Voir la source de Supernova

{{Voir homonymes|Supernova (homonymie)}}
[[Image:SN1994D.jpg |droite |upright=1.5 |vignette|La supernova [[SN 1994D]] (point blanc brillant en bas à gauche de l'image), dans la partie externe du disque de la [[galaxie spirale]] [[NGC 4526]] (photo datant de 1994).]]
[[Fichier:NASA's Great Observatories Provide a Detailed View of Kepler's Supernova Remnant.jpg |vignette|Le [[rémanent de supernova]] de Kepler (ou [[SN 1604]]) vu par les trois grands télescopes spatiaux : [[Chandra (télescope spatial)|Chandra]] (en [[rayon X|rayons X]]), [[Hubble (télescope spatial)|Hubble]] (dans le [[spectre visible]]) et [[Spitzer (télescope spatial) |Spitzer]] (en [[infrarouge]]), avec une vue recombinée (image principale). ]]
Une '''supernova''' est l'ensemble des phénomènes qui résultent de l'implosion d'une [[Évolution stellaire#Évolution finale|étoile en fin de vie]], notamment une gigantesque explosion 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{{note |groupe=alpha |D'où son nom : « nova » signifie nouvelle en [[latin]].}}, alors qu'elle correspond en réalité à la disparition d'une étoile.

Bien qu'il s'en produise une toutes les deux ou trois secondes dans l'[[Univers observable]]<ref name="super-k">{{Article |langue=anglais |titre=Gigantic Japanese detector prepares to catch neutrinos from supernvae |date=27 février 2019 |auteur=Davide Castelvecchi |doi=10.1038/d41586-019-00598-9 |périodique=[[Nature (revue)|Nature]]}}.</ref>, les supernovas{{note |groupe=alpha |Au pluriel : supernovæ, supernovae ou supernovas. <br />- Le premier est le pluriel [[latin]]. <br />- Le second, issu du latin, étant le plus répandu, sans doute parce qu'il correspond à la forme utilisée en [[anglais]].<br />- Le dernier est [[rectifications orthographiques du français en 1990 |recommandé]] et conforme aux formes du [[français]].}} sont des événements rares à l'échelle humaine : leur taux est estimé à environ une à trois par siècle dans la [[Voie lactée]].

Aucune supernova n'a été observée dans notre galaxie, la Voie lactée, depuis l'invention du télescope. La plus rapprochée observée depuis est [[SN 1987A]], survenue dans une galaxie voisine, le [[Grand Nuage de Magellan]].

[[Fichier:Supernova SN 2005ke.jpg |vignette|La supernova SN 2005ke vue par le télescope spatial [[Swift (télescope spatial)|''Swift'']], dans le petit cercle blanc.]]
Les supernovas ont joué 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 [[Élément chimique|éléments chimiques]] qu'elle a [[Nucléosynthèse stellaire|synthétisés]] au cours de son existence {{incise|et pendant l'explosion même}} et qui sont ensuite diffusés dans le [[milieu interstellaire]]. De plus, l'[[onde de choc]] de la supernova favorise la [[Naissance des étoiles|formation de nouvelles étoiles]] en provoquant ou en accélérant la contraction de régions du milieu interstellaire.

Le processus à l'origine d'une supernova est extrêmement bref : il dure quelques [[milliseconde]]s. Le phénomène lumineux rémanent peut lui durer plusieurs mois. Au maximum de luminosité de l'explosion, la [[magnitude absolue]] de l'astre peut atteindre -19<ref>{{Article |prénom1=Chris |nom1=Ashall |prénom2=Paolo |nom2=Mazzali |prénom3=Michele |nom3=Sasdelli |prénom4=Simon |nom4=Prentice |titre=Luminosity distributions of Type Ia Supernovae |périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=460 |numéro=4 |date=2016-08-21 |issn=0035-8711 |issn2=1365-2966 |doi=10.1093/mnras/stw1214 |arxiv=1605.05507 |consulté le=2017-04-15 |pages=3529–3544}}.</ref>, 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 » (et donc avoir une [[puissance (physique)|puissance]] plus grande) qu'une, voire plusieurs [[galaxie]]s 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 [[supernova historique|supernovas historiques]] ont été décrites à des époques parfois très anciennes ; on interprète aujourd'hui ces apparitions d'« étoiles nouvelles » comme étant des supernovas.

