Lorsqu’une étoile comme le Soleil meurt, elle projette ses couches extérieures dans l’espace, laissant son noyau chaud et dense se refroidir au fil des éons. Mais certains autres types d’étoiles expirent avec des explosions titanesques, appelées supernovae. Une supernova peut briller aussi fort qu’une galaxie entière composée de milliards d’étoiles « normales ». Certaines de ces explosions détruisent complètement l’étoile, tandis que d’autres laissent derrière elles soit une étoile à neutrons super dense, soit un trou noir — un objet à la gravité si puissante que même la lumière ne peut s’en échapper.
Les supernovae se divisent en deux grandes catégories, dites de type I et de type II, qui sont définies par le spectre de la matière éjectée dans l’espace, et par la façon dont les étoiles brillent et s’éteignent. Cependant, au fur et à mesure que l’on découvre des supernovae, la ligne qui sépare ces deux catégories s’estompe.
Les supernovae de type I les plus connues sont dites de type Ia. Une supernova de type Ia se produit probablement lorsqu’une étoile naine blanche – le « cadavre » d’une étoile de masse moyenne comme le Soleil – est complètement réduite en miettes.
Les astronomes soupçonnent les naines blanches d’être les coupables car les supernovae de type Ia se produisent généralement dans des régions de l’espace qui contiennent surtout des étoiles plus anciennes, ce qui suggère qu’une supernova de type Ia est l’explosion d’une étoile à longue durée de vie. Les étoiles qui vivent longtemps ne peuvent pas être particulièrement massives, ce qui ajoute du crédit à la théorie de la naine blanche. Les spectres des supernovae de type Ia montrent peu ou pas d’hydrogène, l’élément le plus commun dans l’univers. Au lieu de cela, ils montrent beaucoup de carbone et d’oxygène, ce qui est la composition d’une naine blanche.
La masse maximale d’une naine blanche est de 1,4 fois celle du Soleil, une valeur connue sous le nom de limite de Chandrasekhar. Les naines blanches dont la masse est proche de celle de Chandrasekhar sont essentiellement identiques, et subissent donc des explosions presque identiques.
La théorie la plus populaire pour transformer une étoile naine blanche en supernova est celle d’un acte de cannibalisme stellaire. Si une naine blanche a une étoile compagne proche, elle pourrait voler du gaz à la surface de cette dernière. Si la quantité de matière accumulée par la naine blanche pousse sa masse près de la limite de Chandrasekhar, la naine blanche pourrait exploser, ne laissant rien derrière elle.
Reste de supernova de la nébuleuse du CrabeLes étoiles qui font des supernovae de type II, d’autre part, sont probablement nées dans les bras spiraux d’une galaxie — des régions qui sont peuplées de beaucoup de jeunes étoiles brillantes — et ne vivent pas assez longtemps pour s’éloigner de leur lieu de naissance. En raison de leur courte durée de vie, ces étoiles doivent également être massives.
La luminosité d’une supernova typique de type II atteint un pic après une semaine ou deux et reste presque constante jusqu’à deux mois. Elle chute ensuite soudainement, suivie d’une diminution plus régulière au cours des mois suivants. Le modèle d’émission de lumière au fil du temps est cohérent avec l’explosion d’une étoile « supergéante ».
Une supergéante a progressé à travers une séquence d’étapes qui ont produit des éléments de plus en plus lourds dans son noyau — de l’hydrogène à l’hélium, au carbone, à l’oxygène, et ainsi de suite. Mais cette séquence prend fin violemment une fois que le noyau est converti en fer. Le fer ne peut qu’absorber l’énergie nucléaire, pas la produire. Comme elle ne peut plus produire d’énergie, l’étoile perd sa source de pression interne et s’effondre.
Lorsque l’effondrement atteint une densité critique, il s’arrête. À ce moment-là, la matière du cœur de l’étoile est si serrée qu’un bloc de sa matière de la taille d’un morceau de sucre pèserait des millions de tonnes. Le noyau est devenu une étoile à neutrons – un objet plus massif que le Soleil, mais dont le diamètre ne dépasse pas quelques kilomètres.
Le processus d’effondrement libère suffisamment d’énergie pour déchirer les couches externes de l’étoile et les projeter dans l’espace à plusieurs pour cent de la vitesse de la lumière. Ces fragments transportent de l’hélium, du calcium, de l’oxygène, du carbone et d’autres éléments dans l’espace, où ils pourront un jour être incorporés dans de nouvelles étoiles et planètes.
En quoi une nova est-elle différente d’une supernova ?
Concept artistique d’une nova « Nova » est un mot latin qui signifie « nouveau ». En astronomie, il est utilisé pour décrire un objet qui brille soudainement beaucoup plus qu’auparavant. Les novae se produisent dans des systèmes d’étoiles multiples dans lesquels une naine blanche, une étoile à neutrons ou même un trou noir attire les gaz de l’atmosphère extérieure d’une étoile compagne dans une enveloppe de matière autour d’elle.
A mesure que la matière s’empile, le gaz devient de plus en plus chaud et dense, jusqu’à ce que le début soudain de la fusion de l’hydrogène dans l’enveloppe déclenche une énorme explosion thermonucléaire. La luminosité de l’étoile est multipliée par un million, ce qui la rend aussi lumineuse que les étoiles les plus brillantes.