Les phénomènes liés aux étoiles

Les supernovae

Une supernova est l'ensemble des phénomènes conséquents à l'explosion d'une étoile, qui s'accompagne d'une augmentation brève mais extrêmement 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 supernovas 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 n'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.

Rémanent (On appelle rémanent de supernova la matière éjectée lors de l'explosion d'une étoile en supernova) de la supernova SN 1604 (supernovae de Kepler).

Rémanent (On appelle rémanent de supernova la matière éjectée lors de l'explosion d'une étoile en supernova) de la supernova SN 1604 (supernovae de Kepler). Astrophotographie composite prise par les télescopes spaciaux Spitzer (infrarouge), Hubble (lumière visible) et Chandra (rayons X).


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 1994 D située dans la partie externe de la galaxie NGC 4526.

La supernova SN 1994 D située dans la partie externe de la galaxie 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.

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.
    • 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
  • Les supernovas de type II ont un spectre qui contient de l'hydrogène.
    • 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.

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

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


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

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


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.

Principe généraux

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.

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