[[Fichier:Progenitor IA supernova.svg|vignette|Bande dessinée illustrant la genèse d'une supernova de {{nobr|type Ia}}.]]
Il existe deux mécanismes, en réalité assez distincts, qui produisent une supernova : le premier, la [[supernova thermonucléaire]], résulte de l'explosion thermonucléaire d'un ''cadavre'' d'étoile appelé [[naine blanche]] ; le second, la [[supernova à effondrement de cœur]], suit 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. Un troisième mécanisme, encore incertain, mais s'apparentant au second, est susceptible de se produire au sein des étoiles les plus massives : la [[supernova par production de paires]]. Historiquement, les supernovas étaient classées suivant leurs caractéristiques [[spectroscopie|spectroscopiques]]. Cette classification était peu pertinente d'un point de vue physique. Seules les supernovas dites de {{nobr|type Ia}} (prononcé {{nobr|« 1 a »}}) sont thermonucléaires, toutes les autres étant à effondrement de cœur.

[[Fichier:Supernova SN 2005cs.jpg |vignette |Image de la supernova SN 2005cs dans [[M51_(galaxie)|M51]], vue par le [[Swift (télescope spatial)|télescope spatial ''Swift'']].]]
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{{note |groupe=alpha |Cette nébuleuse étant à une distance estimée de plus de {{unité|6000 années-lumière}} de nous, son explosion s'est produite il y a en fait environ 7000 ans (ou plus). Mais d'un point de vue observationnel, elle est vue aujourd'hui telle qu'elle était près de 1000 ans après son explosion.}}.
[[Fichier:Supernova.gif |vignette |Animation montrant les différentes phases du phénomène supernova.]]

== Étymologie ==
Le terme « supernova » provient de « [[nova]] », lui-même tiré de l'adjectif [[latin]] ''nova'', signifiant « nouvelle ». Historiquement, c'est en 1572 puis en 1604 que le monde occidental découvre que de « nouvelles étoiles » apparaissent parfois, pour un temps limité, sur la [[voûte céleste]]. Ces évènements furent décrits respectivement par [[Tycho Brahe]] et par [[Johannes Kepler]], dans des écrits latins utilisant l'expression ''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 « nova ». Ces évènements 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 a [[Accrétion|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. <br />Le premier étant largement moins énergétique que le dernier, c'est le premier qui garda 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 1934, lors du congrès annuel de la [[société américaine de physique]]{{Note|Voir [[Jean-Pierre Luminet]], ''Le destin de l'univers'', [[Fayard (édition)|Fayard]], 2006, {{p.}}142. Cette référence donne la date de 1933, mais la première référence écrite date de 1934{{note |nom=Baade}}.}}. Il était initialement écrit « super-nova », avant d'être progressivement écrit sans trait d'union<ref name=Baade>{{en}} [[Walter Baade]] et [[Fritz Zwicky]], « On Super-novae », ''[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]'', 20, 1934, p. 254-259 [http://www.pnas.org/cgi/reprint/20/5/254 lire en ligne].</ref>. Les écrits plus anciens parlant de l'observation de supernovas utilisent 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 supernovas ont été classifiées en fonction de leur [[spectroscopie|spectre]], suivant deux types, notés par les chiffres romains I et II, lesquels contiennent plusieurs sous-types :
* les supernovas de ''{{nobr rom|type I}}'' ont un spectre qui ne contient pas d'[[hydrogène]] ;
* les supernovas de ''{{nobr rom|type II}}'' ont un spectre qui contient de l'hydrogène.
Parmi les supernovas de {{nobr|type I}}, on distingue trois sous-classes :
* si le spectre montre la présence de [[silicium]], on parle de ''{{nobr|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 ''{{nobr|type Ib}}'' ;
** en présence de faible quantité d'hélium, on parle de ''{{nobr|type Ic}}''.
Concernant les supernovas 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 ''{{nobr|type IIb}}'' ;
* si le spectre montre que l'hydrogène domine sur l'hélium, on parle de ''{{nobr|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 ''{{nobr|type IIL}}'' (pour « linéaire ») ;
** si la courbe de lumière montre un plateau marqué, ou une phase de décroissance lente, on parle de ''{{nobr|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 [[supernova thermonucléaire|supernovas dites thermonucléaires]] correspondent uniquement au type Ia ;
* les [[supernova à effondrement de cœur|supernovas dites à effondrement de cœur]] correspondent à tous les autres types. L'appellation ''supernovas de type II'' est parfois abusivement utilisée pour désigner l'ensemble de ces objets, alors qu'ils peuvent être de type Ib ou Ic. En cela, l'expression ''supernova à effondrement de cœur'' est préférable à l'emploi 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 (astronomie)|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) résultent par contre de différents types d'interaction entre l'étoile et son compagnon.

