nova et supernova - astronomie.

nova et supernova - astronomie. 1 PRÉSENTATION nova et supernova (pluriel novae, supernovae), en astronomie, phases de l'évolution de certaines étoiles dont l'éclat augmente fortement et de façon soudaine. Les Anciens considéraient comme des novae stellae (en latin « étoiles nouvelles «) ces corps célestes qui avaient en fait une existence plus ancienne et ne faisaient que se révéler par leur augmentation d'éclat. Dans le cas d'une nova, l'augmentation de la luminosité est suivie de sa baisse progressive et le retour à un éclat normal peut prendre de nombreuses années. Dans le cas d'une supernova, en revanche, l'explosion détruit ou altère profondément l'étoile. Les supernovae sont bien plus rares que les novae, souvent visibles sur des photographies du ciel. 2 LES NOVAE : VARIABLES CATACLYSMIQUES L'astronomie moderne a permis de déterminer que les novae, encore appelées variables cataclysmiques, étaient des étoiles le plus souvent en phase finale de leur évolution. Les novae s'observent dans des systèmes composés de deux étoiles, une étoile évoluée (géante rouge) et une naine blanche, capable d'aspirer la matière de l'enveloppe de l'étoile évoluée. La matière ainsi aspirée s'organise autour de la naine blanche en un disque dit d'accrétion, dans lequel le gaz tombe lentement en spirale avant d'atteindre la surface de la naine blanche. Les novae sont en général des systèmes binaires serrés, de période inférieure à 0,6 jour. Les novae naines seraient associées à des variations brutales du taux d'accrétion de la matière dans le disque, à l'origine également d'une variabilité observée dans le domaine X du spectre électromagnétique (sursauts X). (voir étoile binaire et étoiles variables.) Les novae classiques et novae récurrentes résulteraient, quant à elles, de l'amorce de réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène dans la couche de gaz accumulé à la surface de la naine blanche. De telles novae se distinguent des autres étoiles variables par une variation puissante et soudaine de leur luminosité. En un temps de montée de quelques heures à quelques jours, la luminosité d'une nova classique augmente d'un facteur mille à un million. Après avoir atteint un maximum, la luminosité décroît de façon exponentielle en quelques années, voire en plusieurs dizaines d'années. Les novae récurrentes réunissent un groupe hétérogène d'étoiles ayant déjà subi une phase antérieure de nova. Les astronomes estiment qu'environ une douzaine de novae surviennent chaque année dans le disque de la Voie lactée, notre galaxie. Cependant, en raison de la présence de la matière interstellaire qui gène les observations, les novae sont souvent plus faciles à observer dans les galaxies voisines. On les nomme en fonction de l'année où elles se produisent et de la constellation dans laquelle elles apparaissent. Par ailleurs, les novae montrent généralement une certaine régularité entre le niveau maximal de leur éclat et le temps que met leur intensité lumineuse à baisser de magnitude. Grâce aux mesures faites sur les novae les plus proches, de distance et d'éclat connus, les astronomes peuvent utiliser les novae des autres galaxies comme indicateurs de la distance de ces dernières. 3 LES SUPERNOVAE L'observation d'une supernova fut rapportée en 1572 par l'astronome danois Tycho Brahé. Le phénomène apparut dans la constellation de Cassiopée. Cette « étoile nouvelle «, extraordinairement lumineuse, était le reflet de l'explosion complète d'une étoile massive. Les supernovae sont des phénomènes bien plus spectaculaires, plus destructeurs et plus rares que les novae. Pendant quelques semaines, les supernovae possèdent une luminosité comparable à celle d'une galaxie constituée de plusieurs milliards d'étoiles. L'énergie totale libérée par une supernova en quelques secondes correspond à toute l'énergie libérée par le Soleil pendant 9 milliards d'années. 