une moyenne de plus de 900 ans à un maximum d'environ 120 ans. Outre la protection contre l'intensification du mal, ce changement, qui impliquait apparemment une reprogrammation de nos cellules, nous protège également contre certains types de cancer. Ce changement a également impliqué soit la suppression d'un bouclier contre les rayonnements pré-déluge, soit, plus probablement, une augmentation de la quantité de rayonnement cosmique qui bombardait la Terre.

Il identifie la supernova responsable du SNR Vela comme étant une cause possible de ce changement de durée de vie. Cependant, en supposant qu'un tel changement des durées de vie humaines ait bien eu lieu comme rapporté dans la Genèse, il subsiste deux problèmes majeurs avec cette affirmation :

• La supernova Vela se trouvait entre 800 et 1 600 années-lumière de distance (Gvaramadze 2001a) - à cette distance, le rayonnement atteignant la Terre provenant de la supernova elle-même est négligeable (environ le même que plusieurs heures de soleil normal à la surface de la Terre), principalement en raison de la distance et des effets protecteurs de l'atmosphère terrestre²².
• De toute façon, une telle dose de rayonnement, comme le propose Ross, aurait laissé des traces d'isotopes dans diverses couches de sédiments - aucune trace de ce type n'a été trouvée dans ces couches.

En résumé, il n'existe aucune preuve pour étayer cette affirmation, et beaucoup de preuves contre elle.

8.3 Est-il vrai que la Terre n'existerait pas sans les supernovae ?

Le Big Bang a produit très peu d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium, avec un peu de lithium (Thielemann et al. 2001). Divers autres éléments (plus lourds que le carbone mais plus légers que le fer) sont produits par fusion lors de la phase de géante rouge des étoiles (Tableau 3). Les éléments plus lourds que le fer sont produits principalement dans les supernovae, spécifiquement lors de la combustion nucléaire explosive qui se produit soit pendant la phase où l'onde de choc résultant du effondrement du noyau de l'étoile rencontre les couches externes de l'étoile (pour les supernovae de types Ib, Ic et II), soit dans la boule de feu nucléaire générale que deviennent les supernovae de type Ia. Dans les suites d'un événement de supernova, le milieu interstellaire local est saturé de ces éléments lourds. Les supernovae et l'onde de choc résultante chauffent et agitent le milieu interstellaire. Pour les étoiles qui ne subissent pas de supernova, la plupart de leurs éléments lourds sont enfermés dans la naine blanche qu'elles deviennent. Ces éléments sont lentement distribués par le vent stellaire et d'autres formes de perte de masse (Vink et al. 2001).

Des astronomes étudiant une classe de météorites connues sous le nom de chondrites carbonées (ainsi nommées parce qu'elles contiennent du carbone et se caractérisent par de petites inclusions ou chondrules de matière fondue à l'intérieur) ont découvert des sous-produits d'isotopes radioactifs à vie courte qui sont produits soit exclusivement soit principalement dans des supernovae (Lee et al. 1978; McCulloch & Wasserburg 1978; Clark 1979; Arnould et al. 1980; Dearborn et al. 1988; Nittler et al. 1996; Ott 1996; Timmes et al. 1996; Amari et al. 1996; Hernanz 2000). Comme ces météorites sont considérées comme des vestiges primordiaux de l'époque du système solaire primitif, il y a environ 4,6 milliards d'années, cela indique qu'à un moment avant la formation du système solaire, une supernova s'est produite.

Pour résumer, la plupart des éléments qui composent l'ordinateur que vous utilisez pour lire cet article, le monde qui vous entoure, le système solaire et votre corps, ont été initialement produits dans une supernova (Cameron & Truran 1977; Harper 1996). Comme l'a dit la chanteuse Joni Mitchell, « Nous sommes de la poussière d'étoiles... ». Donc, la réponse est oui - sans ces supernovae, il est très probable que nous (l'humanité) et tout le reste sur la Terre (et aussi la Terre elle-même) n'existeraient pas.

9. Qu'est-ce que les hypernovæ ?

Il a été proposé que non toutes les étoiles massives parviennent à déclencher des événements de supernova. Si le cœur d'une étoile progénitrice massive et rapidement rotante s'effondre en un trou noir et absorbe le manteau stellaire environnant sans produire d'explosion pilotée par des neutrinos, le résultat est un collapsar, et la libération massive d'énergie produite est appelée une hypernova. Les hypernovæ sont généralement 150 à 200 fois plus massives que le Soleil et explosent avec une énergie totale supérieure à 10⁵² ergs (Nakamura et al. 2001) - bien plus que l'énergie libérée par une supernova typique.

Les hypernovæ ont été proposées comme moyen d'expliquer l'existence des sursauts gamma²³ (Woosley 1993; Paczynski 1997; MacFadyen & Woosley 1999; MacFadyen 1999). Sursauts gamma (SG). Les astronomes ont identifié plusieurs événements de type hypernovæ qui semblent être liés aux SG observés (Hansen 1999; Bloom et al. 1999; Chu et al. 1999; Filippenko 2000; Iwamoto et al. 2000).

Cependant, d'autres explications pour les GRB ont été proposées - celles-ci incluent

• la fusion de deux étoiles à neutrons ou la fusion entre une étoile à neutrons et un trou noir (Narayan et al. 1992).
• une étoile à hélium tombant dans un trou noir (Zhang & Fryer 2001).
• la fusion de deux étoiles à hélium (Belczynski et al. 2000).
• des pulsars émettant des jets relativistes qui précessent au-delà de notre ligne de visée (Blackman et al. 1996).
• les « supernovae supranovales », dans lesquelles une étoile à neutrons s'effondre gravitationnellement en un trou noir (Vietri & Stella 1998).
• des jets relativistes émis lors de supernovae de type II (Dar 2000).
• l'effondrement d'une étoile supermassive (SMS) en un trou noir supermassif (SMBH) (Linke et al. 2001)
• une combinaison de certains ou tous les éléments ci-dessus (Chevalier & Li 1999).

À l'heure actuelle, aucune des hypothèses n'a été confirmée à l'exclusion des autres - en effet, il est désormais apparu qu'il existe différents types d'éclats gamma (GRB) qui pourraient être causés par des processus différents (Piro et al. 2000). Une discussion plus détaillée des GRB dépasse le cadre du FAQ, mais Meszaros (1999, 2001), Antonelli et al. (2000) et Piran (2001) offrent tous un bon aperçu de notre compréhension actuelle des GRB.

10. Les restes de supernovae sont-ils une preuve d'un Univers jeune ?

Toute la littérature YEC sur le WWW concernant les supernovae et les restes de supernovae provient d'un seul article écrit en 1994 par un Canadien, Keith Davies, intitulé "Distribution des restes de supernovae dans la Galaxie". Cet article fait partie du Projet de découverte de la Création. Diverses versions et résumés de cet article apparaissent sur divers autres sites web YEC, notamment Réponses dans la Genèse (par Jonathan Sarfati), La Création dans la mêlée (par Jon Colley), Création en ligne et Il vient....²⁴. Selon l'Association de la science de la Création pour le Midwest, l'article de Davies est basé sur une présentation²⁵ qu'il a donnée lors de la Troisième Conférence internationale sur le créationnisme en 1994.

La première ligne de l'article Creation Online résume l'argument du YEC de manière élégante :

Les résultats des observations effectuées par les astronomes indiquent qu'il n'y a pas assez de supernovas pour justifier une galaxie ancienne. Les nombres observés sont cohérents avec une galaxie jeune de quelques milliers d'années.

Sarfati développe davantage :

...un modèle d'univers jeune correspond aux données du faible nombre de SNR observés. Si l'univers avait vraiment des milliards d'années, il manquerait 7000 SNR dans notre Galaxie.

Comment les YEC parviennent-ils à cette conclusion ? Dans l'article original de Davies, il a estimé le nombre de SNR visibles dans un Univers ancien (des milliards d'années) et dans un Univers jeune (des milliers d'années), et a comparé ces deux valeurs au nombre réel de SNR observés (Tableau 4). Il a utilisé la méthodologie suivante :

1. Supposez un taux d'apparition de supernovae dans notre Galaxie d'une par 25 ans.
2. Supposez que la première phase d'expansion des restes de supernova (SNR) se termine après 317 ans, la seconde après 120 000 ans et la troisième après un million d'années.
3. En raison des limitations d'observation des radiotélescopes, supposez que seuls 19 % des SNR de première phase, 47 % des SNR de deuxième phase et 14 % des SNR de troisième phase sont observables.
4. En divisant les âges des différents états par le taux d'apparition de supernovae, déterminez le nombre de SNR de chaque type visibles si l'univers était ancien.
5. Calculez le nombre de SNR de chaque type visibles si l'univers n'avait que 7 000 ans.
6. Comparez les deux résultats au nombre réel de SNR observés.

Les affirmations de Davies et d'autres tiennent-elles à l'examen ? Il s'avère qu'elles ne le font pas très bien.

10.1 La méthodologie du YEC

Davies affirme que :

Le nombre de restes de supernovae (SNR) observables dans la Galaxie est cohérent avec le nombre attendu dans un Univers âgé de 7 000 ans.

Cependant, en utilisant la propre méthodologie de Davies, le nombre réel de restes de supernova observables dans notre Galaxie (225 selon Green (2000)) donne une valeur de 11 970 ans, et non 7 000 ans. Les 11 970 ans représentent la valeur la plus basse possible pour l'âge de l'Univers telle que dérivée de sa méthodologie. Pourtant, une lecture stricte des lignées dans la Genèse donne la date de la création comme étant 4004 avant J.-C., soit environ 6 000 ans il y a (comme il est célèbrement calculé par l'archevêque Ussher d'Armagh au XVIIe siècle).