== Principe général ==
Événement 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]] à la suite d'une [[accrétion]] de matière arrachée à une étoile voisine (voire une collision avec celle-ci) qui explose complètement ([[Supernova thermonucléaire|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 nucléaire|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 engendrant 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 [[proton]]s capturant les [[électron]]s pour former des [[neutron]]s. Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact, est alors capable de résister à la compression des couches externes par la [[force nucléaire]] (interaction neutron-neutron ou neutron-proton), 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 supernova|rémanent de la supernova]].

== Types de supernovas ==
Les astronomes ont réparti les supernovas en différentes classes, suivant les [[élément chimique|éléments]] qui apparaissent dans leur [[spectre électromagnétique]].

L'élément principal entrant en jeu dans la classification est la présence ou non d'[[hydrogène]]. Si le spectre d'une supernova ne contient pas d'hydrogène, elle est classée type I, sinon type II. Ces groupes comportent eux-mêmes des subdivisions.

=== Type Ia ===
{{Article détaillé|Supernova thermonucléaire}}

Les supernovas de type Ia (SNIa) ne présentent pas d'[[hélium]] dans leur spectre mais du [[silicium]]. La variation de la luminosité de l'étoile durant une supernova de type Ia étant extrêmement régulière, les SNIa peuvent être utilisées comme [[chandelle standard|chandelles cosmiques]]. En 1998, c'est ainsi par l'observation de SNIa dans des galaxies éloignées que les physiciens ont découvert que l'[[expansion de l'Univers]] [[accélération de l'expansion de l'univers|s'accélérait]].

On pense généralement que les SNIa trouvent leur origine dans l'explosion d'une [[naine blanche]] approchant ou ayant atteint la [[limite de Chandrasekhar]] par [[accrétion]] de matière.

Un scénario possible expliquant ce phénomène est une naine blanche en orbite autour d'une étoile moyennement massive. La naine attire la matière de son compagnon jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Par la suite, la pression interne de l'étoile étant devenue insuffisante pour contrecarrer sa propre [[gravitation|gravité]], la naine commence à s'effondrer. Cet effondrement permet l'allumage de la fusion des atomes de [[carbone]] et d'[[oxygène]] qui composent l'étoile. Cette fusion n'étant plus régulée par l'échauffement et la dilatation de l'étoile, comme pour les étoiles de la [[séquence principale]] (la pression de l'étoile est celle de ses électrons dégénérés, calculée par [[Enrico Fermi|Fermi]]), il se produit alors un emballement des réactions de fusion qui désintègre la naine dans une gigantesque explosion thermonucléaire. Ceci est différent du mécanisme de formation d'une [[nova]], dans lequel la naine blanche n'atteint pas la limite de Chandrasekhar, mais commence une fusion nucléaire de la matière accumulée et comprimée à la surface. L'augmentation de luminosité est due à l'énergie libérée par l'explosion et se maintient le temps nécessaire à la désintégration du [[cobalt]] en [[fer]].