3.1 Supernovae de type I Les astronomes distinguent deux types de supernovae. Le premier type, dit supernova de type I, correspond à une explosion complète d'une naine blanche associée à une étoile évoluée. Comme dans le cas des novae, la naine blanche accumule à sa surface la matière de l'étoile compagnon, jusqu'à ce que la masse atteigne le seuil critique de la masse de Chandrasekhar. Une catastrophe nucléaire s'enclenche alors aboutissant à l'explosion et à la destruction complète de la naine blanche. Cette explosion s'accompagne d'une libération intense de neutrinos et engendre des ondes de chocs qui chauffent les débris de l'étoile jusqu'à des températures de l'ordre du million de kelvins, et les accélèrent jusqu'à des vitesses de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde. Les supernovae de type I sont aussi bien observées dans les galaxies spirales que dans les galaxies elliptiques. 3.2 Supernovae de type II L'étoile précurseur du second type de supernova, dit de type II, serait une étoile massive au terme de son évolution, soit supergéante rouge ou bleue. Le phénomène supernova se produirait lors de l'effondrement du coeur stellaire entièrement composé de fer, pour former une étoile à neutrons ou un trou noir. La luminosité qui en résulterait serait moins puissante (d'un facteur 100) que la luminosité associée aux supernovae de type I. Les ondes de chocs associées à l'effondrement du coeur stellaire expulseraient l'enveloppe externe à des vitesses de 2 000 km/s. Ce type de supernova est surtout observé dans les galaxies spirales. Pour les deux types de supernovae, les vestiges sont observés dans le domaine radio, X et gamma du spectre électromagnétique durant 100 000 ans environ. Après l'explosion d'une supernova, il ne demeure souvent qu'une enveloppe de gaz en expansion, telle que la nébuleuse du Crabe. En son centre se trouve un pulsar, c'està-dire une étoile en rotation rapide, composée de neutrons. 3.3 Conséquences des supernovae sur leur environnement Les supernovae contribuent de façon significative à la formation de nouvelles étoiles, lorsque les ondes de chocs qu'elles engendrent déstabilisent l'équilibre d'un nuage moléculaire situé à proximité (voir Interstellaire, matière). Le phénomène supernova est également un mécanisme efficace pour enrichir le milieu interstellaire en éléments lourds synthétisés au cours de la vie de l'étoile précurseur. 3.4 Fréquence des supernovae De tels événements ne sont observés que deux à trois fois par siècle dans notre Galaxie. En tenant compte des autres galaxies voisines, le taux des nouvelles détections est de l'ordre de 20 à 30 fois par an. Près de 700 supernovae sont ainsi cataloguées à ce jour. Bien que statistiquement le taux de supernovae de type I soit trois fois inférieur à celui des supernovae de type II, les deux tiers des supernovae cataloguées sont pourtant du type I car elles sont beaucoup plus lumineuses et qu'elles sont ainsi plus aisément détectées. Malgré un éclat multiplié plusieurs milliards de fois, seules quelques-unes des supernovae sont visibles à l'oeil nu. Jusqu'en 1987, trois avaient été identifiées de façon certaine au cours de l'histoire, dont la plus célèbre fut celle qui survint en 1054 apr. J.-C. et dont les restes sont connus aujourd'hui sous le nom de nébuleuse du Crabe. 3.5 Supernova 1987 A Les supernovae, comme les novae, sont plus souvent observées dans les autres galaxies. Ainsi, la supernova découverte plus récemment (apparue dans l'hémisphère austral le 24 février 1987), se trouve dans une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. Cette supernova, nommée SN 1987 A, qui présente certaines caractéristiques inhabituelles, fait maintenant l'objet d'intenses recherches astronomiques. L'étoile précurseur était une supergéante bleue, massive (de 15 à 20 masses solaires), brillante (105 fois la luminosité solaire) et très étendue (40 rayons solaires). La relative proximité de l'événement a permis pour la première fois de détecter des neutrinos libérés durant le processus, et donc d'origine non solaire. L'observation de ces neutrinos était cruciale pour tester les modèles d'effondrement du coeur stellaire. Une dizaine d'années après l'événement, aucune manifestation de l'existence d'un pulsar n'a été détectée. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.