Ses calculs sont répétés ici, en utilisant ses valeurs (pour la commodité, toutes les fractions sont arrondies au nombre entier le plus proche - cela n'affecte guère les résultats) :

• Nombre de SNR de première étape au total = 317 (durée de la première étape de la vie d'un SNR) / 25 = 13. Le nombre de SNR de première étape observables est donc de 19 % de 13, soit 2. Ce chiffre est le même pour un univers vieux et un univers jeune.
• Nombre de SNR de deuxième étape au total avec un univers vieux = 119 683 (durée de la deuxième étape de la vie d'un SNR) / 25 = 4 787. Avec un univers jeune = 6 683 / 25 = 267. Le nombre de SNR de première étape observables avec un univers vieux est donc de 47 % de 4 800, soit 2 250. Le nombre de SNR de deuxième étape observables avec un univers jeune = 47 % de 267 = 126.
• Nombre de SNR de troisième étape au total avec un univers vieux = 880 317 (durée de la troisième étape de la vie d'un SNR) / 25 = 35 213. Avec un univers jeune = 0 / 25 = 0. Le nombre de SNR de troisième étape observables avec un univers vieux est donc de 14 % de 35 213, soit 4 930. Le nombre de SNR de troisième étape observables avec un univers jeune = 14 % de 0 = 0.

But if the second calculation is repeated with the actual number of observed SNRs in our Galaxy, 225, then according to his methodology, the result is 479 SNRs in total, and if the rate of supernovae occurrence is one every 25 years, then 25 x 479 is 11,970 years.

Il y a une erreur mathématique dans le calcul de Davies. Sûrement, si seulement 47 % des SNR de deuxième stade sont visibles, alors le nombre de SNR visibles dans un jeune univers n'est pas 267/268 mais 47 % de cela = 126 ? Mais pour citer Davies :

Total [nombre] de SNRs de deuxième phase attendu d'être observé sous un Univers de 7 000 ans avec t* =25 approximativement 268.

Pour être juste envers Davies, il s'agit très probablement d'une erreur mathématique simple, mais à la fois Sarfati et l'auteur(s) de l'article Creation Online corrigent cette erreur et donnent la valeur de 126 pour les SNR de deuxième étape visibles, sans informer le lecteur qu'ils l'ont fait et sans signaler l'erreur dans l'article original de Davies. Les autres articles propagent la valeur erronée de 268.

Davies consacre une grande partie de son article au calcul des pourcentages de restes de supernova (SNR) à différents stades de leur vie qui devraient être visibles. Il obtient des résultats de 19 %, 47 % et 14 % pour les SNR des premier, deuxième et troisième stades respectivement). Cependant, ces chiffres sont incorrects. L'un des éléments qu'il utilise dans le calcul est la relation connue sous le nom de Sigma-D (obtenue à partir de Ilovaisky & Lequeux 1972a), c'est-à-dire la relation entre la brillance de surface à une fréquence radio spécifique et le diamètre linéaire d'un SNR. Bien qu'elle puisse être utilisée pour déterminer les distances aux SNR (Goebel et al. 1981; Huang & Thaddeus 1985; Case & Bhattacharya 1998), elle ne fonctionne que pour les SNR de type coquille qui ont la même énergie d'explosion de supernova et le même mécanisme, et qui évoluent dans des environnements identiques, alors que Davies suppose qu'elle s'applique à tous les SNR. Plus d'informations sur la mesure des distances aux SNR sont données dans la section 10.7. Comme le souligne Green (1991),

Il n'est pas possible de citer une seule limite de complétude de la brillance de surface pour les catalogues actuels de restes de supernova, non seulement parce que l'émission de fond varie dans différentes régions du plan galactique, mais aussi parce que différentes régions ont été explorées avec des instruments différents.

Davies utilise également les limitations d'observation radio de Ilovaisky & Lequeux (1972a) pour donner les proportions des SNR à divers stades d'évolution (19 %, 47 % et 14 %). Il existe de nombreux problèmes avec l'approche de Davies :

• Les proportions de Davies sont des simplifications grossières - il est tout simplement impossible de déterminer des chiffres précis pour les proportions de RSN (restes de supernova) visibles à diverses étapes de leur durée de vie, car trop de facteurs externes sont impliqués (voir la section 10.3).
• D'autres (par exemple Kodaira 1974 ; Vettolani & Zamorani 1977 ; Leahy & Wu 1989) ont mis à jour et corrigé les découvertes originales d'Ilovaisky & Lequex - des corrections que Davies n'a pas prises en compte, malgré le fait que leurs articles aient été publiés bien avant 1994.
• Les diamètres des RSN sont cruciaux pour les calculs de Davies. Mais pour calculer le diamètre d'un RSN, la distance doit être connue avec précision. Davies donne l'impression que les diamètres et les distances des RSN galactiques qu'il utilise sont précisément connus, ce qui n'est pas le cas (voir la section 10.7 et Green (1984, 1991) pour plus de détails).
• En radioastronomie, la densité de flux est définie comme la puissance reçue par unité de surface par unité de fréquence. L'unité de densité de flux est le Jansky (Jy) et est équivalente à 10^-26 W Hz^-1 m^-2. La quantité de rayonnement dans le spectre radio émise par un RSN est mesurée en Jy, et un télescope radio avec une limite de densité de flux basse est beaucoup plus sensible aux RSN à faible densité de flux. Davies s'est limité aux RSN ayant une densité de flux supérieure à 10 Jy. Sur les 225 RSN confirmés dans notre galaxie, seuls 90 (40 %) ont des densités de flux de 10 Jy ou plus. Lorsque Davies a écrit son article, le nombre de RSN ayant des densités de flux de 10 Jy ou plus était de 102 sur 176 au total. Les autres restes, 74 en 1991 et 135 aujourd'hui, Davies les ignore complètement. Ces RSN sont effectivement plus faibles et plus difficiles à détecter, et sont donc probablement soit plus loin, soit plus grands (et donc plus anciens). En ignorant ces derniers, Davies prétend qu'il ne trouve aucun reste ancien, mais il le fait après avoir éliminé de ses calculs un grand nombre de restes anciens possibles !

10.2 Taux d'occurrence des supernovae

La principale source de la valeur de 25 ans attribuée par Davies au taux d'apparition des supernovae dans notre Galaxie est une estimation réalisée en 1970 par l'astronome suisse Gustav Tammann. La valeur donnée par Tammann était de 26 ± 10 ans, calculée en comparant notre Galaxie à d'autres galaxies similaires (en termes de taille et de luminosité) et en déterminant le taux de supernovae à partir de leur observation (Tammann 1970). Poveda & Woltjer (1968) ont fourni une estimation approximative de 60 ans, tandis que Chai & van den Bergh (1970) ont estimé 100 ans, et Ilovaisky & Lequeux (1972b) ont donné 50 ± 25 ans.

En 1994, Tammann a révisé son estimation de 1970 concernant le taux d'apparition des supernovae dans notre propre Galaxie à 40 ± 10 ans (Tammann et al. 1994). Cappellaro et al. (1996) ont suggéré que pour notre Galaxie, il devrait y avoir 4 ± 1 supernovae de type Ia, 2 ± 1 de type Ib/c et 12 ± 6 de type II observables par millénaire, ce qui correspond à un taux d'environ la moitié de la valeur de 1970 de Tammann. Weiler & Sramek (1988) concluent que l'intervalle moyen entre les supernovae dans notre Galaxie se situe entre 20 et 50 ans, et van den Bergh & Tammann (1991) ainsi que Turatto (1999) fournissent tous deux des estimations en accord raisonnable avec cela. Les valeurs données dans Carroll & Ostlie's Introduction to Modern Astrophysics sont de 36 ans pour les supernovae de type I et de 44 ans pour les supernovae de type II. Folgheraiter et al. (1997) donne un intervalle moyen de 30 ans comme étant « la valeur actuellement acceptée ».

Dans les années 1940, 1950 et début des années 1960, les astronomes ont découvert que les supernovae se produisaient à des taux différents selon les types de galaxies, et que le taux de supernovae dans les galaxies spirales dépend de la luminosité de la galaxie concernée (Tammann et al. 1994). De plus, le taux auquel les supernovae sont observées dans d'autres galaxies dépend de l'inclinaison de la galaxie : beaucoup plus de supernovae sont détectées dans les galaxies qui nous sont vues de face (van den Bergh & McClure 1990; van den Bergh & Tammann 1991). Un autre facteur déterminant du taux de survenue des supernovae est la quantité d'étoiles progénitrices : soit des systèmes binaires appropriés (pour les types I), soit des étoiles géantes massives (pour les types II) sont nécessaires.

Dragicevich et al. (1999) ont proposé que la Terre est située favorablement au sein de notre Galaxie pour observer des supernovae, de sorte que le taux calculé d'apparition des supernovae est en réalité élevé par rapport au taux dans l'ensemble de la Galaxie.

Les astronomes sont généralement assez prudents lorsqu'ils déduisent les taux d'apparition de supernovae à partir de la quantité de restes de supernovae. En effet, pour citer Jones et al. (1998) :

Les gens doivent faire preuve d'une extrême prudence lorsqu'ils déduisent les taux de supernovae à partir du comptage de restes de supernovae (SNR) matures et anciens.

Et selon van den Bergh & Tammann (1991) :

Étant donné que les durées de vie des restes de supernovas radio (SNR) dépendent si critique de l'environnement, il sera très difficile de dériver des informations significatives sur les taux de supernovas à partir des statistiques des SNR.

Cependant, dans l'ensemble, Davies utilise une valeur acceptable pour le taux d'apparition des supernovae galactiques. Incidemment, on pense qu'une supernova se produit chaque seconde dans tout l'Univers (Burrows 2000).

