Supernova

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Supernova SN 1604, dite de Kepler

Une supernova est une nova gigantesque, c'est-à-dire une étoile dont la magnitude augmente considérablement en quelques jours, au point de la faire apparaître comme une « nouvelle » étoile (d'où « nova »). Le préfixe « super » la distingue d'une simple nova, qui désigne également une étoile dont l'intensité lumineuse augmente, mais de façon beaucoup moins importante et suivant un mécanisme assez différent.

Sommaire

1 Principe général
2 Type des supernovæ
3 Luminosité
4 Appellation des supernovæ
5 Supernovæ remarquables
6 Voir aussi
- 6.1 Liens internes
- 6.2 Liens externes

[modifier] Principe général

Évènement cataclysmique signant la fin d'une étoile, une supernova peut résulter de deux types d'événements très différents : l'explosion thermonucléaire d'une naine blanche, qui, suite à une accrétion de matière arrachée à une étoile voisine (voire une collision avec celle-ci) explose complètement (supernova dite thermonucléaire), ou alors l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive (supernova dite à effondrement de cœur). Cet effondrement se produit lorsque le cœur de l'étoile est constitué de fer. Cet élément étant le plus stable, sa fusion ou sa fission n'est pas possible. Quand ce cœur de fer est formé, il n'existe plus de source d'énergie générant une pression de radiation suffisante pour soutenir les couches supérieures, qui écrasent alors le cœur : le cœur de l'étoile se comprime et les noyaux de fer sont alors dissociés pour former avec les électrons des neutrons. Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact est alors capable de résister à la compression des couches externes et arrête brutalement leur effondrement. L'onde de choc subie par les couches internes tombant vers le centre de l'étoile désintègre alors l'astre complètement.

[modifier] Type des supernovæ

Les astronomes ont réparti les supernovæ en différentes classes, suivant les éléments qui apparaissent dans leur spectre électromagnétique.

L'élément principal entrant en jeu dans la classification est la présence ou non d'hydrogène. Si le spectre d'une supernova ne contient pas d'hydrogène, elle est classée type I, sinon type II. Parmi ces groupes, il y a des subdivisions par rapport à d'autres éléments.

[modifier] Type I

Les supernovæ de type Ia n'ont pas d'hélium présent dans leur spectre mais du silicium. On pense généralement qu'elles sont causées par l'explosion d'une naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar par accrétion de matière. Un scénario possible expliquant ce phénomène est une naine blanche en orbite autour d'une étoile moyennement massive. La naine attire la matière de son compagnon jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Ensuite, la pression interne de l'étoile étant devenue insuffisante pour contrecarrer sa propre gravité, la naine commence à s'effondrer. Cet effondrement permet l'allumage de la fusion des atomes de carbone et d'oxygène qui composent l'étoile, et cette fusion n'est plus régulée par l'échauffement et la dilatation de l'étoile, comme pour les étoiles de la séquence principale (la température de l'étoile est celle de Fermi de ses électrons). Il se produit alors une réaction en chaîne qui désintègre la naine dans une gigantesque explosion thermonucléaire. Ceci est différent du mécanisme de formation d'une nova où la naine blanche n'atteint pas la limite de Chandrasekhar et s'effondre, mais commence une fusion nucléaire de la matière accumulée à la surface. L'augmentation de luminosité est due à l'énergie libérée par l'explosion et se maintient le temps nécessaire à la désintégration du cobalt en fer.

La variation de la luminosité de l'étoile durant une supernova de type Ia étant extrêmement régulière, ces supernovæ peuvent être utilisées comme chandelles cosmiques. En 1998, c'est par l'observation de supernovæ de type Ia dans des galaxies éloignées, que les physiciens ont découvert que l'expansion de l'univers s'accélérait.

Les supernovæ de type Ib et Ic ne montrent pas de silicium dans leur spectre et l'on ne connaît pas encore le mécanisme de leur formation. On pense qu'elles correspondent à des étoiles en fin de vie (comme le type II) et qui auraient déjà épuisé leur hydrogène, de ce fait l'hydrogène n'apparaît pas sur leur spectre. Les supernovæ de type Ib sont sûrement le résultat de l'effondrement d'une étoile Wolf-Rayet.

[modifier] Type II

La phase ultime de la vie d'une étoile massive (plus de 8 masses solaires) commence après que le cœur de fer et de nickel-56 se soit construit par phases successives de réactions de fusion nucléaire. Ces éléments étant les plus stables (la réaction de fusion nucléaire du fer consomme de l'énergie au lieu d'en produire), la fusion ne peut plus avoir lieu au cœur de l'étoile. Privé de sa source d'énergie, le cœur devient incapable de supporter le poids des couches externes : il commence à se contracter. Les couches externes continuent cependant à produire du fer et du nickel à la surface du cœur dont la masse continue ainsi d'augmenter jusqu'à ce qu'il atteigne la « masse de Chandrasekhar » (environ 1.4 masses solaires). À cet instant, la pression de dégénérescence des électrons est dépassée et une phase de neutronisation de quelques secondes conduit à l'effondrement du cœur. Les électrons sont capturés par les protons, générant un flux massif de neutrinos électroniques, et transformant le cœur en une étoile à neutrons de 10-20 km de diamètre et de la densité d'un noyau atomique. Lorsque la pression thermique atteint le niveau de dégénérescence des nucléons, les couches externes du cœur rebondissent à 10-20% de la vitesse de la lumière.