Un autre scénario, publié en 2011, conclut, autour du cas de la supernova [[PTF10ops]], que les SNIa pourraient être dues à la collision de deux naines blanches<ref>{{en}} Maguire ''et al.'', ''PTF10ops – a subluminous, normal-width light curve Type Ia supernova in the middle of nowhere'', Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. [[doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19526.x]]</ref>{{,}}<ref>{{en}} [http://newscenter.berkeley.edu/2011/10/04/survey-gives-clues-to-origin-of-type-ia-supernovae/ Survey gives clues to origin of Type Ia supernovae] sur le site de l'[[Université de Californie à Berkeley]]</ref>.

En fait, on peut distinguer quatre groupes de supernovas de type Ia : les {{Quoi|« NUV-bleues », « NUV-rouges », « MUV-bleues » et « irrégulières »|date=juillet 2021}}<ref>{{Article |langue=en |nom1=Milne |prénom1=Peter A. |nom2=Brown |prénom2=Peter J. |nom3=Roming |prénom3=Peter W. A. |nom4=Bufano |prénom4=Filomena |nom5=Gehrels |prénom5=Neil |titre=Grouping normal type Ia supernovae by UV to optical color differences |périodique=The Astrophysical Journal |volume=779 |numéro=1 |année=2013 |pages=article n° 23 (24 p.)|issn=0004-637X |doi=10.1088/0004-637X/779/1/23 |lire en ligne=http://iopscience.iop.org/0004-637X/779/1/23/ |consulté le=23 avril 2015}}.</ref>. L'abondance relative des SNIa NUV-bleues et NUV-rouges (les deux groupes les plus nombreux) s'est modifiée au cours des derniers milliards d'années, ce qui pourrait compliquer leur utilisation comme marqueurs de l'expansion cosmique<ref>{{Article |langue=en |nom1=Milne |prénom1=Peter A. |nom2=Foley |prénom2=Ryan J. |nom3=Brown |prénom3=Peter J. |nom4=Narayan |prénom4=Gautham |titre=The changing fractions of type Ia supernove NUV–optical subclasses with redshift |périodique=The Astrophysical Journal |volume=803 |numéro=1 |année=2015 |pages=article n° 20 (15 p.)|issn=1538-4357 |doi=10.1088/0004-637X/803/1/20}}.</ref>.

=== Type II, Ib et Ic ===
{{article détaillé|Supernova à effondrement de cœur}}
La phase ultime de la vie d'une étoile massive (plus de huit [[masse solaire|masses solaires]]) commence après que le cœur de fer et de {{lnobr|nickel 56}} s'est construit par phases successives de réactions de fusion nucléaire. Ces éléments étant les plus stables, les réactions de fusion, comme de fission nucléaire du fer consomment de l'énergie au lieu d'en produire. Entre environ huit et dix [[masse solaire|masses solaires]], les fusions successives s'arrêtent alors que le cœur est composé d'[[oxygène]], de [[néon]] et de [[magnésium]], mais le scénario décrit ci-dessous reste valable.

À la fin de la phase de fusion du fer, le cœur atteint la densité à laquelle la [[pression de dégénérescence]] des électrons domine (~{{unité|1 t/cm3}}). La couche enserrant directement le cœur, devenu inerte, continue à produire du fer et du nickel à la surface du cœur. Sa masse continue ainsi d'augmenter jusqu'à atteindre la « masse de Chandrasekhar » (environ {{nobr|1,4 masse}} solaire). À cet instant, la pression de dégénérescence des électrons est dépassée. Le cœur se contracte et s'effondre sur lui-même. De plus, une phase de neutronisation commence, qui diminue le nombre d'électrons et donc leur pression de dégénérescence. Les électrons sont capturés par les protons, engendrant un flux massif de 10<sup>58</sup> [[neutrino]]s électroniques<ref name="super-k"/>, et transformant le cœur en une [[étoile à neutrons]] de 10-20 km de diamètre et de la densité d'un noyau atomique (>{{unité|500 Mt/cm3}}).

C'est cette contraction gravitationnelle du cœur en neutronisation et celles des couches internes adjacentes qui dégagent toute l'énergie de l'explosion de la supernova. C'est une explosion due au dégagement d'énergie du potentiel gravitationnel qui augmente durant cet effondrement, dépassant de plusieurs fois tout le [[Force nucléaire|potentiel nucléaire]] de l'hydrogène au fer (environ 0,9 % de l'[[énergie de masse]]). Cette énergie est transmise vers l'extérieur selon différents phénomènes tels que l'onde de choc, l'échauffement de la matière, et surtout le flux de neutrinos.

