Les phnomnes lis aux toiles

Les supernovae

Une supernova est l'ensemble des phnomnes consquents l'explosion d'une toile, qui s'accompagne d'une augmentation brve mais extrmement grande de sa luminosit. Vue depuis la Terre, une supernova apparait donc souvent comme une toile nouvelle, alors qu'elle correspond en ralit la disparition d'une toile.

Les supernovas sont des vnements rares l'chelle humaine : leur taux est estim environ une trois par sicle dans notre Voie lacte. Il est noter qu' notre poque aucune supernova n'a t observe dans notre Galaxie depuis l'invention du tlescope ! La dernire 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.

Rmanent (On appelle rmanent de supernova la matire jecte lors de l'explosion d'une toile en supernova) de la supernova SN 1604 (supernovae de Kepler).

Rmanent (On appelle rmanent de supernova la matire jecte lors de l'explosion d'une toile en supernova) de la supernova SN 1604 (supernovae de Kepler). Astrophotographie composite prise par les tlescopes spaciaux Spitzer (infrarouge), Hubble (lumire visible) et Chandra (rayons X).


Elles ont eu et jouent encore un rle essentiel dans l'histoire de l'Univers, car c'est lors de son explosion en supernova que l'toile libre les lments chimiques qu'elle a synthtiss au cours de son existence – et pendant l'explosion mme –, pour tre diffuss dans le milieu interstellaire. De plus, l'onde de choc de la supernova favorise la formation de nouvelles toiles en initiant ou en acclrant la contraction de rgions du milieu interstellaire.

Le processus initiant une supernova est extrmement bref : il dure quelques millisecondes. Quant au phnomne de la supernova elle-mme, il peut durer plusieurs mois. Au maximum de luminosit 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 toiles les plus brillantes : pendant cette priode, la supernova peut "rayonner plus d'nergie" (en physique c'est une puissance) qu'une, voire plusieurs galaxies entires. C'est la raison pour laquelle une supernova se produisant dans notre propre galaxie, voire une galaxie proche, est souvent visible l'œil nu, mme en plein jour. Plusieurs supernovae historiques ont t dcrites des poques parfois trs anciennes ; on interprte aujourd'hui ces apparitions d' "toiles nouvelles" comme autant de supernovas.

La supernova SN 1994 D situe dans la partie externe de la galaxie NGC 4526.

La supernova SN 1994 D situe dans la partie externe de la galaxie NGC 4526.


Il existe deux mcanismes en ralit assez distincts qui produisent une supernova : le premier rsulte de l'explosion thermonuclaire d'un cadavre d'toile appel naine blanche, le second de l'implosion d'une toile massive qui est encore le sige de ractions nuclaires au moment de l'implosion. Cette implosion est responsable de la dislocation des couches externes de l'toile. Le premier mcanisme est appel supernova thermonuclaire, le second supernova effondrement de cœur. Un troisime mcanisme, encore incertain, mais s'apparentant au second, est susceptible de se produire au sein des toiles les plus massives. Il est appel supernova par production de paires. Historiquement, les supernovas taient classifies suivant leurs caractristiques spectroscopiques. Cette classification est peu pertinente d'un point de vue physique. Seules les supernovas dites de type Ia sont thermonuclaires, toutes les autres tant effondrement de cœur.

La matire expulse par une supernova s'tend dans l'espace, formant un type de nbuleuse appel rmanent de supernova. La dure de vie de ce type de nbuleuse est relativement limite, la matire tant jecte trs grande vitesse (plusieurs milliers de kilomtres par seconde), le rmanent se dissipe relativement vite l'chelle astronomique, en quelques centaines de milliers d'annes. La nbuleuse de Gum ou les dentelles du Cygne sont des exemples de rmanents de supernova dans cet tat trs avanc de dilution dans le milieu interstellaire. La nbuleuse du Crabe est un exemple de rmanent jeune : l'clat de l'explosion qui lui a donn naissance a atteint la Terre, il y a moins de mille ans.

