Une supernova, c'est quoi?

Bon... Comme je l'ai déjà écrit dans mon avis (http://omsj.info/index.php/documentation), je ne suis pas un astronome professionnel, mais simplement un amateur un peu hyperactif, passionné et très curieux. Mon but est de collaborer avec les astronomes professionnels. Donc, si on fait des recherches et des suivis sur les étoiles variables, supernovas et autres objets célestes, il faut quand même se mettre au courant!…

Les supernovæ sont en fait, la fin des étoiles. Lorsqu'elles éclatent, elles s'éclairent de 10 à 20 magnitudes, atteignant une magnitude absolue de -15 à -20, puis baissent lentement d’intensité sur des périodes de mois et même d’années. Selon quelques critères de l'étoile, son explosion et l'effondrement de son noyau peuvent même constituer une étoile à neutrons ou un trou noir.

Malgré la similitude avec les explosions de novæ, le mécanisme des éruptions et les conséquences sont totalement différents. Une supernova est la fin de la ligne dans l'évolution d'une étoile. Elle est soit détruite complètement, soit transformée en un objet exotique.

Les astronomes les classent en fonction des lignes d'absorption de différents éléments chimiques qui apparaissent dans leurs spectres. L'élément principal utilisé pour classifier les SN est l'hydrogène. Les supernovas de type II montrent la présence d'hydrogène dans leurs spectres, contrairement aux supernovæ de type I qui n'en montrent pas dans leurs spectres. Parmi ces types principaux, il y a des subdivisions selon la présence de lignes à partir d'autres éléments et la forme de la courbe de lumière.

 

Parce que les SN Ia a des courbes de lumière similaires et une gamme de magnitude absolues réduite,
elles sont utilisées comme des chandelles standard pour mesurer de grandes distances dans l'Univers.

 

 Magnitudes absolues en moyenne

https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/147/5/118

 

Quelques autres explications trouvées sur le web :

« C'est une étoile au moins dix fois plus massive que notre Soleil qui, au terme de sa vie stellaire, s'effondre sur elle-même. Cet effondrement est si violent qu'en une seconde, l'astre s'écrase pour n'atteindre que quelques kilomètres de diamètre. Ensuite, l'étoile explose avec une telle intensité qu'elle libère, à chaque seconde et durant des semaines, plus d'énergie que des milliards de Soleil. Elle brille ainsi davantage que la centaine de milliards d'étoiles qui forment la galaxie où elle réside. L'explosion de la supernova libère dans l'espace interstellaire du carbone, de l'oxygène et tous les autres éléments chimiques qui s'incorporeront éventuellement dans la formation de nouvelles générations d'étoiles et de planètes. »
http://www.astrosurf.com/astro_virtu/fiches/f_fiches6.htm

 

On distingue plusieurs types principaux de supernovae; type I et type II.
Le type I se divise par sections : Ia, Ib, Ic.
Par contre le type 1a est une supernova de type thermonucléaire, alors que 1b et 1c sont à effondrement de coeur, comme les SN de type II.

Dans le Type II, on retrouve aussi des classes : II-L, II-P, IIb et IIn (https://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_supernova#Type_IIb_supernovae)
La courbe de type "P" (plateau) peut accuser une stabilité presque horizontale durant plus de 100 jours, après la montée rapide (Superrnova Explosion, David Branch and J. Craig Wheeler, Springer). Alors que la courbe "L" (Linéaire), comme le nom l’indique, est une descente progressive.
À noter aussi qu’en spectroscopie, elles ont des raies marquées d’hydrogène. ( NASA, January 2011)

Les SN 1b sont classés pour la présence importante d’hélium.
Les SN 1c, c’est l’absence d’hydrogène ET d’hélium.
Il y a aussi l'impressionnante Hyper Nova » (https://fr.wikipedia.org/wiki/Supernova#Type_II.2C_Ib_et_Ic)

