Qu’est-ce qu’une supernova ?

Le 23 février 1987, à 7h35 UTC, une étoile explose dans le Grand Nuage de Magellan, à 168 000 années-lumière de la Terre. Vingt-trois détecteurs à neutrinos sur Terre enregistrent 25 particules subatomiques issues de l’événement — dans le laboratoire Kamiokande au Japon, IMB dans l’Ohio, Baksan en Russie. Trois heures plus tard, la lumière de l’explosion atteint nos télescopes optiques. SN 1987A devient ainsi la supernova la plus proche observée depuis celle de Kepler en 1604, et la première dont les neutrinos ont été détectés. Près de quarante ans plus tard, en février 2024, le télescope James Webb confirme enfin la présence d’une étoile à neutrons au cœur de ses débris — tel que la théorie l’avait prédit depuis 1934. Qu’est-ce qu’une supernova, au juste ? Bien plus qu’une « étoile nouvelle » : l’un des événements les plus puissants de l’univers, le creuset où s’est forgé l’essentiel des éléments dont nous sommes faits, et un phare cosmique qui a permis de découvrir l’énergie noire. Voici le guide pour comprendre ces morts explosives.

Comprendre les supernovas

Une supernova est une explosion stellaire cataclysmique dont la luminosité peut, pendant quelques jours à quelques semaines, rivaliser avec celle de toute une galaxie. Le mot provient du latin nova (« nouvelle » étoile) — terme utilisé depuis l’Antiquité pour désigner l’apparition soudaine d’un point lumineux là où aucune étoile n’était visible auparavant. Le préfixe « super- » a été ajouté dans les années 1930 par les astronomes Walter Baade et Fritz Zwicky pour distinguer ces explosions monumentales des novae classiques, nettement moins énergétiques.

Définition d’une supernova

Dans ses grandes lignes, une supernova est l’événement cataclysmique qui marque la fin de vie de certaines étoiles. Elle libère en quelques secondes une énergie de l’ordre de 10⁴⁴ joules — soit l’équivalent de ce que le Soleil rayonnera pendant toute sa vie de 10 milliards d’années, concentré dans une bouffée de quelques semaines. Fait remarquable : 99 % de cette énergie est emportée par des neutrinos, particules presque insaisissables qui traversent la matière comme si elle n’existait pas. Seulement 1 % devient lumière visible — mais cela suffit pour éclipser temporairement une galaxie entière.

Les supernovas sont classifiées selon leur spectre en deux grands types : Type I (sans hydrogène détectable) et Type II (avec hydrogène). Mais la distinction physique fondamentale ne recoupe pas exactement cette classification historique : elle oppose les supernovas thermonucléaires (Type Ia) aux supernovas à effondrement de cœur (Types Ib, Ic, II). Ce sont deux phénomènes totalement différents, avec des étoiles progénitrices, des mécanismes et des résidus distincts.

L’importance des supernovas dans l’univers

L’influence des supernovas sur l’évolution globale des galaxies est considérable, et même plus encore sur l’existence de la vie elle-même. Sans les supernovas, les éléments chimiques plus lourds que l’hélium seraient extrêmement rares dans l’univers : notre planète, notre corps, l’air que nous respirons ne pourraient exister. Le fer de votre hémoglobine, le calcium de vos os, l’iode de votre thyroïde, l’oxygène que vous inhalez — tous ces atomes ont été forgés dans des étoiles massives et dispersés dans l’espace par des supernovas. Nous sommes, au sens le plus littéral, « de la poussière d’étoiles ».

Les supernovas sont également les principales sources de rayons cosmiques galactiques — ces particules de haute énergie découvertes par Victor Hess en 1912 et dont l’origine est restée longtemps mystérieuse. Les ondes de choc qu’elles propagent dans le milieu interstellaire accélèrent des électrons et des protons à des vitesses relativistes. Enfin, ces mêmes ondes de choc déclenchent la formation de nouvelles étoiles en comprimant les nuages moléculaires voisins — un cycle cosmique où la mort d’étoiles donne naissance à d’autres. Notre propre Soleil s’est probablement formé ainsi, dans un nuage enrichi par plusieurs générations de supernovas antérieures.

