Les supernovae

Une supernova est l'ensemble des phénomènes directement issus de l'explosion d'une étoile, qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité. Vue depuis la Terre, une supernova apparaît donc souvent comme une étoile nouvelle (d'où son nom: nova = nouvelle), alors qu'elle correspond en réalité à la mort d'une étoile. Les supernovae sont des événements rares à l'échelle humaine : on estime leur taux à environ une à trois par siècle dans notre Voie lactée. Elles jouent cependant 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 dont certains sont synthétisés lors de l'explosion elle-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 qu'une galaxie toute entière ou même que plusieurs galaxies. 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, voire visible en plein jour. C'est ainsi que plusieurs supernovae historiques ont été décrites à des époques parfois très anciennes; on interprète aujourd'hui ces apparitions d' "étoiles nouvelles " comme autant de supernovae.

Il existe deux mécanismes en réalité assez distincts pour produire 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 ensuite 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 supernovae étaient classifiées suivant leurs caractéristiques spectroscopiques. Cette classification est peu pertinente d'un point de vue physique. Seules les supernovae 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 éjectée l'étant 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 environ 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 événements furent décrits respectivement par Tycho Brahé 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 ait 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[3]. Il était initialement écrit « super-nova » avant d'être progressivement écrit sans tiret[4]. 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'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 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.

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.

Luminosité

Les supernovas de type I sont, toutes proportions gardées, considérablement plus brillantes que celles de type II. Ceci en luminosité électromagnétique.

Appellation des supernovæ

Les découvertes de supernovas 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 supernovas de l'année ont une lettre entre A et Z ; après Z, elles commencent par aa, ab, et ainsi de suite. Par exemple, SN 1987A, la supernova sans doute la plus célèbre des temps modernes, qui a été observée le 23 février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, était la première découverte cette année-là. C'est en 1982 que la première appellation à deux lettre (SN 1982aa, dans NGC 6052) fut nécessaire. Le nombre de supernovae découverte chaque année a régulièrement cru. Il a connu une augmentation considérable à partir de 1997, date de la mise en place de programme dédiés à la découverte de ces objets, notamment les supernovae thermonucláires. Les premiers programmes dédiés de grande envergure étaient le Supernova Cosmology Project, dirigé par Saul Perlmutter, et le High-Z Supernovae Search Team, dont le responsable était Brian P. Schmidt. Ces deux programmes ont permis en 1998 de découvrir l'accélération de l'expansion de l'univers. D'autres programmes dédiés ont par la suite vu le jour, comme ESSENCE, également dirigé par Brian P. Schmitt. Des grands relevés, comme le Sloane Digital Sky Survey ont également permis la découverte d'un grand nombre de supernovae. Le nombre de supernovae découvertes est ainsi passé de 96 en 1996 à 163 en 1997. Il était de 551 en 2006 ; la dernière découverte cette année-là était SN 2006ue.

Supernovae remarquables

Le reste de la supernova 1987A (Note : la matière éjectée par la supernova elle-même est le cercle du centre de l'image. Les deux autres cercles sont dus à des éjections de matière de l'étoile avant que celle-ci n'explose en supernova ; les deux points blancs correspondent à des étoiles d'avant-plan ou d'arrière-plan sans rapport avec l'étoile progénitrice).

Le reste de la supernova 1987A (Note : la matière éjectée par la supernova elle-même est le cercle du centre de l'image. Les deux autres cercles sont dus à des éjections de matière de l'étoile avant que celle-ci n'explose en supernova ; les deux points blancs correspondent à des étoiles d'avant-plan ou d'arrière-plan sans rapport avec l'étoile progénitrice).