10.3 Nombre de restes de supernova

Les créationnistes de la Terre jeune (YEC) affirment que le nombre d'ENR observées est inférieur à ce qui serait attendu dans un univers ancien. Davies utilise une valeur d'un million d'années pour la borne inférieure de la durée de vie visible typique d'une ENR et suppose que toutes les ENR durent aussi longtemps. Il tire cette figure d'Ilovaisky & Lequeux (1972b). Cependant, en relisant l'article original, il est notable que cette valeur correspond en réalité à la durée de vie théorique du résidu, et non à la durée de vie observable du résidu. Pourquoi existe-t-il une différence ? Tout simplement, les ENR sont en réalité difficiles à détecter. Les facteurs qui entravent sérieusement notre capacité à détecter les ENR (et que Davies ignore presque complètement) sont :

• Les SNR ne peuvent être observés que dans une petite proportion de notre Galaxie - notre vue de la majeure partie de la Galaxie est bloquée par de grandes quantités de poussière et de matière interstellaire. Seuls certains SNR plus jeunes, émettant des ondes radio, seraient visibles à travers cette poussière (Sramek et al. 1992; Gray 1994). Cela explique en grande partie pourquoi il n'y a pas eu d'observation de supernovae galactiques au cours des 300 dernières années environ (Clark et al. 1981; Dawson & Johnson 1994; Hatano et al. 1997), même si nous aurions pu nous attendre à ce qu'environ 5 à 10 se soient produites (McKee 2000).
• Il est également difficile d'identifier des vestiges beaucoup plus anciens car ils ont soit pâli au-delà de notre capacité à les détecter (ils peuvent avoir fusionné avec le milieu interstellaire), ils ont fusionné avec d'autres vestiges, ou ils ont pâli dans le bruit de fond général «bruit» (Nousek et al. 1981; Matthews et al. 1998; Braun et al. 1989; Landecker et al. 1990; Normandeau et al. 2000). Les SNR plus jeunes, ou les SNR qui interagissent encore avec le gaz expulsé par leurs ancêtres, sont beaucoup plus susceptibles d'être détectés (Jones et al. 1998; Slavin & Cox 1992). Shull et al. (1989) ont effectué une analyse statistique des SNR et ont trouvé que, pour les SNR isolés, moins de 1 % durent plus de 100 000 ans, et seulement 20 % sont encore intacts après 50 000 ans.
• La composition du milieu interstellaire local dans lequel la supernova se produit est critique pour l'observabilité du SNR résultant (Dohm-Palmer & Jones 1996). Les SNR dans des régions où la densité du milieu interstellaire est faible (Henning & Wendker 1975; Gaensler & Johnson 1995b) ou où il y a peu de gaz ionisé présent (Heiles et al. 1980) ne sont pas facilement visibles. En effet, il se peut que seulement 15 à 20 % des événements de supernova causent des SNR observables (Clark & Stephenson 1977; Clark 1979; Kafatos et al. 1980).
• Quelques SNR jeunes peuvent être intrinsèquement faibles aux longueurs d'onde radio et donc exceptionnellement difficiles à détecter (Gray 1994; Duncan & Green 2000).
• Les SNR sont obscurcis et peuvent être indistingues des autres nébuleuses d'émission interstellaire, et leurs spectres peuvent être similaires à ceux de puissantes galaxies radio lointaines et de quasars (White & Becker 1990; Inglis & Kitchin 1990; Caswell & Stewart 1991, 1992; Williams et al. 2000). En d'autres termes, il y a beaucoup de désordre là-bas, et trouver des SNR est souvent une tâche délicate et difficile. En effet, seule une minorité de SNR sont visibles aux longueurs d'onde optiques (Long et al. 1990).
• Les limites du matériel utilisé pour détecter les SNR (généralement des radiotélescopes) affectent notre capacité à observer les vestiges de supernovae (Green 1991; Kassim 1992; Frail et al. 1994). Comme cela s'améliore dans le futur, le nombre de SNR détectés augmentera. Cela peut être illustré par la manière dont les astronomes ont détecté de plus en plus de SNR dans notre propre galaxie au cours des dernières décennies - en 1984, il n'y avait que 174 SNR galactiques connus, et en 1971, seulement 113 (Downes 1971).
• Le ciel n'a pas tous été exploré au même degré - il reste de grandes zones du ciel (principalement dans l'hémisphère céleste au sud) en attendant d'être explorées avec des instruments plus puissants (Case & Bhattacharya 1998).

As a result, Davies vastly overestimates the actual number of observable SNRs. Berkhuijsen (1984) suggested that there might be 1,000 to 10,000 SNRs in our Galaxy (depending on the lifetime of SNRs), but this is the only estimate I'm aware of that provides a figure anywhere near Davies', but even then, Berkhuijsen's estimate is for the total number of SNRs, and not for the observable SNRs.

Cependant, la valeur de Berkhuijsen est très exceptionnelle. La plupart des autres estimations du nombre total de restes de supernova (SNR) dans la Galaxie se situent autour de 1 000 (par exemple, Minkowski 1964; Caswell 1970; Li et al. 1991). Leahy & Wu (1989) donnent une estimation du nombre total possible de restes de supernova radio-observables dans notre Galaxie à moins de 50 000 années-lumière de la Terre, soit 485 ± 60/f₁, où f₁ est le facteur de complétude pour les observations de restes de supernova à moins de 6 000 années-lumière du Soleil (c'est-à-dire que si nous n'avons détecté que 75 % des restes de supernova proches, alors l'estimation est 486 / 0,75 ou 648). Case & Bhattacharya (1996) ont donné 486 ± 42 comme limite supérieure, tandis que Trushkin (1999) donne 300-1000 restes de supernova potentiellement détectables dans notre Galaxie.

Les créationnistes de la Terre jeune (YEC) ont également invoqué le nombre de SNR dans le Grand Nuage de Magellan pour étayer leurs affirmations. Selon l'article de Sarfati :

Non seulement cela, mais les prévisions concernant la galaxie satellite de la Voie lactée, le Grand Nuage de Magellan, sont également cohérentes avec un univers jeune. La théorie prédit 340 restes de supernovae observables si le NCM avait des milliards d'années, et 24 s'il avait 7000 ans. Le nombre de restes de supernovae réellement observés dans le NCM est de 29.

Le nombre de SNR observés dans le Grand Nuage de Magellan en 1999 est en réalité de 37 (Williams et al. 1999), bien que davantage soient découverts chaque jour – en effet, il est reconnu que, tout comme notre propre galaxie, il existe bien plus de SNR à découvrir dans le NLM (Milne et al. 1980; Dickel & Milne 1988; Chu & Kennicutt 1988). La divergence des chiffres de Sarfati peut probablement être expliquée par des références obsolètes et ne devrait donc pas lui être imputée.

Cependant, Davies et Sarfati commettent une erreur plus grave. L'estimation de 340 pour le nombre total de restes de supernova (SNR) dans le Grand Nuage de Magellan provient de Mathewson & Clarke (1973). Cependant, Clark & Caswell (1976), Clarke (1976) et Milne et al. (1980) soulignent tous les problèmes majeurs liés à l'estimation de Mathewson & Clarke - essentiellement, en raison d'observations améliorées des restes de supernova dans le Grand Nuage de Magellan, l'estimation de Mathewson & Clarke n'est plus valide. Le nombre réel de restes de supernova dans le Grand Nuage de Magellan est beaucoup, beaucoup plus faible.

À présent, Davies a lu au moins l'un de ces articles (l'article de Clark & Caswell), donc il doit être conscient de l'état de l'estimation de Mathewson & Clarke. Pourtant, il utilise cela comme l'un des principaux soutiens de sa théorie, sachant qu'elle est au moins sérieusement contestée. Lorsqu'elle est combinée avec la citation délibérément erronée de l'article de Clark & Caswell (détaillée dans la section 10.9), la seule conclusion logique est que soit Davies est sérieusement incompétent, soit il a délibérément cherché à tromper (et Sarfati semble avoir copié aveuglément de l'article original de Davies, sans vérifier le calcul original).

10.4 L'Âge des Restes de Supernova

L'autre pilier principal de l'argumentation du YEC est l'affirmation selon laquelle tous les SNR ont moins de 10 000 ans. Cela peut être résumé au mieux par un extrait de l'article de Sarfati :

Selon leur [modèle des] astronomes, le SNR devrait atteindre un diamètre d'environ 300 années-lumière après 120 000 ans. Ainsi, si notre galaxie avait des milliards d'années, nous devrions être capables d'observer de nombreux SNR de cette taille. Mais si notre galaxie a 6 000 à 10 000 ans, aucun SNR n'aurait eu le temps d'atteindre cette taille. Ainsi, le nombre d'observés SNR d'une taille particulière constitue un excellent test pour déterminer si la galaxie est ancienne ou jeune. En fait, les résultats sont cohérents avec un univers âgé de milliers d'années, mais constituent un casse-tête si l'univers existe depuis des milliards d'années.

De plus, de l'article Il vient... :

...Et si vous calculez, en utilisant les taux d'expansion observés et les rayons actuels, il y a combien de temps que les explosions de supernovae de type coquille se sont produites, toutes les dates sont inférieures à 10 000 ans. Alors que, si l'univers était vraiment vieux, on s'attendrait à une distribution d'âges, allant de quelques années seulement à plus d'un million d'années, ce que nous calculons que les restes de supernovae attendus devraient encore être suffisamment forts pour être détectés par les radio-télescopes d'aujourd'hui.

Cette affirmation est largement propagée dans la littérature du créationnisme de la Terre jeune²⁶. Cependant, elle est complètement fausse. Bien qu'une méthode pour mesurer l'âge des restes de supernova (SNR) consiste effectivement à examiner les rayons et le taux d'expansion, et ainsi calculer l'âge, cela ne peut être fait que pour les SNR plus jeunes ; il n'est pas applicable aux SNR plus âgées et plus évoluées, dont les âges sont mesurés de différentes manières. En fait, la population des SNR observées montre une large distribution d'âges, allant des plus jeunes aux plus anciens.