La naissance d’une supernova

Contrairement à une idée encore répandue, toutes les étoiles ne finissent pas en supernova. Les étoiles de faible masse comme notre Soleil terminent leur vie en douceur, comme naines blanches, sans explosion violente. Seuls deux scénarios très spécifiques conduisent au cataclysme supernova.

Le cycle de vie des étoiles menant aux supernovas

Dans le premier scénario, une étoile massive (au moins 8 fois la masse du Soleil) épuise progressivement son combustible nucléaire. Elle fusionne d’abord l’hydrogène en hélium, puis l’hélium en carbone et oxygène, puis le carbone en néon et magnésium, et ainsi de suite, avec des phases de plus en plus courtes. Les dernières fusions (silicium en fer) ne durent que quelques jours pour une étoile de 20 masses solaires. Quand le cœur devient majoritairement composé de fer, la machinerie nucléaire s’arrête net : la fusion du fer consomme de l’énergie au lieu d’en produire. C’est l’effondrement.

Dans le second scénario, une étoile de masse moyenne a déjà terminé sa vie normale et est devenue une naine blanche — un objet extrêmement dense, de la taille de la Terre mais de la masse du Soleil. Si cette naine blanche se trouve dans un système binaire et accrète de la matière de son compagnon (ou fusionne avec une autre naine blanche), sa masse peut atteindre un seuil critique qui déclenche une réaction thermonucléaire incontrôlée. Toute l’étoile explose, ne laissant aucun résidu compact derrière elle.

Événements déclencheurs : qu’est-ce qui provoque l’explosion d’une étoile ?

Dans le cas d’une étoile massive, l’effondrement du cœur de fer se produit en moins d’une seconde. Le cœur, qui mesurait encore la taille de la Terre, se comprime en une boule de 20 kilomètres de diamètre. Les électrons et les protons fusionnent en neutrons, libérant un flux gigantesque de neutrinos — c’est ce flux qui porte 99 % de l’énergie totale. Les couches externes de l’étoile, en chute libre vers le centre, rebondissent brutalement sur la surface ultra-rigide du cœur proto-étoile-à-neutrons et sont éjectées à environ 10 000 km/s — 3 % de la vitesse de la lumière.

Dans le cas d’une naine blanche, c’est un tout autre mécanisme. Lorsque sa masse approche la limite de Chandrasekhar (1,44 masse solaire), la pression de dégénérescence des électrons, qui la maintenait en équilibre, ne suffit plus. La température monte au point de déclencher la fusion du carbone et de l’oxygène. Contrairement aux étoiles classiques, où la fusion est stabilisée par la pression thermique, la matière dégénérée ne se dilate pas quand elle chauffe : une réaction incontrôlée gagne toute l’étoile en quelques secondes. L’énergie libérée dépasse l’énergie gravitationnelle de l’étoile, qui est totalement pulvérisée, sans laisser de résidu.

Les types de supernovas

La classification observationnelle des supernovas, bien qu’historiquement pratique, masque la vraie dichotomie physique. Voici la correspondance.

Supernovas de type Ia : les chandelles cosmiques

Les supernovas de type Ia sont les explosions thermonucléaires de naines blanches. Leur spectre, dépourvu d’hydrogène mais riche en silicium, est remarquablement homogène d’une explosion à l’autre. C’est cette homogénéité qui en fait les « chandelles standard » de la cosmologie : leur luminosité intrinsèque étant quasi constante, on peut déduire leur distance de leur éclat apparent. L’observation systématique de SN Ia à grande distance par Saul Perlmutter, Brian Schmidt et Adam Riess à la fin des années 1990 a révélé que l’expansion de l’univers accélère — la découverte de l’énergie noire, qui leur a valu le prix Nobel de physique en 2011.

Deux scénarios sont aujourd’hui envisagés pour expliquer les SN Ia. Le modèle classique (« dégénérescence simple ») suppose qu’une naine blanche accrète lentement la matière d’un compagnon stellaire jusqu’à atteindre la limite de Chandrasekhar. Mais ce modèle peine à expliquer certaines observations. Le modèle alternatif (« double dégénérescence »), qui gagne du terrain depuis les années 2010, propose plutôt la fusion de deux naines blanches dans un système binaire serré. La question n’est pas tranchée, et les observations multi-messagers (ondes gravitationnelles + lumière) pourraient bientôt apporter la réponse.