Les supernovae sont des évènements spectaculaires mais rares. Plusieurs ont été visibles à l'œil nu depuis l'invention de l'écriture, et le témoignage de leur observation est parvenu jusqu'à nous :

  • 1006 - Observation de la supernova la plus brillante observée sur Terre durant les temps historiques (SN 1006), dans la constellation du Loup.
  • 1054 - La formation de la Nébuleuse du Crabe, dans la constellation du Taureau, observée par des astronomes Chinois (SN 1054)
  • 1181 - Supernova moins connue dans la constellation de Cassiopée (SN 1181)
  • Vers 1300 - Une supernova ayant engendré le rémanent RX J0852.0-4622 (ou Vela Junior) s'est probablement produite, mais semble ne pas avoir été observée, malgré une certaine proximité avec la Terre.
  • 1572 - Supernova dans Cassiopée, observée par Tycho Brahé, dont le livre De Nova Stella sur le sujet nous donna le mot « nova » (SN 1572)
  • 1885 - Première supernova de l'ère télescopique, observée dans la galaxie d'Andromède et visible à l'œil nu (SN 1885A).
  • 1987 - Supernova 1987A observée durant les heures de son commencement dans le Grand Nuage de Magellan, ce fut la première opportunité pour les théories modernes sur la formation des supernovas d'être testée face aux observations.

Quelques autres supernovae remarquables ont fait l'objet de nombreuses études, parmi lesquelles :

  • Vers 1680, l'explosion d'une autre supernova aurait pu être observée sur Terre, mais on en trouve aucune mention dans les travaux des astronomes de l'époque. Ce n'est qu'au milieu du XXe siècle qu'a été rétrospectivement identifié le rémanent, Cassiopeia A, dont l'âge est estimé légèrement supérieur à trois siècles. La raison pour laquelle cette supernova est demeurée invisible n'est pas connue actuellement, mais est probablement due au fait que l'absorption du millieu interstellaire situé entre la supernova et la Terre était importante, allié au fait que cette supernova était sans doute sous-lumineuse, à l'instar de Cassiopée A.
  • 2006 - Supernova SN 2006gy dans la galaxie NGC 1260 située à 240 millions d'années-lumière de la Terre observée par R. Quimby and P. Mondol et étudiée en utilisant les télescopes Keck à Hawaii et Lick sur le Mont Hamilton en Californie. Sa luminosité dépassait d'environ cinq fois celle de toutes les supernovæ observées à ce jour et sa durée était de 70 jours. Cette supernova pourrait être un exemple de supernova à production de paires, uniquement issue d'étoiles extrêmement massives, désormais très rares dans l'univers.

    Supernova Historique

    Le terme de supernova historique fait référence à une supernova dont des documents relatent l'observation par des astronomes à une époque antérieure à l'avènement du télescope ou de tout autre moyen moderne d'observation. Par extension, le terme désigne une supernova dont l'explosion aurait pu être observée par des astronomes d'une époque passée mais faisant partie des temps historiques (typiquement il y a moins de 2 500 ans).

    Intérêt scientifique

    La connaissance des supernovae historiques est importante car aucune supernova galactique n'a été observée depuis l'invention du télescope. D'autre part la connaissance de l'âge exact d'un rémanent de supernova ou d'un pulsar est d'un intérêt crucial pour la compréhension de ceux-ci. Les témoignages concernant d'éventuelles supernovae sont malheureusement peu nombreux et peu précis, ce qui fait que seulement cinq d'entre elles sont connues avec certitude, auxquelles s'ajoutent quelques candidats plus ou moins probables et d'éventuelles supernovae non observées mais datant des temps historiques (voir listes ci-dessous).

    Identifiation d'une supernova historique

    Plusieurs phénomènes astronomiques ont été relatés dans divers écrits historiques, pour la plupart en provenance d'extrême orient. Outre les mentions d'éclipses, de mouvement planétaires et de conjonctions diverses « étoiles invitées » sont mentionnées, pouvant correspondre à des supernovae. Ces étoiles invitées peuvent en principe correspondre à trois types de phénomènes bien distincts :

    • supernova
    • nova
    • comète

    Les principaux critères retenus pour distinguer une supernova parmi les étoiles invitées sont :