Par exemple, l'une des SNR les plus célèbres, la célèbre Nébuleuse du Voile dans la constellation du Cygne, a environ 14 000 ans (Levenson et al. 1998). G89.0 + 4.7 a 19 000 ans (Leahy & Aschenbach 1996) ; G6.4 - 0.1 a entre 58 000 et 110 000 ans (Kaspi et al. 1993). Le reste G69.0 + 2.7 a au moins 77 000 ans (Koo et al. 1990) et G166.2 + 2.5 a 150 000 ans (Kim et al. 1988). Il existe de nombreux autres restes anciens (Woltjer 1972 ; Fich 1986 ; Storey et al. 1992). Duncan et al. (1995) rapportent sur G279.0 + 1.1, qu'ils estiment pouvoir avoir un demi-million d'années (il s'agit d'un reste extrêmement grand et faible). Et les SNR plus anciens ne sont pas confinés à notre propre Galaxie. Le reste SNR 0450-709 dans le Grand Nuage de Magellan, qui mesure 340 x 245 années-lumière, a plusieurs centaines de milliers d'années (Jones et al. 1998). Et avec un équipement plus récent et amélioré et des techniques de détection, les astronomes découvrent de plus en plus de SNR anciens. Il a même été suggéré que la structure à grande échelle connue sous le nom de boucle Origem est une SNR ancienne à un stade très avancé d'évolution, et qui a environ un million d'années (Hanbury Brown et al. 1960 ; Berkhuijsen 1974 ; Kahn 1976).

Comme mentionné précédemment, avec le temps, une RNS devient plus difficile à détecter, car elle augmente en taille et la matière du résidu s'amincit et s'étale davantage, tout en étant déformée par le milieu interstellaire - Davies ignore complètement cela. Les valeurs généralement acceptées par les astronomes pour la durée de vie visible maximale moyenne d'une RNS varient de 60 000 ans à plus de 500 000 ans (Cox 1972; Jones 1975; McCray & Kafatos 1987; Leahy & Wu 1989; Dorfi 1994; de Grijs et al. 2000). De Clark (1979) :

...dans quelques dizaines de milliers d'années, la plupart des vestiges étendus qui ont survécu jusqu'au « milieu-bord » devraient se fondre dans le milieu interstellaire et devenir indistinguables.

Peut-être que deux des pulsars les plus célèbres sont ceux situés dans la nébuleuse du Crabe et le SNR Vela (Lorimer & Ramachandran 1999). Les astronomes tentent également d'établir des liens entre d'autres pulsars et divers SNR. Étant donné que l'âge d'un pulsar peut généralement être calculé avec précision²⁷, si celui-ci peut être associé à un SNR, alors l'âge du SNR peut également être déterminé (Furst et al. 1993; Caraveo 1993; Gaensler & Johnson 1995b).

10.5 Restes de supernovae de la troisième étape

L'une des affirmations les plus importantes que font les YEC est qu'il n'existe pas de troisième étape, c'est-à-dire des SNR dans l'étape radiative. En effet, la simple présence d'un seul SNR à la troisième étape détruirait complètement l'argumentation des YEC pour un Univers jeune, car la durée de temps qu'un SNR nécessite pour atteindre cette étape est bien au-delà de ce que permet l'échelle de temps des YEC.

Alors, existe-t-il de véritables SNR de troisième étape ? Des dizaines d'articles ont été publiés au cours des dernières décennies pour examiner et discuter de véritables SNR radiatifs – une réalisation considérable compte tenu du fait que, selon les YEC, ils n'existent pas en réalité ! Malgré ce que disent les YEC, les SNR radiatifs existent bel et bien. Une lecture brève de la littérature pertinente révèle les SNR galactiques suivants qui sont dans la phase radiative (et il en existe d'autres) :

• G69.0 + 2,7 (Sarfi-Harb & Ogelman 1995).
• G166.2 + 2,5 (Routledge et al. 1986).
• G180.0 - 1,7 (Furst & Reich 1986).
• G189.1 + 3,0 (Oliva et al. 1999).
• G279.0 + 1,1 (Duncan et al. 1995).
• G290.1 - 0,8 (Rosado et al. 1996)²⁸.

In addition, Matthews et al. (1998) reported on an extremely faint SNR called G55.0 + 0.3:

G55.0+0.3 est l'un des restes de supernova (SNR) les plus faibles connus. Ce SNR pourrait être un simple membre d'une population plus vaste de restes faibles et anciens qui ne sont pas actuellement détectables aux fréquences radio. Si une fraction significative des SNR survit plus de 50 000 ans, une imagerie supplémentaire du plan galactique avec une sensibilité de surface élevée et une résolution angulaire élevée devrait révéler davantage de SNR anciens.

Les étoiles les plus massives (celles qui sont le plus susceptibles de devenir des supernovae de type II) se trouvent dans des amas. Ainsi, la plupart des supernovae de type II n'auront pas été la première à se produire dans le voisinage, mais sont plus susceptibles de se produire dans un milieu qui a été perturbé par l'action de supernovae précédentes (Chu 1997). La durée de vie typique d'une étoile massive susceptible de se terminer par une supernova (quelques 10⁶ années) n'est pas assez longue pour que le milieu interstellaire (ISM) comble la cavité laissée par les supernovae précédentes (Jones et al. 1998). Une ou plusieurs supernovae (dans ce dernier cas, dans le même voisinage général) peuvent entraîner la formation d'une superbulle, d'une taille pouvant atteindre des centaines d'années-lumière sur une échelle de temps d'un à vingt millions d'années (Heiles 1984; McCray & Kafatos 1987; Oey & Clarke 1997; Ehlerova et al. 2001). Il existe de nombreux exemples de ces superbubbles à la fois dans notre propre Galaxie et dans d'autres galaxies (par exemple Blades et al. 1980; Fich 1986; Meaburn & Laspias 1991; Hunter 1994; Bomans & Chu 1997; McClure-Griffiths et al. 2000; Bond et al. 2001). En effet, il est probable que le Soleil se trouve dans l'une d'elles (Hughes & Routledge 1972). Maciejewski et al. (1996) décrivent une structure qu'ils ont nommée la supershell « Aquila », située à environ 8 500 années-lumière de la Terre, avec un rayon de plus de 520 années-lumière, qu'ils calculent avoir environ dix millions d'années, et qui est le résultat de 10 à 100 supernovae. Elle contient plusieurs régions de formation d'étoiles. Par ailleurs, il existe une SNR associée à cette structure, G34.7 - 0.4, avec un âge calculé d'environ 20 000 ans (Wolszczan et al. 1991; Shelton et al. 1999).

En outre, l'hypothèse de Davies selon laquelle la phase adiabatique de l'évolution des SNR (c'est-à-dire la « deuxième étape ») dure toujours 120 000 ans et que la phase radiative dure toujours 880 000 ans est également totalement erronée. Comme il a été mentionné dans la section 5.1, l'évolution des SNR varie énormément.

10.6 Les âges des étoiles

Les créationnistes de la Terre jeune (YEC) tels que Davies affirment que l'univers a environ 6 000 à 7 000 ans. Cependant, le cycle de vie des étoiles qui se transforment en supernovae est de l'ordre de quelques dizaines de millions d'années pour les étoiles de haute masse (supernovae de type II) et d'au moins un milliard d'années (et souvent beaucoup, beaucoup plus) pour les étoiles de faible masse (supernovae de type I). Les étoiles les plus anciennes connues ont environ 12,5 milliards d'années (Cayrel et al. 2001; Qian & Wasserburg 2001), ce qui est cohérent avec l'estimation la plus récente de l'âge de l'univers dans son ensemble, soit environ 13,5 à 14 milliards d'années (Lahav 2001; Ferreras et al. 2001).

En effet, les supernovae jouent un rôle important dans la naissance de nouvelles étoiles - lorsqu'une supernova explose près d'un nuage de gaz moléculaire, l'expansion du front de choc dans le nuage peut :

• accélérer les particules relativistes
• chauffer et comprimer le gaz moléculaire
• modifier sa chimie
• produire un mélange turbulent.

Les amas condensés de gaz interstellaire créés par ce mécanisme finissent par donner naissance à de nouvelles étoiles (Assousa et al. 1977; Huang & Thaddeus 1986). L'exemple classique de ce phénomène est un groupe d'étoiles intégré dans une nébuleuse de réflexion située à environ 3 000 années-lumière dans la constellation du Grand Chien, appelé CMa R1, où se trouvent deux étoiles très jeunes (Z CMa et HD 53367) dont l'âge est identique (environ 300 000 ans) à celui d'un anneau de gaz en expansion qui semble être un SNR (Herbst & Assousa 1977; Shevchenko et al. 1999). Ce scénario a été contesté par certains astronomes, car l'identification de l'anneau de gaz comme un SNR n'est pas entièrement confirmée. Un cas beaucoup plus solide en faveur de la formation d'étoiles induite par supernova est le résidu G349.2 + 0.7, qui interagit avec une coquille plus grande de gaz moléculaire, qui est probablement un SNR extrêmement ancien (quatre millions d'années). Cette hypothèse est soutenue par la présence d'IRAS 17147-3725, un amas de poussière aux caractéristiques similaires à celles du SNR proposé, qui est ionisé par un objet présentant les caractéristiques spectrales d'une étoile nouvellement formée (Reynoso & Mangum 2001)

10.7 Distance aux supernovae et aux restes de supernovae

Comment mesure-t-on les distances aux supernovae et aux restes de supernovae (SNR) ? Eh bien, plusieurs méthodes sont disponibles pour les astronomes. Comme la quantité d'énergie libérée par une supernova de type Ia est connue avec une grande précision, de nombreux astronomes ont suggéré qu'elles peuvent être utiles pour mesurer les distances dans l'espace, un peu comme une règle cosmique (Riess et al. 1996; Saha 1997; Riess et al. 1998; Perlmutter et al. 1998a; Regnault 2000). Il a cependant été découvert que toutes les supernovae de type Ia ne sont pas identiques et que par conséquent, toutes n'ont pas la même luminosité intrinsèque (Cappellaro et al. 1997; Filippenko & Riess 1999; Canal et al. 2000; Hatano et al. 2000; Howell et al. 2001; Howell 2001; Garnavich et al. 2001), et certains astronomes ont contesté l'usage global des supernovae de type Ia comme bougies standards (Drell et al. 2000), alors que d'autres soutiennent que les différences impliquées ne sont pas suffisantes pour exclure leur utilisation pour mesurer l'univers (Gibson & Brook 2000; Gibson & Stetson 2001; Richtler et al. 2001).

