Une supernova est l'explosion cataclysmique d'une étoile résultant en une bouffée de rayonnement qui peut durer plusieurs semaines ou plusieurs mois et être assez brillant pour éclipser une galaxie entière. Le reste de supernova, une structure composée de la matière étoile forcée vers l'extérieur par l'onde de choc de la supernova, est ce que nous sommes en mesure de voir à l'aide de télescopes, longtemps après l'événement de supernova. Les restes de supernova fournissent des indices quant à la composition chimique des étoiles qui proviennent supernovae, et les mécanismes des explosions de supernovae.
Considérations
Les supernovae sont difficiles à prévoir, et arrive trop vite et trop loin pour être observé en détail. Mais en étudiant les restes de supernova et en utilisant des modèles mathématiques et informatiques, les scientifiques sont arrivés à la théorie actuelle que les supernovae se produisent dans l'une des deux façons. Les types de supernovae sont classés en conséquence comme étant de type I ou de type II, les deux ayant plusieurs sous-types. Types 1a, 1b et II sont les plus utiles pour illustrer les différences fondamentales entre les types.
Type 1a Supernova
Une supernova de type 1a est supposée se produire quand une étoile naine blanche, comme l'un d'une paire d'étoiles dans un système binaire, acquiert la masse de son compagnon à travers le phénomène d'accrétion. Dans des circonstances normales, une étoile naine blanche est d'environ deux tiers de la taille de notre soleil. Mais quand l'étoile naine blanche atteint une masse critique d'environ 1,4 fois la masse du soleil, par le processus d'accrétion, il devient chimiquement instable et la surface de l'étoile enflamme. Le résultat est une explosion thermonucléaire massive qui consomme l'ensemble étoile.
Supernova Type II
Une supernova de type II est supposée se produire quand une étoile de la même taille que notre soleil, mais environ 10 fois la masse du soleil, atteint la fin de sa vie. Comme les âges des étoiles, il produit moins d'énergie par fusion nucléaire. Lorsque la production d'énergie atteint un niveau critique, l'étoile ne peut plus supporter sa propre masse. Les forces gravitationnelles provoquent imploser dans un trou ou une étoile à neutrons noir, en fonction de la masse du noyau de l'étoile. L'implosion libère de l'énergie potentielle gravitationnelle qui force la matière dans les couches de l'étoile de surface vers l'extérieur avec une force explosive.
Classification
Nous distinguons entre les deux types de supernovae en examinant les caractéristiques de leurs spectres optiques. Les étoiles et les autres corps célestes paraissent blancs lorsqu'elle est observée à l'oeil nu, mais en réalité chaque étoile a un spectre qui révèle quels éléments l'étoile et son atmosphère sont faits. Le spectre de la lumière émise par une supernova de type 1a indique que l'étoile avait pas d'atmosphère d'hydrogène et était donc une naine blanche. Le spectre d'un type II montrera que l'étoile avait à l'origine une atmosphère d'hydrogène, et donc était une étoile singulière massif.
Type de 1b Supernova
Une exception à la règle de classification est le type 1b supernova, qui est maintenant entendu à être effectivement sous-type de supernova de type II. Une supernova de type 1b se produit à la suite de la destruction explosive d'une étoile singulière massive à la fin de sa vie, tout comme une supernova de type II. La seule différence est que dans le type 1b, l'atmosphère de l'étoile d'hydrogène a déjà été soufflé par le vent de l'étoile brillante, due à la grande masse de l'étoile. Le manque d'hydrogène rend compte de son erreur de classification initiale.