Supernova SN 1994 D (de type I), observée dans la galaxie NGC 4526. Sa magnitude apparente (en visible) de 11.8 donne, en tenant compte du
module de distance de 30.4, une magnitude absolue de -18.6.
Crédit :
NASA
Une débauche d'énergie
De temps à autre, un point extrêmement brillant apparaît dans une galaxie lointaine. Un noyau stellaire s'effondre.
La boucle du Cygne, résidu de supernova, observée par le satellite X ROSAT.
Crédit :
NASA
Un essaimage
Chaque supernova sème dans le milieu interstellaire l'essentiel de son enveloppe stellaire.
Objectifs
Le passage d'une naine blanche à une étoile à neutrons s'accompagne d'une débauche d'énergie : une supernova de type II.
Neutronisation
La réaction de neutronisation s'accompagne d'un effondrement de l'étoile :
- En l'absence d'électrons, plus de pression de Fermi de leur part.
- Les neutrinos emportent toute l'énergie produite.
- Les réactions de fusion au-delà du fer deviennent endothermiques.
La chute libre de l'objet qui se retrouve hors équilibre se déroule en une durée très brève,
de l'ordre de quelques secondes.
Effondrement d'une naine blanche vers une étoile à neutrons : le rayon stellaire diminue brutalement d'un facteur de l'ordre de 500.
Crédit :
ASM
Energie libérée
L'énergie mise en jeu lors de l'effondrement est gigantesque ; le rapport des rayons est tellement disproportionné que l'on peut écrire :
Soit une débauche de l'ordre de 
:
- 99% part avec les neutrinos.
- 1% en énergie cinétique de l'enveloppe.
- 0.1% en lumière (magnitude absolue
)
L'essentiel du pic lumineux est émis en un mois. Il s'ensuit qu'une supernova de type II rayonne durant ce laps de temps quasiment autant qu'une galaxie entière.
Abondance des éléments, en parties par millions (ppm). Le pic du fer signe le fait que la fusion jusqu'au fer est exothermique, puis endothermique.
Crédit :
ASM
Supernova de type I
Une supernova de type I correspond à un autre événement violent, au sein d'une binaire évoluée où l'un des membres (la primaire) a déjà atteint le stade de naine blanche. Lorsque l'étoile secondaire atteint le stade de géante rouge, un violent transfert de masse peut se créer vers la primaire. Si le taux d'accrétion est suffisamment grand, la primaire atteint la masse limite de Chandrasekhar et finit par exploser en fusionnant carbone et oxygène jusqu'à former les éléments du
pic du fer. Contrairement à une supernova de type II, aucun débris ne subsiste : la totalité des éléments produits va enrichir le milieu interstellaire.
Supernovae type I ou II
| Supernova | Type I | Type II |
| Cause | accrétion | effondrement du cœur |
| Magnitude absolue | -19.5 | -18.5 |
| Spectre | métaux | hydrogène et continu |
| Régions | systèmes stellaires âgés | régions de formation d'étoiles |
| Précurseur | naine blanche dans un système binaire | étoile très massive |
| Déclenchement | transfert de masse du compagnon | effondrement du cœur stellaire |
| Mécanisme | explosion thermonucléaire du cœur carbone/oxygène qui fusionne pour former du fer | onde de choc de rebond de la surface de l'étoile à neutrons |
| Résidu | rien | étoile à neutrons ou trou noir |
| Débris expulsés | principalement du fer | tous les éléments lourds et beaucoup d'hydrogène |
Distinction entre supernova de type I ou II