Supernovas de type II et Ib/Ic : effondrement de cœur

Les supernovas à effondrement de cœur (Types II, Ib, Ic) résultent de la mort des étoiles massives. La distinction entre ces sous-types dépend uniquement de ce qui reste des enveloppes externes de l’étoile au moment de l’explosion. Le Type II conserve son enveloppe d’hydrogène (raies d’hydrogène visibles dans le spectre). Le Type Ib a perdu son hydrogène mais conserve de l’hélium. Le Type Ic a tout perdu — c’est souvent une étoile Wolf-Rayet dépouillée par des vents stellaires puissants ou par un compagnon binaire. Les SN Ic sont parfois associées aux sursauts gamma longs.

Quel que soit le sous-type, le mécanisme central est le même : effondrement gravitationnel du cœur, rebond, éjection des couches externes, et formation d’un résidu compact — une étoile à neutrons (pour les progéniteurs de 8 à 25 masses solaires environ) ou un trou noir (pour les plus massifs).

Selon la forme de leur courbe de lumière, les SN de Type II se subdivisent en deux catégories : Type II-P (plateau), dont la luminosité reste relativement constante pendant plusieurs mois avant de décliner ; Type II-L (linéaire), dont la luminosité décroît de manière continue. SN 2023ixf, découverte en mai 2023 dans la galaxie du Moulinet, est une SN II-L classique.

Observer les supernovas

Les supernovas sont rares — environ trois par siècle dans une galaxie typique comme la Voie lactée —, mais quand elles se produisent, elles offrent des spectacles astronomiques uniques et des opportunités scientifiques exceptionnelles.

Observations historiques et leur importance

Plusieurs supernovas se sont produites dans notre propre galaxie au cours du dernier millénaire et ont été abondamment documentées. Elles restent une source précieuse pour les astronomes modernes, qui étudient leurs rémanents — les nuages de débris en expansion laissés par l’explosion.

La supernova de 1054, observée principalement par les astronomes chinois et arabes, a donné naissance à la célèbre nébuleuse du Crabe (M1), dans la constellation du Taureau, au centre de laquelle pulse encore l’étoile à neutrons résiduelle — le pulsar du Crabe, qui tourne 30 fois par seconde sur lui-même. La supernova de Tycho en 1572, observée par le Danois Tycho Brahe, a ébranlé le dogme aristotélicien de l’immuabilité des cieux. La supernova de Kepler en 1604, étudiée par Johannes Kepler, est la dernière supernova galactique visible à l’œil nu depuis la Terre — nous en attendons une autre depuis plus de 400 ans.

Puis vint SN 1987A, le 23 février 1987, dans le Grand Nuage de Magellan — l’une des galaxies satellites de la Voie lactée. Ce n’était pas une supernova galactique à proprement parler, mais à 168 000 années-lumière elle était suffisamment proche pour bouleverser l’astrophysique. Pour la première fois, des neutrinos issus d’une supernova étaient détectés, confirmant spectaculairement la théorie de l’effondrement de cœur. Pour la première fois aussi, on put identifier rétrospectivement l’étoile progénitrice sur des images d’archive : Sanduleak −69° 202, une supergéante bleue de 20 masses solaires. Près de quatre décennies plus tard, SN 1987A reste la supernova la mieux étudiée de l’histoire.

Techniques modernes de découverte des supernovas

Aujourd’hui, plus de 10 000 supernovas sont découvertes chaque année grâce aux relevés automatiques du ciel. Des télescopes comme le Zwicky Transient Facility (ZTF) au Mont Palomar, l’Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS) et surtout l’Observatoire Vera C. Rubin — qui a commencé ses opérations scientifiques en 2025 au Chili — scrutent le ciel en permanence pour détecter les nouveaux points lumineux. Avec son miroir de 8,4 mètres et sa caméra de 3,2 gigapixels, Rubin doit découvrir à lui seul plusieurs millions de supernovas au cours de sa décennie d’opération.

