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supernova

Ce phénomène lui-même.

Historique

La plus ancienne supernova mentionnée, dans les chroniques chinoises, remonte à l'an 185. L'explosion d'une supernova est un phénomène relativement rare : on observe seulement, en moyenne, trois supernovae par siècle dans une galaxie. Dans notre galaxie, quatre supernovae ont été particulièrement observées depuis l'an 1000, mais toutes antérieures à l'invention de la lunette et du télescope. La plus ancienne a été vue en l'an 1006 dans la constellation du Loup. Ce fut la plus brillante, avec un éclat comparable « au quart de la pleine lune ». La suivante a été aperçue en 1054 dans la constellation du Taureau et est à l'origine de la nébuleuse du Crabe. La troisième est l'« étoile nouvelle » signalée par Tycho Brahe en 1572 dans la constellation de Cassiopée. Enfin, en 1604, une supernova apparue dans la constellation d'Ophiuchus a été décrite à la fois par Kepler et par Galilée.

Les supernovae s'observent beaucoup plus communément dans les galaxies extérieures parce que celles-ci sont très nombreuses. La première supernova extragalactique a été observée en 1885 dans la galaxie M 31 d'Andromède. Depuis, on en a découvert plusieurs centaines ; la plus brillante, SN 1987A, a été observée en 1987 dans le Grand Nuage de Magellan ; suivie par une batterie de télescopes au sol et dans l'espace, dans tous les domaines spectraux, elle a, en raison de sa proximité, contribué très largement à une meilleure compréhension du phénomène par les spécialistes.

Caractéristiques générales

Alors que dans le cas d'une nova, seules les couches périphériques de l'étoile sont concernées, l'explosion d'une supernova affecte l'étoile entière et représente un cataclysme d'une bien plus grande ampleur. L'énergie libérée au cours du phénomène est colossale, de l'ordre de 1045 J. Les observations spectroscopiques indiquent que de la matière est éjectée à des vitesses de l'ordre de plusieurs milliers de kilomètres par seconde.

La plus grande partie de la masse de l'étoile est éjectée et forme ensuite ce qu'on appelle un reste de supernova, observé sous la forme d'une nébuleuse en expansion, également source de rayonnements radio et X produits par émission synchrotron. La fraction de masse non éjectée (cœur de l'étoile) constitue un résidu très compact, sous la forme d'une étoile à neutrons (décelable éventuellement en tant que pulsar) ou d'un trou noir.

Les explosions de supernovae contribuent à enrichir le milieu interstellaire en éléments chimiques plus lourds que l'hydrogène et l'hélium (oxygène, calcium, silicium, fer…) et sont le moteur de l'évolution chimique des galaxies ; les ondes de choc qu'elles engendrent brassent, agitent et échauffent la matière interstellaire.

Classification

On distingue deux types principaux de supernovae. Celles de type I sont les plus brillantes, et leur éclat décroît plus lentement que celui des supernovae de type II, dont le spectre se caractérise par la présence de raies de l'hydrogène.

Selon les conceptions actuelles, une supernova de type I résulte de l'évolution d'un système binaire dont l'une des deux composantes est une naine blanche. Celle-ci arrache progressivement, par attraction gravitationnelle, de la matière à sa compagne et finit ainsi par exploser lorsque sa masse devient supérieure à une valeur critique égale à 1,4 fois la masse du Soleil.

Les supernovae de type II sont des étoiles d'une masse au moins égale à 10 fois celle du Soleil qui explosent après l'épuisement de leur combustible nucléaire : leur noyau, principalement constitué de fer, implose brutalement lorsque les réactions thermonucléaires s'y arrêtent, alors qu'elles se poursuivent entre les couches périphériques de l'étoile, dont la structure est alors « en pelures d'oignon ». L'émission d'énergie s'effectue essentiellement sous forme de neutrinos.