L'onde de choc du rebond se propage vers les couches extérieures et entre en compétition avec la matière chutant vers l'intérieur, de telle façon qu'elle se stabilise vers 100-200 km de centre. Les neutrinos diffusent hors du cœur en quelques secondes et une fraction d'entre eux chauffent la zone du manteau située à l'intérieur de l'onde de choc (appelée « région de gain »). Le reste est relâché dans l'espace, emportant 99% de l'énergie totale de la supernova. On pense de nos jours que l'apport d'énergie à l'onde de choc par le chauffage de la région de gain dû aux neutrinos est l'élément clé responsable de l'explosion de la supernova.

Dans les étoiles massives, pendant les derniers instants de l'explosion, les hautes températures (10⁹ K) permettent le « processus r » : une grande densité de neutrons (10²⁰ n/cm³) fait que leur capture par les noyaux est plus rapide que la décroissance radioctive beta (1 seconde). Ceci produit des isotopes riches en neutrons et est la raison de l'existence de noyaux radioactifs lourds dans l'univers.

Il existe aussi des variantes minimes de ces différents types, avec des désignations telles que II-P et II-L, mais elles décrivent simplement le comportement de l'évolution de la luminosité (II-P observe un plateau alors que II-L non) et non des données fondamentales.

[modifier] Hypernovæ

Quelques étoiles exceptionnellement massives peuvent produire une « hypernova » quand elles s'effondrent, un type d'explosion relativement nouveau et hautement théorique. Dans une hypernova, le cœur de l'étoile s'effondre directement en un trou noir et deux jets de plasma extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe de rotation de l'étoile à une vitesse proche de celle de la lumière. Ces jets émettent d'intenses rayons gamma et pourraient expliquer l'origine des sursauts gamma.

[modifier] Luminosité

Les supernovæ de type I sont, toutes proportions gardées, considérablement plus brillantes que celles de type II.

[modifier] Appellation des supernovæ

Les découvertes de supernovæ sont déclarées à l'Union astronomique internationale, qui envoie une circulaire avec le nom qu'elle lui assigne. Le nom est formé par l'année de découverte et une référence de une ou deux lettres. Les 26 premières supernovæ de l'année ont une lettre entre A et Z ; après Z, elles commencent par aa, ab, et ainsi de suite.

[modifier] Supernovæ remarquables

Article détaillé : Supernova historique.

Le reste de la supernova 1987A (Note : la matière éjectée par la supernova elle-même est le cercle du centre de l'image. Les deux autres cercles sont dus à des éjections de matière de l'étoile avant que celle-ci n'explose en supernova).

Les supernovae sont des événement spectaculaires mais rares. Plusieurs ont été visibles à l'œil nu depuis l'invention de l'écriture, et le témoignage de leur observation est parvenu jusqu'à nous :

1006 - Observation de la supernova la plus brillante observée sur Terre durant les temps historiques (SN 1006)
1054 - La formation de la Nébuleuse du Crabe, observée par des astronomes Chinois (SN 1054)
1181 - Supernova moins connue dans la constellation de Cassiopée (SN 1181)
1572 - Supernova dans Cassiopée, observée par Tycho Brahé, dont le livre De Nova Stella sur le sujet nous donna le mot « nova » (SN 1572)
1604 - Supernova (parfois appelée étoile de Kepler) dans Ophiuchus, observée par Johannes Kepler ; c'est la dernière supernova à avoir été observée dans notre galaxie (SN 1604)
Vers 1680, l'explosion d'une autre supernova aurait pu être observée sur Terre, mais on en trouve aucune mention dans les travaux des astronomes de l'époque. Ce n'est qu'au milieu du XX^e siècle qu'a été rétrospectivement identifié le rémanent, Cassiopeia A, dont l'âge est estimé légèrement supérieur à trois siècles. La raison pour laquelle cette supernova est demeurée invisible n'est pas connue actuellement.
1885 - première supernova de l'ère télescopique, observée dans la galaxie d'Andromède et visible à l'œil nu (SN 1885A).
1987 - Supernova 1987A observée durant les heures de son commencement dans le Grand Nuage de Magellan, ce fut la première opportunité pour les théories modernes sur la formation des supernovæ d'être testée face aux observations.

La supernova 1604 fut utilisée par Galilée comme une preuve contre le dogme aristotélicien de cette période disant que le ciel n'avait jamais changé.

La matière expulsée par une supernova s'étend dans l'espace et se refroidit, formant un type de nébuleuse appelé rémanent de supernova (ou, plus rarement, reste de supernova). La durée de vie de ce type de nébuleuse est relativement limitée, la matière éjectée l'étant à très grand vitesse (plusieurs milliers de kilomètres par seconde), le rémanent se dissipe extrêtement vite. La nébuleuse de Gum ou les dentelles du Cygne sont des exemples de rémanent de supernova dans un état très avancé de dilatation spatiale.