SUPERNOVA (1).

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Une supernova (Voir pluriels) est l'ensemble des phénomènes conséquents à l'explosion d'une étoile, qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité. Vue depuis la Terre, une supernova apparait donc souvent comme une étoile nouvelle, alors qu'elle correspond en réalité à la disparition d'une étoile.
Les supernovae sont des évènements rares à l'échelle humaine : leur taux est estimé à environ une à trois par siècle dans notre Voie lactée. Il est à noter qu'à notre époque aucune supernova a été observée dans notre Galaxie depuis l'invention du télescope ! La dernière en date est celle dite de Kepler, SN 1604. Bien que depuis d'autres supernovas ont eu lieu dans la Galaxie, mais sans observation terrestre.

Elles ont eu et jouent encore un rôle essentiel dans l'histoire de l'Univers, car c'est lors de son explosion en supernova que l'étoile libère les éléments chimiques qu'elle a synthétisés au cours de son existence — et pendant l'explosion même —, pour être diffusés dans le milieu interstellaire. De plus, l'onde de choc de la supernova favorise la formation de nouvelles étoiles en initiant ou en accélérant la contraction de régions du milieu interstellaire.

Le processus initiant une supernova est extrêmement bref : il dure quelques millisecondes. Quant au phénomène de la supernova elle-même, il peut durer plusieurs mois. Au maximum de luminosité de l'explosion, la magnitude absolue de l'astre peut atteindre -19, ce qui en fait un objet plus lumineux de plusieurs ordres de grandeur que les étoiles les plus brillantes : pendant cette période, la supernova peut « rayonner plus d'énergie » (en physique c'est une puissance) qu'une, voire plusieurs galaxies entières. C'est la raison pour laquelle une supernova se produisant dans notre propre galaxie, voire une galaxie proche, est souvent visible à l'œil nu, même en plein jour. Plusieurs supernovae historiques ont été décrites à des époques parfois très anciennes ; on interprète aujourd'hui ces apparitions d' « étoiles nouvelles » comme autant de supernovas.

La supernova SN 1994D (le point blanc brillant en bas à gauche de l'image), dans la partie externe du disque de la galaxie spirale NGC 4526.

Il existe deux mécanismes en réalité assez distincts qui produisent une supernova : le premier résulte de l'explosion thermonucléaire d'un cadavre d'étoile appelé naine blanche, le second de l'implosion d'une étoile massive qui est encore le siège de réactions nucléaires au moment de l'implosion. Cette implosion est responsable de la dislocation des couches externes de l'étoile. Le premier mécanisme est appelé supernova thermonucléaire, le second supernova à effondrement de cœur. Un troisième mécanisme, encore incertain, mais s'apparentant au second, est susceptible de se produire au sein des étoiles les plus massives. Il est appelé supernova par production de paires. Historiquement, les supernovas étaient classifiées suivant leurs caractéristiques spectroscopiques. Cette classification est peu pertinente d'un point de vue physique. Seules les supernovas dites de type Ia sont thermonucléaires, toutes les autres étant à effondrement de cœur.

La matière expulsée par une supernova s'étend dans l'espace, formant un type de nébuleuse appelé rémanent de supernova. La durée de vie de ce type de nébuleuse est relativement limitée, la matière étant éjectée à très grande vitesse (plusieurs milliers de kilomètres par seconde), le rémanent se dissipe relativement vite à l'échelle astronomique, en quelques centaines de milliers d'années. La nébuleuse de Gum ou les dentelles du Cygne sont des exemples de rémanents de supernova dans cet état très avancé de dilution dans le milieu interstellaire. La nébuleuse du Crabe est un exemple de rémanent jeune : l'éclat de l'explosion qui lui a donné naissance a atteint la Terre, il y a moins de mille ans.

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 1885, dans la galaxie d'Andromède, SN 1885A (voir les références dans l'article correspondant).


Classification spectrale

Historiquement, les supernovae 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 supernovae de type I ont un spectre qui ne contient pas d'hydrogène
• Les supernovae de type II ont un spectre qui contient de l'hydrogène.

Parmi les supernovae 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 supernovae 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'anglaispeculiar. 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 supernovae dites thermonucléaires correspondent uniquement au type Ia
• Les supernovae dites à effondrement de cœur correspondent à tous les autres types. Le terme de supernovae 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 supernovae à effondrement de cœur proviennent essentiellement du fait que l'étoile fait partie ou non d'un système binaire. Les supernovae 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.