Les supernovas de type Ia (SNIa) ne présentent pas d'hélium dans leur spectre, mais du silicium.
Elles sont aussi concédées comme des "chandelles standard" car leurs magnitudes semblent stables à une magnitude absolue de -19,5 au pic de lumière maximal*.  (*Magnitude absolue est la magnitude d'une étoile ou d'un objet à 10 parsecs) 

« Les SN Ia se produisent dans un système binaire qui contient au moins une naine blanche. Il est probablement juste de dire que bien des manuels d’astrophysique vieux d’au moins dix ans expliquent l’origine des supernovæ SN Ia avec une naine blanche accrétant de la matière jusqu’à atteindre la fameuse masse limite de Chandrasekhar. On sait en effet que les étoiles de la Voie lactée évoluent majoritairement en couple. Beaucoup sont moins massives que le Soleil, et comme lui, elles finiront leur vie paisiblement sous forme de naine blanche. En théorie du moins, car si elles font partie d’un système binaire contenant une étoile n’étant pas encore arrivée au même stade d’évolution, leur destin peut être bien plus spectaculaire. Ainsi, si elles sont suffisamment proches d’une géante rouge, ou même d’une étoile encore sur la séquence principale, les forces de marée de la naine blanche peuvent être telles qu’un transfert de matière de l’étoile à la naine se produit, augmentant sa masse.

Lorsque celle-ci atteint 1,4 masse solaire, les lois de la mécanique quantique et de la relativité restreinte la rendent inévitablement instable et elle doit s’effondrer. Le processus enclenche surtout des réactions thermonucléaires de fusion du carbone et de l’oxygène et une explosion se produit alors, soufflant toute l’étoile. »

"Les SN II se produisent lorsque des étoiles massives dépassant environ 8 à 10 masses solaires ont épuisé leur combustible nucléaire. Cela provoque l'effondrement gravitationnel du cœur dont la force de gravité n'est plus contrebalancée par la pression des radiations libérées par les réactions thermonucléaires. Selon un scénario encore mal compris, une grande quantité d'énergie est libérée et éjecte les couches externes de l'étoile pour ne laisser qu'une étoile à neutrons ou, dans les cas extrêmes, un trou noir."
http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dico/d/univers-supernova-60/

Pour ce qui est des types SN II, lors de leurs spectres, on remarque des traces d'hydrogène encore présent dans leurs compositions.

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Visuellement, les deux familles peuvent être identiques, par contre c'est au suivi et au spectroscope que l'on peut les distinguer.

     Crédits : François Teyssier

 Aussi, dans le suivi, on les distinguera lors de leurs extinctions, la Ia sera plus rapide à disparaître, alors que la II, pour sa part, prendra des mois, et ce, avec quelques soubresauts.

 

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 SN 2017eaw découverte le 2017-05-14 par Patrick Wiggins en Utah.

Un bel exemple de supernova de type IIP (P pour plateau) : voir la courbe ci-dessous qui a été formée par l'accumulation de toutes les observations tant visuel qu'aux filtres V,R et I.

 

https://www.aavso.org/LCGv2/
(Gracieuseté de L’AAVSO)

 

Concernant les éléments chimiques:

Avant, on pensait que les éléments du tableau périodique avaient été créés lors du "Big Bang" (hydrogène et hélium), puis que tous les autres auraient été créés lors des supernovas. Or depuis 2014 et de l'avènement de la détection par ondes gravitationnelles qui ont apporté une révolution dans ce domaine, de nouvelles théories ont été élaborées sur la création des éléments, particulièrement des éléments dits lourds comme l'or, le platinium, etc.

Les supernovae, de par leur intensité, gardent la palme de la création d'éléments, mais plusieurs avancements et développements ont ajouté plusieurs nouveaux détails intéressants dans ce classement.

Un tableau périodique trouvé dur le site de l'AAVSO nous apporte une synthèse plus facile à suivre:

 https://www.aavso.org/how-universe-creates-gold-and-other-elements

 

Lecture surggérée:
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+Ia+Supernova

 

JBD 2017