Une supernova correspond à l’explosion d’une étoile et s’accompagne d’une augmentation de sa luminosité qui peut atteindre 10 millliards de fois celle du soleil pendant une dizaine de jours. Il s’agit donc de la disparition d’une étoile. Ce qui reste d’une de l’explosion d’une supernova est appelé rémanent de supernova.

Un peu d’histoire

Avant de rentrer plus loin dans l’explication, revenons sur quelques supernovae de l’histoire.

Le premier témoignage détaillé pour une potentielle supernova (SN185) eu lieu en 185 et a été retrouvé dans l’oeuvre historique chinoise Hou Hanshu (Histoire de la fin de la dynastie Han).

La supernova probablement la plus lumineuse aux temps historiques (SN1006) a été observée en 1006 dans la constellation australe du loup. Sa magnitude a été estimée à -7.5. Restée visible plus d’une année, elle est mentionnée dans des textes européens, chinois, japonais, égyptiens et irakiens. Son rémanent a été observé dans les années 60 dans le domaine radio.

SN 1054 observée en 1054 dans la constellation du Taureau est la supernova la plus célèbre de l’astronomie. Elle resta visible en plein jour pendant trois semaine. Facilement observable de par sa luminosité, la nébuleuse du crabe en est le rémanent (image prise par le télescope spatial Hubble de la NASA à la une de cet article). En 1758, Charles Messier fera de cette nébuleuse le premier objet de son célèbre catalogue. Le catalogue de Messier est un inventaire astronomique d’objets d’aspect diffus dans le ciel dont la nature était alors inconnue (galaxies, nébuleuses et amas d’étoiles) mais fixes par rapport aux étoiles.

 

Image composite du résidu de SN1572 (rayons X, infra-rouge, visible : NASA/CXC/SAO; NASA/JPL-Caltech; MPIA, Calar Alto, O.Krause et al.)

En 1572, Tycho Brae aperçut SN1572 aussi brillante que Vénus, de magnitude -4 dans la constellation de Cassiopée. Elle resta observable à l’oeil nu jusqu’en mars 1574. Il utilisa cette découverte pour prouver que le ciel n’est pas immuable et donc réfuter la théorie d’Aristote qui affirmait que le monde supralunaire (considéré comme divin au-delà de la lune) est immuable et incorruptible.

SN 1604 appelée également supernova de Kepler a été observée en 1604 dans la constellation Ophiucus. Elle a été nommée ainsi en hommage à Johannes Kepler qui l’étudia alors. Il publia cette étude dans son ouvrage De Stella Nova in Pede Serpentarii (Sur la nouvelle étoile dans le pied d’Ophiuchus).

Les supernovae sont principalement divisées en 2 types :

Supernova de type II

Lors de la vie d’une étoile, l’hydrogène se transforme en hélium puis l’hélium à son tour en éléments lourds. Une étoile massive de masse supérieure à 8 masses solaires brûle très vite son carburant en quelques millions d’années. La fusion du fer étant impossible, le coeur de l’étoile va se contracter instantanément de( de 5000 à 30km).  La gravité n’est alors plus contrebalancée par la pression libérée par les réactions thermonucléaires. Les températures du noyau de l’étoile vont augmenter et des réactions nucléaires successives se produire. Les couches supérieures se dilatent, l’étoile devient alors une supergéante rouge. Une explosion se produit alors. En raison de l’incroyable quantité d’énergie libérée, l’étoile se met à briller comme 200 millions de soleils. Les couches externes sont violemment expulsées à des vitesses de plusieurs milliers de km/h. Le noyau s’effondre sur lui-même en une étoile à neutron en atteignant un diamètre très petit (de 10 à 20km). Les noyaux des atomes sont constitués alors des seuls neutrons. Leur densité est de 100 millions de tonnes par cm3. Si le coeur de l’étoile est très massif (si l’étoile est supérieure à 25 masses solaires), la gravité de l’étoile à neutron est si forte que même la lumière ne pourra pas s’en échapper,  il s’agit alors d’un trou noir.

Ces supernovae se produisent dans des régions très jeunes des galaxies, où continuent de se former des étoiles  (bras spiraux, notamment)

Les supernovae de type Ib et Ic sont également à effondrement de cœur et similaires au type II mais l’étoile progénitrice de la supernova serait plus massive et aurait perdu son enveloppe d’hydrogène avant d’exploser. Au moment de leur explosion, leur éclat diminue de façon régulière.  Elles ne montrent pas de silicium dans leur spectre ni d’hélium pour le type Ic au contraire du type II.

Supernova de type Ia

Les supernovae de type Ia quant à elles ne sont pas dues à l’effondrement d’une étoile massive. Elles se situent dans un système binaire (2 étoiles en orbite autour d’un même centre) contenant au moins une naine blanche. Une naine blanche est le résidu d’une étoile « morte » de taille comparable à celle du soleil. Si les deux étoiles du couple sont suffisamment proches, la géante perd ses couches externes qui sont alors transférées vers la naine et créent un disque d’accrétion autour d’elle. Ce disque va peu à peu alimenter la naine en masse jusqu’à lui faire dépasser ce qu’on appelle la limite de masse critique de Chandrasekhar qui est à 1,44 masse solaires. Elle ne peut plus résister à la gravité et commence alors a s’effondrer. Des réactions thermo-nucleaires sont enclenchées et l’astre explose.

Les supernovae sont des phénomènes très rares. Elles sont d’environ une à trois par siècle dans la voie lactée. D’après un groupe d’astronomes de l’université de l’Ohio, il est presque certain qu’on puisse en observer une dans l’infrarouge dans notre voie lactée dans les 50 prochaines années. Malheureusement, il n’y aurait 20 % de chance environ que ce phénomène soit visible à l’oeil nu.

 

Voir aussi : iPTF14hls, la supernova qui intrigue les scientifiques

 

Sources

Supernovae historiques

NASA

différents types de supernovae