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En astronomie, une supernova est une étoile dont l'intensité lumineuse augmente considérablement en l'espace de quelques jours, la faisant apparaître comme une "nouvelle" étoile naissante (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.
Type des supernovae
Les astronomes ont réparti les supernovae 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 divisions par rapport aux autres éléments.
Les supernovae de type Ia n'ont pas d'hélium présent dans leur spectres mais bien du silicium. On pense généralement qu'elles sont causées par l'explosion d'une naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar. Un scénario possible expliquant ce phénomène est une naine blanche qui 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 s'effondre en une étoile à neutrons ou un trou noir. Cet effondrement permet la fusion des atomes de carbone et d'oxygène qui subsistent dans l'étoile, ce qui produit une onde de choc qui désintégre la naine. Ceci est différent du mécanisme de formation d'une nova où la naine blanche n'atteint pas la limite 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.
Les supernovae de type Ib et Ic ne montrent pas de silicium dans leur spectres et l'on ne connait 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 déja épuisé leur hydrogène, de ce fait l'hydrogène n'apparait pas sur leur spectre. Les supernovae de type Ib sont sûrement le résultat de l'effondrement d'une étoile de Wolf-Rayet.
Une supernova de type II apparait quand le fer présent dans le cœur d'une étoile très massive entre en fusion. Le fer étant l'élément le plus stable, cette fusion consomme de l'énergie au lieu d'en produire. Quand la masse du cœur de fer atteint la limite de Chandrasekhar, ce qui ne prend que quelques jours, il se décompose spontanément en neutrons et s'effondre. Une immense quantité de neutrinos est libérée à cette occassion, consumant l'énergie de l'étoile. Par un processus encore mal compris, une partie de l'énergie libérée par les neutrinos est transferrée dans les couches extérieures de l'étoile. Quand l'onde de choc atteint la surface de l'étoile, plusieurs heures après, il se produit une très grande augmentation de sa luminosité. Le cœur de l'étoile peut devenir une étoile à neutrons ou un trou noir, selon sa masse, mais à cause du manque de connaissance sur le fonctionnement de l'effondrement des supernovae, la masse critique est inconnue.
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.
Quelques étoiles exceptionellement massives peuvent produire une "hypernova" quand elles meurent, 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.
Les supernovæ de type I sont, toutes proportions gardées, considérablement plus brillantes que celles de type II.
Les découvertes de supernovae 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 supernovae de l'année ont une lettre entre A et Z; après Z, elles commencent par aa, ab, et ainsi de suite.
La matière expulsée par une supernova s'étend dans l'espace et se refroidit, formant un type de nébuleuse appellé rémanent de supernova.
L'étude de ces objets a aidé à améliorer notre connaissance des supernovae.
Appellation des supernovae
Supernovae remarquables
La supernova 1604 fut utilisée par Galilée comme une preuve contre le dogme aristotélicien de cette période disant que le paradis n'avait jamais changé.