La relation Sigma-D (déjà mentionnée dans la section 10.3) peut être utilisée pour déterminer la luminosité réelle (et donc la distance) de certains restes de supernovae de type coquille. Les émissions provenant des filaments optiques au front de choc d'une SNR peuvent être examinées pour déterminer la vitesse réelle à laquelle ils se déplacent, et ainsi la distance peut être calculée. L'émission en rayons X d'une SNR dans la phase adiabatique peut être mesurée, et à partir de celle-ci, le diamètre réel peut être déterminé, et donc la distance. Il existe d'autres méthodes également, notamment la mesure du décalage vers le rouge des supernovae lointaines, la localisation d'objets adjacents connus dont les distances sont déjà connues, et bien d'autres. Pour une description détaillée de ces méthodes, voir Green (1984)²⁹. Même si ces méthodes ne peuvent pas nous donner les distances exactes - en effet, nous ne connaissons pas les distances exactes à la plupart des SNR (en effet, Green (2000) ne donne les distances que pour un quart des SNR galactiques), toutes nous indiquent qu'à l'exception de quelques-uns proches de la Terre, chaque supernova et chaque SNR connu est à plus de 7 000 années-lumière. En fait, les astronomes ont pu directement mesurer la distance à la SN 1987A via la trigonométrie. Cela donne environ 167 000 ± 4 000 années-lumière (Panagia et al. 1991; Panagia 1999)³⁰. Les astronomes ont également récemment détecté des traces de supernovae à des milliards d'années-lumière (Perlmutter et al. 1998b, Riess et al. 1998, Riess et al. 2000). Le fait qu'il ait fallu environ 167 000 ans pour que la lumière de la SN 1987A atteigne la Terre contredit toute idée d'un Univers âgé de 7 000 ans.

Alors, comment les YEC répondent-ils à cela ? Eh bien, il a été proposé que toute la lumière provenant d'objets supposément lointains ne provienne pas de ces objets, mais ait été créée par Yahweh au moment de la Création en transit – en d'autres termes, ces objets lointains n'existent pas réellement et ne sont que des illusions. C'est une extension de l'argument de Omphalos (l'argument de l'Omphalos, d'abord exposé dans un livre de ce nom par Philip Henry Gosse (1857), soutient que l'univers a été créé jeune mais avec l'apparence de l'âge). Omphalos est infalsifiable, non testable et totalement non scientifique. De plus, cela relèverait Yahweh du rôle d'un trompeur cosmique – créant des objets et des événements que nous observons (par exemple, SN 1987A) qui n'existent pas réellement. En raison des évidentes difficultés théologiques de cet argument, de nombreux YEC l'ont abandonné (bien que beaucoup ne l'aient pas fait) et ont proposé des hypothèses basées sur des cosmologies alternatives qui permettent à la lumière de voyager des milliards d'années-lumière en une courte période³¹, ou une vitesse de la lumière variable. Peut-être que le principal exponent de cette dernière idée est le YEC Barry Setterfield, qui a postulé que le taux de la vitesse de la lumière est variable et était beaucoup plus élevé dans le passé (juste après la Création), permettant ainsi aux objets de paraître plus loin qu'ils ne le sont réellement.

Cependant, toutes les preuves indiquent que la vitesse de la lumière n'a pas changé de cette manière (Goldstein et al. 1973; Baum & Florentin-Nielsen 1976; Tubbs & Wolfe 1980; Gruber et al. 1981; Ellis et al. 2000)³². Les supernovae les plus lointaines (et donc les plus anciennes) montrent la même échelle de temps de désintégration radioactive des éléments produits (en tenant compte de la dilatation temporelle relativiste observée causée par la vitesse de l'expansion de l'Univers). Cela confirme qu'il n'y a eu aucun changement notable dans les taux de désintégration entre cette époque et maintenant, ce qui est cohérent avec l'idée d'un Univers ancien, en expansion et de taille immense (Leibundgut et al. 1996; Riess et al. 1997; Pranztos 1998; Filippenko & Riess 1999; Riess et al. 2000; Ellis & Sullivan 2000; Filippenko & Riess 2000; Turner & Riess 2001)³³.

10.8 Références obsolètes

Même si l'article de Davies a été écrit en 1994, la grande majorité de ses références proviennent des années 1970, avec quelques-unes remontant aux années 1960, et seulement quelques-unes des années 1980 et 1990. Voici quelques exemples :

• Il utilise l'estimation de Mathewson & Clarke de 1973 concernant le nombre de SNR dans le Nuage Magellanique Grand, estimation qui a ensuite été remise en question en 1976 et démontrée incorrecte en 1980.
• Il utilise l'estimation de Tammann de 1970 concernant le taux d'apparition des supernovae (ce point est légèrement sans objet, car les estimations plus récentes ne diffèrent pas beaucoup)
• Il fait constamment référence aux articles de Illovaisky & Lequeux de 1972, au détriment de nombreux autres articles plus récents qui ont mis à jour et corrigé ce travail.

This reliance on old references in itself is somewhat forgivable on its own, but a quick search on the WWW reveals hundreds of scientific papers written before 1994 (the year of publication of Davies' article), which directement contradict Davies' findings (e.g. Leahy & Wu de 1989 paper on the total number of SNRs in our Galaxy).

Pour aggraver les choses, les articles de résumé ont été rédigés encore plus récemment (celui de Sarfati a été initialement écrit en 1997), de sorte qu'il n'y a vraiment aucune excuse pour que d'autres répètent les erreurs de Davies.

10.9 Citation et paraphrase erronées

Davies déforme les propos de plusieurs astronomes. Par exemple, il cite Cox (1986) comme disant (en référence à un prétendu manque de restes de supernova dans le Grand Nuage de Magellan) :

Le dernier exemple est la population SNR du Nuage de Magellan. Les observations ont provoqué une grande surprise et une perte de confiance.

Cependant, Cox discutait de modèles possibles d'évolution des restes de supernova dans la phase adiabatique, et le paragraphe pertinent du papier original est en réalité :

Le dernier exemple est la population de SNR de la Nuage Magellanique Grand. Les observations (dont beaucoup ont été collectées dans Mathewson et al. 1983) ont provoqué une grande surprise et une perte de confiance dans les modèles simples tels que ceux de ce papier.

Ce qui dit en réalité quelque chose de complètement différent de ce que Davies prétend qu'il dit. Il cite également à tort Clark & Caswell (1976) deux fois. La première :

Pourquoi le grand nombre de vestiges attendus n'a-t-il pas été détecté ?

est cité par Davies d'une manière qui incite le lecteur à penser que son estimation du nombre de SNR galactiques est correcte. Mais dans l'article original, il s'agissait d'une question rhétorique, dans le contexte de la discussion de l'estimation de 1973 de Mathewson & Clarke selon laquelle il devrait y avoir 340 vestiges visibles dans le Nuage Magellanique Grand. Clark & Caswell suivent immédiatement cela en donnant plusieurs raisons pour lesquelles l'estimation de 1973 est peu fiable (l'estimation de Mathewson & Clarke a été discutée précédemment, dans la section 10.3). Le paragraphe pertinent de l'article original est :

Ainsi, deux anomalies nécessitent une explication. Pourquoi le grand nombre de restes attendus n'a-t-il pas été détecté ? Est-il raisonnable que E₀/n diffère si considérablement de notre estimation pour la Galaxie ? Les deux anomalies sont éliminées si l'on suppose que la relation N(D)-D a été mal estimée en raison du petit nombre de restes (4) utilisés.

Comme déjà mentionné dans la section 10.3, la suspicion de Clark & Caswell s'est avérée ultérieurement correcte. Mais Davies ignore totalement cela. La deuxième citation de ce papier que Davies utilise :

Le mystère des restes de supernovae manquants

est en réalité extrait de cette phrase du papier original :

Il semble qu'avec l'explication ci-dessus, il n'y ait pas besoin de postuler des valeurs de E_o/n très différentes de celles dans la Galaxie, et le mystère des restes de supernovae disparus est également résolu.

Les deux citations ont été arrachées de leur contexte et signifient quelque chose de complètement différent de ce que Davies dit qu'elles signifient. Sarfati utilise ces deux citations dans, ce qui semble au premier abord, une manière encore plus malhonnête. Il énonce :

Comme le disent les astronomes évolutionnistes Clark et Caswell : « Pourquoi le grand nombre de restes attendus n'ont-ils pas été détectés ? » et ces auteurs font référence à « Le mystère des restes manquants ».

Alors qu'on pourrait dire qu'il s'agit d'une tentative délibérée de tromperie, il est possible que Sarfati soit simplement un mauvais paraphraseur. Cependant, au minimum, Sarfati est coupable d'incompétence et également coupable de ne pas avoir vérifié les sources de Davies. Davies, en revanche, ne peut pas s'en sortir si facilement. La seule conclusion logique tirée de la présente série de citations tronquées est que Davies semble être délibérément trompeur.

