Supernova - Définition

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Étymologie

Le terme de « supernova » est issu du terme de « nova », tiré du latin nova, signifiant « nouveau ». Historiquement, c'est en 1572 puis en 1604 que le monde occidental réalise que de « nouvelles étoiles » apparaissent parfois, pour un temps limité sur la voûte céleste. Ces évènements furent décrits respectivement par Tycho Brahe et Johannes Kepler dans des écrits latins utilisant le terme de stella nova (voir par exemple De Stella Nova in Pede Serpentarii, de Kepler, publié en 1606). Par la suite, l'apparition temporaire d'astres nouveaux fut dénommée sous le terme de « nova ». Ces événements cachent en fait deux classes de phénomènes distincts : il peut s'agir soit d'une explosion thermonucléaire se produisant à la surface d'une étoile après que celle-ci a accrété de la matière issue d'une autre étoile, sans que l'explosion détruise l'étoile qui en est le siège, soit de l'explosion complète d'une étoile. La distinction entre ces deux phénomènes fut faite dans le courant des années 1930. Le dernier étant largement plus énergétique que le premier, c'est celui-ci qui prit le nom de nova précédemment usité, alors que le second prit le nom de supernova. Le terme lui-même a été employé pour la première fois par Walter Baade et Fritz Zwicky en 1933 ou en 1934 lors du congrès annuel de la société américaine de physique. Il était initialement écrit « super-nova » avant d'être progressivement écrit sans tiret. Les écrits plus anciens parlant de l'observation de supernovae utilisent encore le terme de nova : c'est par exemple le cas des rapports d'observation de la dernière supernova observée, en 1887, dans la galaxie d'Andromède, SN 1885A (voir les références dans l'article correspondant).

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 suite à une accrétion de matière arrachée à une étoile voisine (voire une collision avec celle-ci) qui explose complètement (supernova dite thermonucléaire) ;
  • 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, consomme de l'énergie au lieu d'en produire. Quand ce cœur de fer est formé, l'étoile n'a 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, les protons capturant les électrons formant des neutrons. Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact est alors capable de résister à la compression des couches externes par la pression de dégénérescence quantique ce qui arrête brutalement leur effondrement. L'énergie dégagée par les couches internes tombant vers le centre, produit une onde de choc qui « souffle » les couches extérieures de l'étoile, formant le gaz du rémanent de la supernova.

Classification spectrale

Historiquement, les supernovas ont été classifiées en fonction de leur spectre, suivant deux types, notées par les chiffres romains I et II, lesquels contiennent plusieurs sous-types :

  • Les supernovas de type I ont un spectre qui ne contient pas d'hydrogène
  • Les supernovas de type II ont un spectre qui contient de l'hydrogène.

Parmi les supernovas de type I, on distingue trois sous-classes :

  • Si le spectre montre la présence de silicium, on parle de type Ia
  • Si le spectre ne montre pas la présence de silicium, on regarde l'abondance d'hélium :
    • En présence d'une quantité notable d'hélium, on parle de type Ib
    • En présence de faible quantité d'hélium, on parle de type Ic

Concernant les supernovas de type II, on considère ensuite le spectre environ trois mois après le début de l'explosion :

  • Si le spectre montre que l'hélium domine sur l'hydrogène, on parle de type IIb
  • Si le spectre montre que l'hydrogène domine sur l'hélium, on parle de type II « normal », celui-ci comprenant en sus deux sous-classes supplémentaires :
    • Si la courbe de lumière décroît linéairement après le maximum, on dit que l'on a un type IIL (pour « linéaire »)
    • Si la courbe de lumière montre un plateau marqué, ou une phase de décroissance lente, on parle de type IIP (pour « plateau »)

À cela s'ajoute qu'en présence de particularités spectroscopiques, est accolée la lettre minuscule « p » (éventuellement précédée d'un tiret si un sous-type est présent), pour l'anglais peculiar. La dernière supernova proche, SN 1987A était dans ce cas. Son type spectroscopique est IIp.

Cette classification est en réalité assez éloignée de la réalité sous-jacente de ces objets. Il existe deux mécanismes physiques donnant lieu à une supernova :

  • Les supernovas dites thermonucléaires correspondent uniquement au type Ia
  • Les supernovas dites à effondrement de cœur correspondent à tous les autres types. Le terme de supernovas de type II est parfois abusivement utilisé pour désigner l'ensemble de ces objets, alors qu'ils peuvent être de type Ib ou Ic. En cela, le terme de supernova à effondrement de cœur est préférable à celui de « type II », plus ambigu. Les différences spectrales entre les supernovas à effondrement de cœur proviennent essentiellement du fait que l'étoile fait partie ou non d'un système binaire. Les supernovas de type II normal ne font pas partie d'un système binaire, ou alors leur compagnon n'affecte pas significativement leur évolution. Les autres types (Ib, Ic, IIb) sont par contre résultant de différents types d'interaction entre l'étoile et son compagnon.
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