    • Absence de déplacement sur la voûte céleste : pour exclure l'hypothèse d'une comète.
    • Proximité du plan galactique : la quasi totalité des rémanents de supernova ont une très faible latitude galactique, ce qui est corroboré par la théorie de l'évolution stellaire qui prédit que les supernovae se produisent dans les zone de formation d'étoiles, qui sont situées dans les bras spiraux des galaxies.
    • Durée : la courbe de luminosité d'une supernova décroît beaucoup plus lentement de celle d'une nova. Un phénomène astronomique long a plus de chances de correspondre à une supernova, d'autant que dans un tel cas il est beaucoup plus facile de s'assurer de l'immobilité du phénomène sur la sphère céleste.
    • Détection d'un rémanent à la position estimée de l'étoile invitée, dont l'âge peut être estimé et correspond à celui de l'étoile invitée.

    Le critère de luminosité n'est pas retenu puisque la luminosité est fonction de la distance du phénomène.

    Liste des supernovae historiques

    Supernovae certaines

    • SN 1006, dans la constellation du Loup. Probablement la plus lumineuse des supernovae historiques certaines
    • SN 1054, ayant donné naissance à la Nébuleuse du Crabe (contellation du Taureau). C'est la supernova historique la plus célèbre, et la première identifié comme telle.
    • SN 1181, la moins connue (et la moins lumineuse) des supernovae historiques avérées (constellation de Cassiopée)
    • SN 1572, dite de Tycho, en l'honneur de Tycho Brahé, qui en fut un des observateurs les plus assidus (constellation de Cassiopée). Elle joua un rôle essentiel dans l'histoire des sciences car elle fut utilisée par Tycho Brahé pour réfuter le dogme aristotélicien de l'immuabilité des cieux.
    • SN 1604, dite de Kepler, en l'honneur de Johannes Kepler, qui en fut un des observateurs les plus assidus (constellation d'Ophiuchus). C'est la dernière supernova historique s'étant produite dans notre Galaxie et ayant été effectivement observée.

     

    Supernovae probables ou possibles

    • Deux étoiles invitées ont été vues en 837. Il s'agit d'étoiles stationnaires, mais la faible durée de visibilité de l'une et la haute latitude galactique de l'autre rendent l'hypothèse d'une supernova beaucoup moins probable que celle d'une nova. Le fait que deux étoiles invitées aient été observées la même année pourrait par contre s'expliquer aisément par le passage de la comète de Halley en mars de la même année, ce qui aurait ensuite stimulé la recherche d'autres astres inhabituels à cette époque. Aucune de ces étoiles n'est considérée aujourd'hui (2005) come une supernova potentielle.
    • SN 393 : l'étoile invité de 393 est restée visible huit mois et est apparue au voisinage de l'astérisme qui compose la queue de la constellation du Scorpion, dans le plan galactique, ce qui plaide fortement pour l'hypothèse d'une supernova. Le rémanent RX J1713.7-3946 a un âge estimé et une position compatible avec l'étoile invitée de 393. Celle-ci est donc considérée comme le progéniteur de ce rémanent.
    • SN 386 : l'étoile invité de 386 a été visible entre 60 et 115 jours (seul les mois d'apparition et de disparition sont connus), ce qui correspond à une période de visibilité faible pour une supernova, plus caractéristique d'une nova. La position de la supernova est mal connue car on ne sait pas si l'astérisme mentionnée dans les texte correspond à la bande d'ascension droite de l'étoile invitée ou à la région du ciel dans laquelle elle a été vue. Dans la seconde hypothèse, la région est suffisamment restreinte et proche du plan galactique pour pouvoir espérer identifier le rémanent. Plusieurs candidats ont été proposés, dont l'un d'eux, G11.2-0.3 a un âge compatible avec l'époque de la supernova. Certaines caractéristiques du pulsar central (PSR J1811-1926) détecté dans le rémanent confortent cette hypothèse. L'étoile invitée est de ce fait considérée comme une supernova probable, quoique moins établie que SN 393.
    • L'étoile invitée de 369 est restée visible pendant plus de six mois, mais sa position est très incertaine. Il pourrait s'agir d'une nova lente ou d'une supernova si elle a eu lieu suffisamment proche du plan galactique. Elle est considéré comme une supernova possible en raison de la grande imprécision portant sur sa position.
    • SN 185 est la plus ancienne supernova historique potentielle pour laquelle un témoignage détaillé (et un seul) existe. Une taille apparente semble mentionnée, mais pas de déplacement, ce qui ne plaide pas de façon convaincante en faveur d'une supernova plutôt que d'une comète, mais la durée d'observation favorise l'hypothèse stellaire : elle a été visible pendant huit mois ou alors un an et huit mois selon l'interprétation que l'on fait du texte, ce qui rend l'hypothèse d'une supernova probable. Le rémanent GRS 315.40 -02.30 est celui dont la position et l'âge sont le plus compatible avec une supernova datant de cette époque. SN 185 est de ce fait considérée comme une supernova probable.
    • L'étoile invitée de 70 est très mal décrite dans les documents parvenus jusqu'à l'époque moderne, mais sa haute latitude galactique plaide pour une nova et non une supernova.
    • Les novae et l'immuabilité du ciel, court article évoquant la possibilité d’une nova en 1415.