Lorsque la densité dépasse la densité d'un [[noyau atomique]], la [[force nucléaire]] devient très répulsive. Les couches externes du cœur rebondissent à 10-20 % de la vitesse de la lumière. L'onde de choc du rebond se propage vers les couches extérieures et entre en compétition avec la matière chutant vers l'intérieur, de telle façon qu'elle se stabilise vers 100-{{unité|200 km}} du centre. Les neutrinos diffusent hors du cœur en quelques secondes et une fraction d'entre eux chauffent la zone du manteau située à l'intérieur de l'onde de choc (appelée « région de gain »). Le reste est libéré dans l'espace, emportant 99 % de l'énergie totale de la supernova. On pense de nos jours, que l'apport d'énergie à l'onde de choc par le chauffage de la région de gain dû aux neutrinos est l'élément clé responsable de l'explosion de la supernova.

Dans les étoiles massives, pendant les derniers instants de l'explosion, les hautes températures (>{{unité|e9 K}}) pourraient permettre une forme de [[nucléosynthèse explosive]] appelée « processus r » : une grande densité de neutrons ({{unité|e20 n/cm3}}) fait que leur capture par les noyaux est plus rapide que la [[décroissance radioactive]] β<sup>−</sup>, car cela se produit en quelques secondes. C'est ainsi que se produisent des isotopes riches en neutrons de [[numéro atomique]] bien supérieur à celui du fer ({{nobr|N {{=}} 26}}) et que s'explique l'existence de noyaux radioactifs lourds dans l'[[Univers]] comme le [[thorium]] et l'[[uranium]], toujours présents sur [[Terre]] puisque leurs [[demi-vie]]s sont de l'ordre de l'âge du [[système solaire]].

Il existe aussi des variantes minimes de ces différents types, avec des désignations telles que ''II-P'' et ''II-L'', mais elles décrivent simplement le comportement de l'évolution de la luminosité (II-P observe un plateau alors que II-L non) et non des données fondamentales.

Les supernovas de type Ib et [[Type 1c|Ic]] ne montrent pas de silicium dans leur spectre et l'on ne connaît pas encore le mécanisme de leur formation. Les supernovas de type Ic ne montrent pas non plus d'hélium dans leur spectre. On pense qu'elles correspondent à des étoiles en fin de vie (comme le type II) et qui auraient déjà épuisé leur hydrogène, de sorte que celui-ci n’apparaît pas sur leur spectre.
Les supernovas de type Ib sont sûrement le résultat de l'effondrement d'une [[étoile Wolf-Rayet]]. Un lien avec les [[Sursaut gamma|sursauts gamma]] longs semble établi.

=== Hypernovas ===
Quelques étoiles exceptionnellement massives peuvent produire une « [[hypernova]] » quand elles s'effondrent. Ce type d'explosion n'est cependant connu que théoriquement, il n'est pas encore confirmé par des observations.

Dans une hypernova, le cœur de l'étoile s'effondre directement en un [[trou noir]] car il est devenu plus massif que la limite des « étoiles à neutrons ». Deux jets de [[Physique des plasmas|plasma]] extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe de rotation de l'étoile à une vitesse proche de [[vitesse de la lumière|celle de la lumière]]. Ces jets émettent d'intenses [[rayon gamma|rayons gamma]] et pourraient expliquer l'origine des [[sursaut gamma|sursauts gamma]]. En effet, si l'observateur se trouve dans (ou proche de) l'axe des jets, il recevra un signal qui pourrait être capté depuis le fin fond de l'Univers ([[horizon cosmologique]]).

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

Par contre les supernovas de type II sont intrinsèquement plus ''énergétiques'' que celles de type I. Les supernovas à effondrement de cœur (de type II) émettent la grande partie, voire la quasi-totalité, de leur énergie sous forme d'un ''rayonnement [[neutrino|neutrinique]]''.