Classification spectrale

Historiquement, les supernovas ont t classifies en fonction de leur spectre, suivant deux types, notes 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'hydrogne.
    • Si le spectre montre la prsence de silicium, on parle de type Ia
    • Si le spectre ne montre pas la prsence de silicium, on regarde l'abondance d'hlium :
      • En prsence d'une quantit notable d'hlium, on parle de type Ib
      • En prsence de faible quantit d'hlium, on parle de type Ic
  • Les supernovas de type II ont un spectre qui contient de l'hydrogne.
    • Si le spectre montre que l'hlium domine sur l'hydrogne, on parle de type IIb
    • Si le spectre montre que l'hydrogne domine sur l'hlium, on parle de type II "normal", celui-ci comprenant en sus deux sous-classes supplmentaires :
      • Si la courbe de lumire dcrot linairement aprs le maximum, on dit que l'on a un type IIL (pour "linaire")
      • Si la courbe de lumire montre un plateau marqu, ou une phase de dcroissance lente, on parle de type IIP (pour "plateau")
cela s'ajoute qu'en prsence de particularits spectroscopiques, est accole la lettre minuscule "p" (ventuellement prcde d'un tiret si un sous-type est prsent), pour l'anglais peculiar. La dernire supernova proche, SN 1987A tait dans ce cas. Son type spectroscopique est IIp.

Comparaison entre la supernova SN 1987A au maximum de son clat (photographie de gauche, mars 1987) et aprs son explosion alors que son clat diminua (photographie de droite, avril 1987).

Comparaison entre la supernova SN 1987A au maximum de son clat (photographie de gauche, mars 1987) et aprs son explosion alors que son clat diminua (photographie de droite, avril 1987).


Rmanent de la supernova SN 1987A (photographie prise par le tlescope spatial Hubble entre 1994 et 1997).

Rmanent de la supernova SN 1987A (photographie prise par le tlescope spatial Hubble entre 1994 et 1997).


Cette classification est en ralit assez loigne de la ralit sous-jacente de ces objets. Il existe deux mcanismes physiques donnant lieu une supernova :
  • Les supernovas dites thermonuclaires correspondent uniquement au type Ia.
  • Les supernovas dites effondrement de cœur correspondent tous les autres types. Le terme de supernovas de type II est parfois abusivement utilis pour dsigner l'ensemble de ces objets, alors qu'ils peuvent tre de type Ib ou Ic. En cela, le terme de supernova effondrement de cœur est prfrable celui de "type II", plus ambigu. Les diffrences spectrales entre les supernovas effondrement de cœur proviennent essentiellement du fait que l'toile fait partie ou non d'un systme binaire. Les supernovas de type II normal ne font pas partie d'un systme binaire, ou alors leur compagnon n'affecte pas significativement leur volution. Les autres types (Ib, Ic, IIb) sont par contre rsultant de diffrents types d'interaction entre l'toile et son compagnon.

Principe gnraux

vnement cataclysmique signant la fin d'une toile, une supernova peut rsulter de deux types d'vnements trs diffrents :
  • l'explosion thermonuclaire d'une naine blanche suite une accrtion de matire arrache une toile voisine (voire une collision avec celle-ci) qui explose compltement (supernova dite thermonuclaire) ;
  • l'effondrement gravitationnel d'une toile massive (supernova dite effondrement de cœur). Cet effondrement se produit lorsque le cœur de l'toile est constitu de fer. Cet lment tant le plus stable, sa fusion ou sa fission, consomme de l'nergie au lieu d'en produire. Quand ce cœur de fer est form, l'toile n'a plus de source d'nergie gnrant une pression de radiation suffisante pour soutenir les couches suprieures, qui crasent alors le cœur : le cœur de l'toile se comprime et les noyaux de fer sont alors dissocis, les protons capturant les lectrons formant des neutrons. Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact est alors capable de rsister la compression des couches externes par la pression de dgnrescence quantique ce qui arrte brutalement leur effondrement. L'nergie dgage par les couches internes tombant vers le centre, produit une onde de choc qui "souffle" les couches extrieures de l'toile, formant le gaz du rmanent de la supernova.

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