     

    Autres

    • Le rémanent de supernova Cassiopée A date très vraisemblablement de la seconde moitié du XVIIe siècle, mais la supernova n'a pas été observée, sans doute parce qu'elle était trop peu lumineuse. Cette supernova est parfois considérée comme une supernova historique bien que les témoignages la concernant soient très vraisemblablement inexistants[1] (ce qui permet cependant de mettre une limite inférieure à sa magnitude apparente).
    • En 1998, un rémanent très jeune et très proche de la Terre (environ 700 ans et 200 parsecs), Vela Junior, a été découvert. Il n'existe aucun témoignage historique mentionnant la supernova qui s'est produite alors, chose éventuellement explicable par la très basse déclinaison du phénomène, mais néanmoins très surprenante au vu de la magnitude apparente probable du phénomène.
    • Plusieurs pulsar dont l'âge caractéristique (qui dans certains cas donne une estimation assez précise de l'âge réel) est relativement faible sont connus. Il s'agit de PSR B1509-58, PSR J1907+0919 et PSR J1846-0258. Leur explosion a probablement été potentiellement visible depuis la Terre il y a moins de 2000 ans.
    • Des forages menés en Antarctique on révélé des pics dans l'abondance de certains nitrates à plusieurs époque, approximativement corrélées aux années 1181, 1572, 1604 selon certains auteurs. Ces pics ne sont pas vus dans tous les forages des calottes glaciaires (en particulier au Groenland), et leur corrélation avec les date des supernovae historiques connues est extrêmement controversé. Un forage indique un pic de nitrate pour des glaces formées aux alentours de 1320. Il a donc été proposé que l'explosion d'une supernova non observée, éventuellement celle ayant donné naissance à Vela Junior, ait atteint la Terre à cette époque là[2]. À l'époque aucun rémanent de supernova âgé de 600 à 700 ans n'avait été découvert, mais depuis un rémanent, Vela Junior, dont l'âge (encore mal connu) est compatible avec cette date a été découvert. Là encore, l'absence de détection donnerait une indication sur la magnitude minimale de la supernova.
    • Il existe par contre des données géologiques indiquant de façon convaincante l'explosion de deux supernovae relativement proche datant d'environ 35 000 et 60 000 ans.
    • On peut éventuellement ajouter à cette liste la première supernova observée de l'ère télescopique, SN 1885A, dans la galaxie d'Andromède, qui était visible à l'œil nu, ainsi que la première supernova proche étudiée avec des moyens modernes, SN 1987A, dans le Grand Nuage de Magellan.
Copyright : Auteur(s) de Wikipedia
Source : Supernova sur Wikipedia
Licence: GFDL

Phénomènes célestes

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