La plus brillante supernova observée en 400 ans a été repérée en 1987 au sein des vastes nuées de gaz de la [[nébuleuse de la Tarentule]], dans le [[Grand Nuage de Magellan]].

== Désignation des supernovas ==
Les découvertes de supernovas sont déclarées au [[Bureau central des télégrammes astronomiques]] de l'[[Union astronomique internationale]], qui émet un [[Télégramme électronique du Bureau central|télégramme électronique]] avec la désignation qu'il assigne à la supernova. Cette désignation suit le format {{nobr|SN YYYYA}} ou {{nobr|SN YYYYaa}}, où SN est l'abréviation de supernova, YYYY est l'année de découverte, A est une capitale latine et aa sont deux minuscules latines. 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 {{date|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 lettres ([[SN 1982aa]], dans [[NGC 6052]]) fut nécessaire. Le nombre de supernovas découvertes chaque année a régulièrement crû.

Il a connu une augmentation considérable à partir de 1997, date de la mise en place de programmes consacrés à la découverte de ces objets, notamment les supernovas thermonucléaires. Les premiers programmes spécialisés de grande envergure étaient le {{lang|en|[[Supernova Cosmology Project]]}}, dirigé par [[Saul Perlmutter]], et le {{lang|en|[[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 spécialisés ont par la suite vu le jour, comme [[ESSENCE]] (également dirigé par Brian P. Schmitt) ou [[SNLS]]. De grands relevés, comme le {{lang|en|[[Sloan Digital Sky Survey]]}}, ont également permis la découverte d'un grand nombre de supernovas. Le nombre de supernovas 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]].

== Supernovas remarquables ==
{{Article détaillé|Liste de supernovas|Supernova historique}}
[[Image:Shock wave around supernova 1987A (captured by the Hubble Space Telescope).jpg|vignette|Le reste de la supernova 1987A. Noter que la matière éjectée par la supernova elle-même est le cercle du centre de l'image. Les deux autres cercles plus faibles et plus écartés sont dus à des éjections de matière de l'étoile avant son explosion en supernova ; les deux points blancs correspondent à des étoiles d'avant ou d'arrière-plan sans rapport avec l'étoile progénitrice.]]

Les supernovas sont des événements 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 (constellation)|Loup]].
* 1054 - La formation de la [[Nébuleuse du Crabe]], dans la constellation du [[Taureau (constellation)|Taureau]], observée par des astronomes chinois ([[SN 1054]]).
* 1181 - Supernova moins connue dans la constellation de [[Cassiopée (constellation)|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 (constellation)|Cassiopée]], observée par [[Tycho Brahe]], dont le livre ''De Nova Stella'' sur le sujet nous donna le mot « nova » ([[SN 1572]]).
* 1604 - Supernova dans [[Ophiuchus]], observée par [[Johannes Kepler]] ([[SN 1604]]).
* 1885 - Première supernova de l'ère télescopique, observée dans la [[galaxie d'Andromède]] et visible à l'œil nu ([[SN 1885A]]).
* 1987 - [[SN 1987A|Supernova 1987A]] - Ce fut la première occasion de mettre les théories modernes sur la formation des supernovas à l'épreuve des observations.
* 2014 - [[IPTF14hls]], dont les observations ne peuvent être expliquées entièrement par les théories actuelles.

