| Présentation |
| Caractéristiques physiques |
| Caractéristiques spectrales |
| Exemple de Spectre |
Le terme de supernova qualifie l'explosion cataclysmique de certains types d'étoiles massives en fin de vie.
Ce sont des évènements spectaculaires mais très rares, de l'ordre de trois par siècle dans les galaxies semblables à la notre.
Une Sn de type I résulte de l'évolution d'un système binaire composé d'une géante rouge et d'une naine blanche. cette dernière capture progressivement, par accrétion la matière de sa compagne, et lorsqu'elle dépasse la masse critique de Chandrasekhar (1,4 M
), elle finit par exploser.
Les Sn de type II sont des étoiles massives qui explosent après épuisement de leur combustible nucléaire.En effet, lorsque des étoiles dont la masse est
supérieure à 10 M arrivent en fin de vie, elles entrent dans des phases de pulsations et d'instabilités qui traduisent des changements
successifs de "carburant nucléaire" jusqu'à ce que leur masse ne leur permette
plus de continuer la fusion nécessaire. Plus les atomes utilisés
comme carburant sont lourds, plus la fusion nucléaire est difficile. Mais
contrairement au novae la masse des supernovae leur permet d'aller plus loin
dans le tableau périodique et d'arriver jusqu'au fer (très rarement dépassé
car c'est le noyau le plus stable qui existe).
Le noyau ferreux s'effondre
alors d'un seul coup à la vitesse de 70 000 km.s -1 lorsque les réactions nucléaires s'y arrêtent, alors qu'elles se poursuivent entre les couches périphériques de l'étoile, dont la structure est alors en "pelures d'oignons". Cette contraction du noyau
dégage alors plusieurs milliards de milliards de fois l'énergie dégagée par la
bombe d'Hiroshima et expulse les couches externes de l'étoile à des vitesse avoisinant les 4000km.s-1.
C'est l'explosion qui comprime le milieu environnant et peut créer une onde choc à la frontière de laquelle les noyaux
de fer (ou d'autres noyaux) peuvent être transformés en noyau plus lourd comme
l'uranium. Le noyau devient en règle générale un pulsar, ou bien, si la masse de l'étoile le permet, un trou noir.
Selon leur caractéristiques spectrales
les supernovae sont classées en deux catégories
principales:
Type I (SNI): ce
sont les étoiles les plus volumineuses. On estime que leur magnitude absolue
est 
-19,9. En une cinquantaine de jours l'étoiles perd 3
magnitudes puis le déclin devient plus long: 3 autres magnitudes en 200 jours.
Cette classe est elle même subdivisée trois classes:
SNIa, caractérisées par une forte raie de Silicium.
SNIb, caractérisées par une absences de Si,et d'une intense raie d'Hélium.
SNIc, caractérisées par des raies de Ca, de Fe et d'autres éléments intermédiaires.
Type II (SNII): en photométrie,leur magnitude
absolue moyenne est -17,8. Le déclin est d'abord assez rapide (2
magnitudes en 20 ou 25 jours) puis il se produit souvent un "palier" qui dure environ 2 mois. Ensuite l'étoile perd de nouveau 2 à 3 magnitudes en 20 à 30 jours, puis le déclin se poursuit plus lentement. Toutefois, le tiers des supernovae de type II ne
présente pas de "palier".
Leur spectre présente les raies d'absorption caractéristiques de l'hydrogène.
Type II normal: les
raies de l'hydrogène dominent, mais celles de l'hélium sont aussi présentes.
Ce type est subdivisé en IIL (linéaire) et IIP (plateau) selon l'allure des courbes de lumière, mais cela ne semble pas avoir de conséquences spectroscopiques
Ces caractéristiques spectrales
sont présentes les premières semaines suivant l'explosion. Le profil spectral
de ces raies permet de déterminer les vitesses d'expansion: 5000 à
10000 km.s-1 pour les SNII, et 15000 à 20000 km.s-1 pour les SNIa.