10.10 Conclusion

Résumons brièvement comment les créationnistes de la Terre jeune (CTJ) tels que Davies et Sarfati ont raison et tort. D'abord, à leur avantage, ils ont raison sur :

• La fréquence des occurrences de supernovae dans notre Galaxie

However, that's actually it. This is the only point in their favour. In contrast, they are completely incorrect about the following:

• Le nombre de restes de supernova (SNR) réels et observables dans notre Galaxie.
• La durée de vie observable typique des restes de supernova.
• Les échelles de temps évolutives des restes de supernova.
• L'uniformité (ou son absence) des caractéristiques des restes de supernova.
• La présence de restes de supernova radiatifs.
• La difficulté de trouver des restes de supernova.
• La distance aux restes de supernova.

In others words, just about everything. In addition, the methodology that they use to calculate the numbers of SNRs they claim should be present is hopelessly wrong. They have also engaged in repeated misquotation, selective interpretation of the data and indeed, selective ignorance of data which disagrees with their conclusions. They are quick to assert that astronomers are confused and bewildered about the so-called "mystery of the missing supernova remnants". This however, is an assertion completely without foundation. There is no mystery. The YECs are making the mystery up themselves. They are completely wrong:

11. Notes

1. Les spectres des supernovae de type I ne contiennent pas de raies d'hydrogène marquées, tandis que ceux des supernovae de type II en contiennent.

2. Une naine blanche est la forme minuscule, extrêmement lourde et dense d'une étoile proche de la fin de sa vie. La densité typique d'une naine blanche se situe dans la gamme de 10¹⁰ kg m^-3. La matière dans une naine blanche se présente sous la forme d'un gaz dégénéré par les électrons, dans lequel les électrons sont tous arrachés à leurs atomes parents. Le gaz dans cet état particulier est un conducteur de chaleur presque parfait et ne suit pas les lois ordinaires des gaz. Une telle naine blanche n'a plus aucune source d'énergie et se refroidit simplement pour toujours, devenant éventuellement une naine noire - un amas froid et mort de matière flottant dans l'espace.

3. Nommé en l'honneur de l'astrophysicien né en Inde Subrahmanyan Chandrasekhar, qui l'a d'abord calculé en 1930 comme moyen de passer le temps lors d'un voyage en bateau ennuyeux de 18 jours de l'Inde vers l'Angleterre ! Il s'agit de la masse stable maximale possible pour une étoile naine blanche. Elle est égale à 1,44 masse solaire - la masse du Soleil est d'environ 1,9891 x 10³⁰ kg.

4. Pour illustrer les quantités colossales d'énergie émises par les supernovae, notre Soleil a une magnitude absolue (la façon dont il apparaîtrait s'il était à 10 parsecs, soit 32,616 années-lumière) de seulement +4,7 ; il apparaîtrait donc à l'œil nu comme une étoile faible, à peine visible à l'œil nu. La magnitude apparente du Soleil est de -26,8. Même ainsi, en excluant les neutrinos, le rayonnement optique ne représente que 1 % de la production totale d'énergie (van den Bergh 1988).

5. Le carburant normal des étoiles est l'hydrogène. Au cours de la vie de l'étoile, cet hydrogène est progressivement converti (via des réactions de fusion thermonucléaire) en hélium par un processus appelé néosynthèse. Dans la néosynthèse, les noyaux atomiques légers (tels que l'hydrogène) entrent en collision avec une telle violence et fréquence dans l'intérieur à haute température et haute densité de l'étoile qu'ils fusionnent en noyaux plus lourds (tels que l'hélium) et libèrent d'immenses quantités d'énergie (comme dans une bombe H). En somme, les éléments plus légers « brûlent » pour former des éléments plus lourds.

6. Selon Arnett et al. (1989), pour une étoile de 20 masses solaires, il faut environ dix millions d'années pour achever l'état de combustion de l'hydrogène. La combustion de l'hélium nécessite environ un dixième de ce temps, soit 950 000 ans. La combustion du carbone prend 300 ans, et celle du néon et de l'oxygène 180 et 140 jours respectivement. La combustion du silicium est achevée en deux jours. À ce moment, la température au cœur est d'environ 3,7 x 10⁹ K.

7. La photodésintégration est la fragmentation des noyaux par des photons en protons et neutrons individuels. Ce processus est hautement endothermique (c'est-à-dire qu'il nécessite plus d'énergie qu'il n'en génère). Il a été identifié pour la première fois par Willy Fowler et Sir Fred Hoyle dans les années 1960. La photodésintégration peut également se produire lors de la phase de combustion du silicium.

8. Pour chaque 0,1 masse solaire de fer qui est décomposée via la photodésintégration en protons et neutrons, le choc perd 1,7 x 10⁵¹ ergs.

9. Une étoile à neutrons est une étoile composée presque entièrement de neutrons, avec une densité équivalente à celle d'un noyau atomique (Horowitz & Piekarewicz 2001). Une telle étoile contient généralement la même quantité de matière que notre Soleil, mais condensée dans une sphère d'environ 10 km de diamètre. La masse maximale d'une étoile à neutrons est d'environ trois masses solaires, la fameuse limite d'Oppenheimer-Volkoff (d'abord postulée en 1939 par Robert Oppenheimer, célèbre pour la bombe A, et son étudiant, George Volkoff), et la masse minimale d'environ 0,1 masse solaire (toute étoile à neutrons plus légère qui tenterait de se former se transformerait en une naine blanche, car certains des neutrons se convertiraient en protons par un processus appelé désintégration bêta). La densité de la matière dans une étoile à neutrons est bien supérieure à celle d'une naine blanche - environ 10¹⁷ kg m^-3.

10. Un pulsar est une étoile à neutrons en rotation, avec une masse similaire à celle du Soleil mais un diamètre d'environ 10 kilomètres. Les impulsions se produisent parce que l'étoile à neutrons tourne très rapidement : un faisceau d'émission radio produit par émission de synchrotron d'électrons se déplaçant dans le champ magnétique très intense (environ 10⁸ tesla, ou un milliard de fois la force du champ magnétique à la surface de la Terre) de l'étoile à neutrons en rotation passe devant un observateur une fois par rotation. Les impulsions sont très régulières, à l'exception des glissements occasionnels, et tous les pulsars simples ralentissent progressivement en perdant leur énergie de rotation (van der Swaluw & Wu 2001). L'intervalle entre les impulsions successives varie de 1,558 milliseconde pour le pulsar le plus rapide connu, PSR 1937 + 21 (Xu et al. 2001), à 8,5 secondes pour le pulsar le plus lent observé (Young et al. 1999). Le premier pulsar a été découvert en 1967 par Jocelyn Bell Burnell à Cambridge, en Angleterre. Il existe plus de 1300 pulsars connus (Gotthelf et al. 2000; Lorimer 2001), bien que beaucoup plus soient découverts en permanence (D'Amico et al. 2000; Edwards et al. 2001; McLaughlin et al. 2001) - le plus célèbre étant celui au centre de la nébuleuse du Crabe, qui a une période de rotation de 50 millisecondes (Wang et al. 2001). Bien qu'il ait longtemps été pensé que les pulsars étaient la forme la plus commune d'étoile à neutrons jeune, il y a eu des découvertes récentes d'autres classes d'objets (Gaensler et al. 2001). Ceux-ci incluent : les magnétars - étoiles à neutrons isolées jeunes avec des champs magnétiques extrêmement élevés (Duncan & Thompson 1992; Paczynski 1992), les répéteurs de rayons gamma mous (SGR), sources de rayons X pulsantes avec une activité gamma intense occasionnelle mais aucune pulsation radio détectable (Hurley 1999) et les pulsars de rayons X anormaux, sources de rayons X pulsantes qui ralentissent leur rotation lentement (Mereghetti 1999). Il se peut que les SGR et les AXPs soient des types de magnétars (Thompson & Duncan 1996; Frail et al. 1997; Vasisht & Gotthelf 1997; Kouveliotou et al. 1998) ou d'autres pulsars inhabituels (Marsden et al. 2001b) peut-être même d'autres types exotiques d'étoiles (Xu et al. 2000). La plupart des SGR/AXPs semblent être physiquement associés aux restes de supernova (Gaensler et al. 2001).

11. Nommé d'après l'astronome et physicien allemand Karl Schwarzschild, qui a étudié ce concept au début du XXe siècle. Il s'agit du rayon en dessous duquel l'attraction gravitationnelle entre les particules d'un corps doit provoquer son effondrement gravitationnel irréversible. Il est égal à 2,95 x (Masse_Corps/Masse_Soleil) kilomètres.

12. Les neutrinos sont des particules élémentaires sans charge électrique et avec une masse presque nulle, et ils n'interagissent que très faiblement avec la matière. Comme ils interagissent à peine avec la matière, les neutrinos sont très difficiles à détecter. Dans un type de détecteur de neutrinos qui a fait ses preuves, des détecteurs placés dans un grand réservoir d'eau (situés aussi loin que possible sous terre pour bloquer les rayons cosmiques qui interfèrent avec le processus de détection) captent le rayonnement Cerenkov généré par l'interaction des électrons avec les neutrinos solaires. Les détecteurs de ce type ont permis la première observation de neutrinos provenant d'une supernova - ceux de SN 1987A - le 23 février 1987 à 7h36 GMT (avant que la lumière optique n'atteigne la Terre). Le détecteur Kamiokande II au Japon a enregistré 9 neutrinos en 2 secondes, suivis de 3 autres en 13 secondes, le détecteur IMB en Ohio aux États-Unis a détecté 8 neutrinos en 6 secondes et le détecteur Baksan en URSS a enregistré l'arrivée de 5 neutrinos en 5 secondes.

13. New Scientist Le magazine du 18 septembre 1999 a rapporté une supernova qui aurait apparemment eu lieu en 1320, mais qui est passée inaperçue à l'époque. Le satellite ROSAT a imagé un reste de supernova dans la constellation de Vela, à seulement 640 années-lumière de distance, et les scientifiques ont observé une augmentation de la concentration de nitrates dans les carottes de glace antarctiques correspondant à l'année 1320 - des pics similaires ont été observés en 1572 et 1604, lorsque des supernovae connues ont eu lieu (Aschenbach 1998; Aschenbach et al. 1999; Robinson 1999; Burgess & Zuber 2000). Récemment cependant, des doutes ont été exprimés sur la datation récente de ce reste de supernova, et il a été proposé que ce reste de supernova soit en réalité des milliers d'années plus ancien (Mereghetti 2001; Slane et al. 2001).