Quelques autres supernovas 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 n'en trouve aucune mention dans les travaux des astronomes de l'époque. Ce n'est qu'au milieu du {{s-|XX}} 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 [[milieu 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 - [[SN 2006gy|Supernova SN 2006gy]] dans la galaxie [[NGC 1260]] située à {{nobr|240 millions}} d'années-lumière de la Terre observée par [[Robert Quimby]] et Peter Mondol et étudiée en utilisant les [[télescopes Keck|télescopes ''Keck'']] à [[Hawaii]] et [[Observatoire Lick|Lick]] sur le [[mont Hamilton]] en [[Californie]]. Sa luminosité dépassait d'environ cinq fois celle de toutes les supernovas observées à ce jour et sa durée était de {{nobr|70 jours}}. Cette supernova pourrait être un exemple de [[supernova par production de paires]], uniquement issue d'étoiles extrêmement massives, désormais très rares dans l'Univers.
* 2007 - [[SN 2007bi|Supernova SN 2007bi]] dans une galaxie naine riche en étoiles très massives, était une étoile de plus de 200 masses solaires riche en oxygène et pauvre en métaux. Sa luminosité dépasse toutes les supernovas observées à ce jour et sa durée fut de {{nobr|550 jours}}. Cette supernova semble être un autre exemple de [[supernova par production de paires]] qui aurait produit de l'[[antimatière]], cause de son explosion<ref>Futura-Sciences, http://www.futura-sciences.com/fr/news/t/astronomie/d/de-lantimatiere-dans-certaines-supernovae_21715/</ref>.
* 2008 - [[SN 2008D|Supernova SN 2008D]]<ref>[https://reuters.com/article/topNews/idFRGAR16908520080522 Une supernova photographiée au moment de son explosion | À la Une | Reuters<!-- Titre généré automatiquement -->]</ref> dans la galaxie NGC 2770, située à {{nobr|88 millions}} d'années-lumière de la Terre, observée le {{date|9 janvier 2008}} par une équipe internationale d'astronomes dirigée par [[Alicia M. Soderberg|Alicia Soderberg]]. C'est la première fois qu'une supernova est photographiée au moment même où commençait son explosion.
* 2011 - Dans la [[M51 (galaxie)|galaxie M51]], située à {{nobr|31 millions}} d'années-lumière de la Terre, découverte le {{date|31 mai 2011}} par l'astronome amateur français [[Amédée Riou]], d'une étoile de 8 masses solaires ayant explosé en supernova de type II <ref>[http://www.cieletespace.fr/node/7311 Une supernova dans la galaxie des Chiens de Chasse]</ref>. Une deuxième supernova, dans la galaxie M101, de type Ia, a été découverte par l'équipe du [[Palomar Transient Factory]], le {{date|24 août}}<ref>{{lien web |langue=en |titre=Young Type Ia Supernova PTF11kly in M101 |url=http://www.astronomerstelegram.org/?read=3581 |site=The Astronomer's Telegram |consulté le=08-04-2023}}.</ref>.
* 2016 - Un article publié le {{date|15 janvier 2016}} dans la revue [[Science (revue)|''Science'']] fait état de la découverte de la supernova [[ASASSN-15lh]], qu'il considère comme la plus lumineuse découverte à ce jour<ref>[http://science.sciencemag.org/content/351/6270/257 ASASSN-15lh: A highly super-luminous supernova], Subo Dong & al., Science, 15 janvier 2016</ref>. Sa luminosité serait de {{unité|2|e=38|[[watt|W]]}}, soit 570 milliards de fois la [[luminosité solaire]]<ref name="Cannat">{{lien web | titre=La découverte de la supernova la plus lumineuse de l’univers | url=http://autourduciel.blog.lemonde.fr/2016/01/15/la-decouverte-de-la-supernova-la-plus-lumineuse-de-lunivers/ | date=15 janvier 2016 | site=autourduciel.blog.lemonde.fr | prénom=Guillaume | nom=Cannat | consulté le=4 mai 2018}}.</ref>.
* 2016 - En août, le ''[[Dark Energy Survey]]'' découvre [[DES16C2nm]], l'hypernova la plus ancienne et lointaine qui ait été recensée à ce jour, située à 10,5 milliards d'années-lumière de la Terre<ref>{{Lien web|langue=fr|titre=Astronomie : la plus ancienne supernova observée est âgée de 10,5 milliards d'années — Wikinews|url=https://fr.wikinews.org/wiki/Astronomie_:_la_plus_ancienne_supernova_observ%C3%A9e_est_%C3%A2g%C3%A9e_de_10,5_milliards_d'ann%C3%A9es|site=fr.wikinews.org|consulté le=2018-02-24}}.</ref>.
* 2016 - En septembre, l’astronome amateur argentin [[Victor Buso]] capture par hasard les images de la phase initiale de la supernova [[SN 2016gkg]] alors qu’il calibre son nouveau matériel<ref>{{en}} [https://gizmodo.com/amateur-astronomer-spots-supernova-right-as-it-begins-1823192936 Amateur Astronomer Spots Supernova Right as It Begins]</ref>{{,}}<ref>{{Article|langue = anglais|périodique = [[Nature (revue)|Nature]]|titre = A surge of light at the birth of a supernova|numéro = 554|pages =497-499|date = 22 février 2018|lire en ligne = http://www.nature.com/articles/nature25151|auteur1=M. C. Bersten|auteur2 = G. Folatelli|auteur3=F. García|auteur4=S. D. Van Dyk|auteur5=O. G. Benvenuto|auteur6=M. Orellana|auteur7=V. Buso|et al. = oui}}.</ref>{{,}}<ref>« [[:n:Astronomie : un astronome amateur assiste à la naissance de la supernova SN 2016gkg|Astronomie : un astronome amateur assiste à la naissance de la supernova SN 2016gkg]] », sur [[Wikinews]] (consulté le 23 février 2018).</ref>.
* 2019 - [[SN 2019yvr]] : Une supernova de type Ib provoquée par une étoile anormalement froide et jaune est observée<ref>{{Article |langue=en |prénom1=Charles D |nom1=Kilpatrick |prénom2=Maria R |nom2=Drout |prénom3=Katie |nom3=Auchettl |prénom4=Georgios |nom4=Dimitriadis |titre=A cool and inflated progenitor candidate for the Type Ib supernova 2019yvr at 2.6 yr before explosion |périodique={{lang|en|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society}} |volume=504 |numéro=2 |date=2021-06-21 |issn=0035-8711 |doi=10.1093/mnras/stab838 |consulté le=2021-08-31 |pages=2073–2093 }}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |titre=SN 2019yvr, la supernova incomprise |url=https://www.ca-se-passe-la-haut.fr/2021/05/sn-2019yvr-la-supernova-incomprise.html |consulté le=2021-08-31}}.</ref>.

== Notes et références ==
=== Notes ===
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=== Références ===
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== Voir aussi ==
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=== Bibliographie ===
* {{en}} [[F. Richard Stephenson|Francis Richard Stephenson]] et [[David A. Green]], ''Historical supernovae and their remnants'', Oxford, Oxford University Press, 2002, 252 p. {{ISBN|0198507666}}
* {{en}} [[Thanu Padmanabhan]], ''Theoretical astrophysics – Volume II: Stars and Stellar Systems'', ''[[Cambridge University Press]]'', [[Cambridge]], [[Angleterre]], 2001 {{ISBN|0521566312}}
* {{fr}} [[Jean-Pierre Luminet]], ''Le destin de l'univers'', [[Fayard (édition)|Fayard]], 2006, chapitre 6, pages 134 à 165 {{ISBN|221363081X}}

=== Articles connexes ===
==== Physique des supernovas ====
* [[Supernova à effondrement de cœur]]
* [[Supernova par production de paires]]
* [[Nucléosynthèse stellaire]]
* [[Phénomène transitoire lumineux à évolution rapide]]
* [[Rémanent de supernova]]

==== Recherche de supernovas ====
* [[Supernova historique]]
* [[Supernova Cosmology Project]]
* [[High-Z Supernovae Search Team]]
* [[Robert Evans (astronome)]]
* [[Saul Perlmutter]]

=== Liens externes ===
* {{Bases astronomie}}

'''Vulgarisation'''
* {{en}} [https://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/RecentSupernovae.html Liste des supernovas récentes] sur le site du [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]].
* {{en}} [https://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/Supernovae.html List of Supernovae] Liste complète des supernovas connues depuis 1885, ainsi que de 4 des supernovas galactiques depuis l'an 1000.
* [http://www.cerimes.fr/le-catalogue/supernovae-la-mort-explosive-des-etoiles.html Supernovae : la mort explosive des étoiles], conférence vidéo de 93 minutes (Conférence donnée par [[Nicolas Prantzos]], astrophysicien à l'[[Institut d'astrophysique de Paris]], le {{date|6 mars 2007}}).

{{Palette|Étoile|Étoile à neutrons}}
{{Portail|astronomie|étoiles}}

[[Catégorie:Supernova|*]]
[[Catégorie:Nucléosynthèse]]