14. Chin & Huang (1994) & Schaefer (1995, 1996) ont contesté l'idée qu'il s'agissait d'une véritable supernova, suggérant plutôt qu'il s'agissait d'une comète ou d'une nova, voire d'une combinaison des deux ; il a même été suggéré qu'un halo lumineux de gaz éjecté de la nébuleuse planétaire He 2-111 en était la cause (Webster 1978), mais Trimble & Clark (1985), Strom (1988) et Thorsett (1992) le traitent comme une véritable supernova. Il existe une SNR à proximité, mais cela n'a pas été officiellement confirmé comme étant associé à la supernova originale ; Rosado et al. (1996) ont affirmé que la SNR était trop loin et donc trop ancienne, tandis que Smith (1997) a trouvé une distance beaucoup plus faible, et donc un âge beaucoup plus jeune pour la SNR.

15. Les astronomes ne sont pas à 100 % certains de quel reste de supernova est le résultat de cette supernova - il y a trois candidats, qui se trouvent tous dans la Zone de la Queue du Scorpion, bien que Green et al. (1988) et Reynolds et al. (1994) aient suggéré le SNR G11.2 - 0.3, et la distance donnée provient de Strom (1994).

16. Cette supernova a été inexplicablement manquée par les astronomes à l'époque. Cela était probablement dû à sa magnitude visuelle faible, qui était probablement due à des nuages de poussière et de gaz interstellaires obscurcissants situés entre nous et elle (Searle 1971) - mais le reste de supernova résultant, connu sous le nom de Cassiopée A (qui est le reste de supernova le plus jeune connu), est la source radio la plus forte du ciel à part le Soleil. Sa luminosité diminue d'environ 1-2% par an (Dickel & Greisen 1979; Raymond 1984).

En l'absence de toute observation confirmée, la date exacte de l'explosion de la supernova ne peut être connue avec une certitude absolue, bien que la date indiquée dans le tableau (1671) provienne de Thorstensen et al. (2001). D'autres propositions incluent 1658 (Kamper & van den Bergh 1976b; van den Bergh & Kamper 1983) et 1667 (Kamper & van den Bergh 1976a). Ces dates ont généralement été calculées en mesurant le mouvement propre de divers nœuds de gaz éjecté sur plusieurs décennies, permettant ainsi de déterminer le taux d'expansion du résidu et d'en déduire la date et la position de convergence par extrapolation.

En 1680, le célèbre astronome anglais Sir John Flamsteed a observé un objet de magnitude 6 dans Cassiopée, dont la position (Ascension droite 23h 21m 55s ; Déclinaison +58^o 32'.3) coïncide presque avec celle de Cassiopée A (Ascension droite 23h 21m 11s ; Déclinaison +58^o 32'.3). Le catalogue d'étoiles de Flamsteed de 1725 a étiqueté cet objet comme étant l'étoile 3 Cassiopéae. Cependant, cette étoile n'a pas été vue par personne depuis Flamsteed, et ne figure pas sur les cartes modernes - lorsque Francis Bally préparait son édition corrigée de 1835 du catalogue de Flamsteed, il a noté que 3 Cassiopéae manquait du ciel, et il n'a pas pu trouver aucune observation de celle-ci dans les registres de l'astronome de Greenwich. Il a été spéculé que cet objet était en fait la supernova responsable de Cassiopée A (Ashworth et al. 1980), ce qui placerait la date de la supernova vers les années 1677-1680. Bien que l'association entre les deux soit quelque peu spéculative, et en effet beaucoup ont argumenté contre elle (par exemple Kamper 1980, Hughes 1980), elle est toujours considérée comme une possibilité, car une date d'explosion d'environ 1680 n'est en rien impossible (Thorstensen et al. 2001). car cela ne nécessiterait qu'une légère décélération dans le taux d'expansion (environ 1%), comme c'est le cas pour le résidu résultant de la supernova de 1592 (Raymond 1984).

17. Les supernovae sont nommées selon l'année de leur découverte et dans l'ordre de leur découverte, donc SN 1987A était la première supernova observée de cette année. Si plus de 26 supernovae sont découvertes chaque année (ce qui a été le cas depuis le milieu des années quatre-vingt-dix), la 27e reçoit le suffixe "aa". La 28e est donc "ab". Une fois tous les "a" épuisés, on utilise les "b", c'est-à-dire "ba", "bb", et ainsi de suite. La dernière supernova découverte en 1999 était connue sous le nom de SN 1999gv.

18. Le fait que l'étoile progénitrice de la supernova SN 1987A était une supergéante bleue (Arnett 1987; Podsiadlowski 1992) constituait à l'époque un casse-tête pour les astronomes : les modèles standards de l'évolution stellaire indiquaient que ce sont les rouges supergéantes qui se transforment en supernovae, bien qu'il ait été théorisé précédemment que les supergéantes bleues étaient capables d'exploser en supernova (Lamb et al. 1976; Brunish & Truran 1982a, 1982b). Il est maintenant connu qu'il y a environ 40 000 ans, l'étoile progénitrice était en réalité une supergéante rouge, qui a ensuite évolué vers sa forme pré-supernova de supergéante bleue, en perdant de la masse grâce au processus du vent stellaire (Weiler & Sramek 1988; Woosley et al. 1988; Woosley 1988; Saio et al. 1988a, 1988b; Dar 1997). On pense que cette perte de masse est responsable de la formation de l'anneau interne (Masai et al. 1988; Luo & McCray 1991; Chevalier & Dwarkadas 1995; Panagia et al. 1996). Ce qui a causé les anneaux externes fait toujours l'objet de débats et diverses explications ont été proposées pour expliquer leur origine (Blondin & Lundqvist 1993; Martin & Arnett 1995; Burderi & King 1995; Burrows et al. 1995; Meyer 1997; Soker 1999). Pendant des années, les astronomes ont cherché (sans succès) l'étoile à neutrons ou le trou noir que la théorie prédisait se formerait dans les restes de la SN 1987A (Chevalier 1992; Apparao 1993; Percival et al. 1995). En 1997, un candidat à un pulsar optique a enfin été trouvé (Middleditch et al. 1997; Nagataki & Sato 2001). Les débris de la supernova se déplacent actuellement vers l'extérieur à une vitesse de plusieurs milliers de km s^-1 (Jansen & Jakobsen 2001).

19. Bien que selon Dr Fields:

Il existe des preuves fossiles de quelques mini-éteintes au cours de l'Ère Cénozoïque, » a déclaré Fields. « L'une s'est produite il y a environ 13 millions d'années ; l'autre il y a environ 3 millions d'années. Les familles d'animaux marins situés près du bas de la chaîne alimentaire – tels que le zooplancton et les échinodermes – ont été le plus touchées. Le modèle d'extinction est cohérent avec une réduction majeure de la photosynthèse marine.

Hughes et Routledge (1972), ainsi que Russell (1979), ont soutenu qu'une supernova proche était à l'origine de l'extinction des dinosailes il y a 65 millions d'années. Cela fut bien entendu avant la découverte en 1980 par le géologue Walter Alvarez d'un astéroïde comme coupable probable (Alvarez et al. 1980; Russell 1982). Dans l'ensemble, il existe peu ou pas de preuves directement reliant les supernovae proches et les extinctions tout au long de l'histoire de la Terre (van den Bergh 1994).

20. La Bulle locale est une région chaude et de faible densité (par rapport à son environnement) de l'espace interstellaire, dans laquelle le Soleil et quelques autres étoiles voisines se trouvent. La position précise du Soleil se situe dans une petite condensation irrégulière, ou nuage, au sein de la bulle. La bulle mesure plusieurs centaines d'années-lumière de diamètre (Frisch 1998, 2000).

21. Contrairement aux YEC, Ross accepte le Big Bang et l'antiquité de l'Univers et de la Terre (il était astrophysicien avant de se tourner vers la théologie), mais il accepte largement les points de vue YEC sur la validité de la théorie de l'évolution et les origines de l'humanité.

22. Pour les calculs exacts, consultez ce message du groupe de discussion talk.origins de Sverker Johansson du 18 décembre 2000.

23. Les sursauts gamma sont les événements les plus énergétiques connus dans l'Univers (à part bien sûr le Big Bang). Un sursaut gamma prend la forme d'une rafle occasionnelle de rayons gamma provenant d'une direction apparemment aléatoire dans l'espace (Fishman 1995), d'une durée variable, d'une fraction de seconde à plusieurs minutes. Ils ont été initialement découverts par accident. À la fin des années 1960, Ray Klebesadel du Laboratoire de Los Alamos aux États-Unis travaillait sur un projet visant à surveiller le respect d'un traité d'interdiction des essais nucléaires en utilisant une série de satellites militaires américains désignés sous le nom de "Vela". En 1969, il examinait des données gamma enregistrées le 2 juillet 1967 lorsqu'il remarqua une anomalie. Au cours des trois années suivantes jusqu'en juillet 1972, quelque 16 rafales de rayons gamma ont été enregistrées (Klebesadel, Strong & Olson 1973). Au début, les sursauts gamma, dont plusieurs milliers ont été observés (Lu 2000), étaient censés provenir du système solaire ou de la région locale de notre propre galaxie, mais ce n'est qu'en 1991 que les instruments à bord de l'observatoire spatial Compton Gamma-Ray ont confirmé qu'ils étaient d'origine extragalactique (Burrows 2000). Le 28 février 1997, un satellite nommé BeppoSAX a réussi à détecter un après-coup optique d'un sursaut gamma. Ces dernières années, les astronomes ont réussi à détecter de nombreux après-coups optiques de ce type - généralement, ils ont une magnitude visuelle comprise entre 18 et 20 (Jha et al. 2001). Il est estimé qu'il pourrait y avoir jusqu'à 1 000 sursauts gamma se produisant chaque année (Cheng & Lu 2001). Par ailleurs, la quantité d'énergie libérée lors d'un sursaut gamma est telle que, si l'un d'eux se produisait à une distance de 1 500 années-lumière, la Terre serait baignée d'une quantité d'énergie équivalente à environ 10 000 mégatonnes de TNT (équivalent à environ le stock mondial d'armes nucléaires) ! Cela détruirait essentiellement la couche d'ozone, qui, bien qu'elle ne menace pas l'existence de la civilisation humaine, aurait des effets secondaires massifs sur l'environnement (Thorsett 1995).

24. Davies a écrit deux autres articles sur la manière dont divers aspects de l'astronomie soutiennent un Univers jeune. Ces deux articles ont été démentis et montrent un motif de citation erronée et d'ignorance délibérée de données contradictoires. Un article porte sur la population de naines rouges dans les amas globulaires (article original et réfutation) et l'autre sur l'âge du Soleil (article original et réfutation).

25. Les affirmations de Davies sont également présentes dans une large gamme de littérature YEC - par exemple, le "Creation Science FAQ" de Darren Gordon et le "The Current State of Creationist Astronomy" de Danny Faulkner.

26. Par exemple, dans un article intitulé " L'Univers n'a-t-il pas des milliards d'années ?" par le bien connu YEC Walt Brown. Son article contient l'affirmation complètement fausse :

...De plus, tous les restes de supernovae que nous observons dans notre galaxie semblent avoir moins de 10 000 ans. Cela repose sur le bien établi modèle de décroissance de l'intensité lumineuse d'une supernova dans la gamme des fréquences ondes radio. [Keith Davies, communication personnelle.]

27. Cependant, récemment, certains doutes ont été exprimés concernant les techniques utilisées pour mesurer l'âge des pulsars. Dans un récent article publié dans Nature, les astronomes Bryan Gaensler et Dale Frail ont réexaminé le pulsar PSR B1757 - 24, associé au reste de supernova G5.4 - 1.2, et qui était auparavant estimé avoir un âge de 16 000 ans (Manchester et al. 1991; Lyne et al. 1996). Cependant, ils ont recalculé le mouvement propre du pulsar et ont trouvé que, s'il est associé au reste, alors il doit avoir au moins 39 000 ans, et plus probablement 170 000 ans. Si Gaensler et Frail ont raison, alors c'est de plus mauvaises nouvelles pour les créationnistes de la Terre jeune, car cela signifie que les âges des pulsars, et donc de leurs restes de supernova associés, sont sérieusement sous-estimés (Gaensler & Frail 2000; Marsden et al. 2001a; Gvaramadze 2001b). Même avec la datation conventionnelle, la majorité des pulsars sont très anciens (Kijak 2001), avec une durée de vie typique d'environ 10 millions d'années (McLaughlin et al. 2001).

28. Gaensler et Frail ont soutenu que G5.4 - 1.2, avec la datation révisée de PSR B1757 - 24, se trouve donc dans la phase radiative (Gaensler & Frail 2000).

29. Green (1984) rejette avec mépris l'utilisation de la relation Sigma-D pour mesurer les distances aux SNR.

30. Les mécanismes exacts de la mesure de la distance vers SN 1987A sont expliqués dans un article complet de Todd S Green.

31. L'alternative cosmologique qui a connu le plus d'adhésion dans les cercles du créationnisme de la Terre jeune est celle du physicien nucléaire américain, le Dr Russell Humphreys, et publiée en 1994 sous le titre « Starlight and Time ». Elle a été démystifiée à multiples reprises par de nombreux astronomes et cosmologistes. Ironiquement, Hugh Ross, qui se trouve à l'avant-garde de cet effort, a déclaré qu'elle était « irrémédiablement défectueuse » et que le livre lui-même « manifeste des mécompréhensions profondes de la théorie de la relativité et de la cosmologie ».

32. L'affirmation de Setterfield a été démontrée comme étant basée sur une analyse statistique erronée des mesures de la vitesse de la lumière au cours des trois derniers siècles, et a en effet été rejetée par certains créationnistes de la Terre jeune.

33. Plus d'informations à ce sujet peuvent être trouvées sur le site web de Dave Matson. Par ailleurs, l'astronome américain Halton Arp a avancé dans nombreuses publications au cours des dernières décennies que le décalage vers le rouge n'est pas en réalité une fonction de la vitesse de récession due à l'expansion de l'Univers - que les galaxies à faible décalage vers le rouge et les quasars à fort décalage vers le rouge, qui apparaissent proches les uns des autres tels qu'observés depuis la Terre, sont physiquement connectés par des ponts gazeux, ce qui est manifestement impossible si les quasars sont des milliards d'années-lumière plus loin. Cependant, il a été démontré que les ponts d'Arp sont presque certainement rien de plus que soit des artefacts photographiques ou des anomalies statistiques (par exemple, Sharp 1985, 1986; Newman & Terzian 1995; Wehrle et al. 1997; Hardcastle et al. 1998; Crawford et al. 1999; Hardcastle 2000).

12. Références

12.1 Livres

Les livres suivants ont été utilisés pour la préparation de ce FAQ. Le manuel Introductory Astronomy & Astrophysics (4e édition) de Zelik & Gregory est un bon manuel pour les personnes souhaitant aborder les aspects plus détaillés de l'astrophysique. Il contient quelques équations, donc une base raisonnable en mathématiques et en physique serait utile.

1. Bradley W. Carroll & Dale A. Ostlie, "Introduction à l'astrophysique moderne", Addison-Wesley Publishing Company 1996, ISBN 0-201-54730-9.
2. David H. Clark, "Superstars : les explosions stellaires façonnent le destin de l'Univers", J.M. Dent & Sons Ltd 1979, ISBN-0-460-04384-6.
3. Ken Croswell, "L'alchimie des cieux", Doubleday 1996, ISBN 0-385-47214-5.
4. John Gribbin, "Companion to the Cosmos", Little Brown Company 1996, ISBN 0-316-32835-9.
5. Michael Hoskin (Éditeur), "The Cambridge Concise History Of Astronomy", Cambridge University Press 1999, ISBN 0-521-57291-6.
6. David H. Levy, "Observer les étoiles variables : un guide pour les débutants", Cambridge University Press 1998, ISBN 0-521-62755-9.
7. Dina Prialnik, "Introduction à la théorie de la structure et de l'évolution stellaires", Cambridge University Press 2000, ISBN 0-521-65937-X.
8. Christopher Walker (Éditeur), "Astronomy Before The Telescope", British Museum Press 1996, ISBN 0-312-15407-0.
9. Michael Zelik & Stephen A. Gregory, "Astronomie et astrophysique introductives (4e édition)", Saunders College Publishing 1998, ISBN 0-030-06228-4.

12.2 Articles techniques

La grande majorité de ces documents sont disponibles en ligne, soit depuis l'Archive E-Print de Los Alamos (LANL), soit depuis le Système de données d'astrophysique de la NASA (ADS). Les articles de LANL sont au format Adobe Acrobat ou Postscript, tandis que ceux de ADS sont au format GIF. Les articles provenant d'autres sites sur Internet sont indiqués par WWW.

1. L.W. Alvarez, W. Alvarez, F. Asaro, H.V. Michel, « Cause extraterrestre de l'extinction du Crétacé au Tertiaire », Science 208, juin 1980.
2. S. Amari, E. Zinner & R.S. Lewis, « Ca dans le graphite présolaire d'origine supernova », Astrophysical Journal 470, octobre 1996. ( ADS)
3. L.A. Antonelli, L. Piro, M. Vietri, E. Costa, P. Soffitta, M. Feroci, L. Amati, F. Frontera, E. Pian, J.J. Zand, J. Heise, E. Kuulkers, L. Nicastro, R.C. Butler, L. Stella & G.C. Perola, « Découverte d'une raie K du fer décalée vers le rouge dans l'écho X du GRB 000214 », Astrophysical Journal 545, décembre 2000. (LANL)
4. K.M. Apparao, « Y a-t-il un pulsar dans 1987A ? », Observatory 113, avril 1993. ( ADS)
5. M. Arnould, H. Norgaard, F.K. Thielemann & W. Hillebrandt, "Synthèse de ²⁶Al dans la combustion explosive d'hydrogène", mai 1980. ( ADS)
6. W.D. Arnett, « Théorie des supernovae et SN 1987A », Astrophysical Journal 319, août 1987. (ADS)
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11. W.B. Ashworth, K. Kamper, S. van den Bergh, W.W. Dodd, F. Baily & R.P. Broughton, « Flamsteed's Possible Supernova - Cassiopeia-A », Sky & Telescope, avril 1980.
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14. S. Balberg & S.L. Shapiro, « Taux d'émergence observable de trous noirs dans les supernovae », accepté par Astrophysical Journal, avril 2001. (LANL)
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13. Crédits

Merci à Grant Bazan, John Boggan, Bobby Byrant, Robert Carroll, Dave Chapman, Sarah Clarke, Mike Dworetsky, Manny Edwards, Bryan Gaensler, Dave Green, George Greene, Todd Greene, Martin Hardcastle, Richard Harter, Mike Hopkins, Mark Issak, Sverker Johansson, Joseph Lazio, Andrew MacRae, Bill McHale, Kevin O'Brien, Marshall Perrin, Phil Plait, Ezra Poetker, Michael Richmond, Matt Silberstein, Michael Thorsley et Stuart Weinstein pour les informations, ainsi que pour avoir relu et commenté les versions de brouillon de ce FAQ. Cet article n'aurait pas été possible sans l'utilisation des Services bibliographiques du Système de données d'astrophysique de la NASA.