Les astronomes amateurs continuent, malgré la montée en puissance des réseaux automatiques, à jouer un rôle : l’astronome japonais Koichi Itagaki, à lui seul, a découvert plus de 170 supernovas avec un télescope de 60 cm, dont SN 2023ixf en mai 2023. Ce dernier événement, dans la galaxie du Moulinet (M101) à 21 millions d’années-lumière, était la supernova la plus proche et la mieux observée depuis SN 2014J.

Enfin, l’ère de l’astronomie multi-messager, inaugurée le 17 août 2017, a ouvert une nouvelle fenêtre. Ce jour-là, les interféromètres LIGO et Virgo ont détecté des ondes gravitationnelles (GW170817) issues de la fusion de deux étoiles à neutrons dans la galaxie NGC 4993 ; le télescope Fermi a capté 1,74 seconde plus tard un sursaut gamma associé ; et quelques heures après, plus de 70 observatoires au sol et dans l’espace ont observé l’émission optique de l’événement, baptisée kilonova. Ce phénomène, environ 1 000 fois plus lumineux qu’une nova classique mais 100 fois moins qu’une supernova, a confirmé un soupçon théorique vieux de plusieurs décennies : les fusions d’étoiles à neutrons sont les principales usines de l’univers pour produire les éléments lourds par nucléosynthèse r (capture rapide de neutrons) — l’or, le platine, l’uranium. Contrairement à ce qui était longtemps enseigné, les supernovas classiques produisent surtout des éléments intermédiaires (jusqu’au fer) ; l’essentiel des éléments au-delà du fer vient des kilonovas.

💡 Bon à savoir : l’or qui compose vos bijoux provient très probablement d’une fusion d’étoiles à neutrons qui s’est produite il y a plusieurs milliards d’années, avant la formation du Soleil. Les atomes d’or sont littéralement venus de la collision de deux cadavres stellaires.

L’impact des supernovas sur le cosmos

Au-delà des données spectaculaires, les supernovas façonnent l’univers à toutes les échelles, du noyau atomique à la structure des galaxies.

Rôle dans la création des éléments lourds

La nucléosynthèse stellaire produit les éléments légers (hélium, carbone, oxygène, néon…) par fusion au cœur des étoiles. Les supernovas à effondrement de cœur ajoutent à cela une nucléosynthèse explosive qui fabrique, en quelques secondes, des éléments intermédiaires comme le silicium, le soufre, l’argon, le calcium et surtout le fer — le plus stable des noyaux. Les supernovas thermonucléaires (Type Ia) produisent, elles, environ la moitié du fer présent dans l’univers.

Pour les éléments plus lourds que le fer — comme l’or, le platine, l’uranium —, les choses sont plus subtiles. Le mécanisme de capture rapide de neutrons (processus r) exige des conditions extrêmes qui ne se réalisent pleinement que dans les kilonovas, c’est-à-dire les fusions d’étoiles à neutrons. Les supernovas à effondrement de cœur y contribuent également, mais de manière plus modeste. Tout cela était impossible à vérifier avant la détection de GW170817 en 2017, qui a fourni la première observation directe d’une kilonova et confirmé la production d’or et de platine dans ces événements.

Influence sur la formation des étoiles et l’évolution galactique

Les ondes de choc propulsées par une supernova dans le milieu interstellaire voyagent à des milliers de kilomètres par seconde et peuvent parcourir des dizaines d’années-lumière avant de s’estomper. Lorsqu’elles rencontrent un nuage moléculaire — pouponnière stellaire potentielle —, elles compriment la matière et peuvent déclencher l’effondrement gravitationnel qui forme de nouvelles étoiles. À l’échelle galactique, les supernovas injectent une énergie mécanique considérable dans le gaz interstellaire, régulant son taux de condensation et donc le rythme de formation stellaire futur.

Sur de très longs temps, cette rétroaction est cruciale : elle explique en partie pourquoi les galaxies ne transforment pas la totalité de leur gaz en étoiles en quelques millions d’années. Elle est aujourd’hui un ingrédient essentiel des simulations cosmologiques de formation des galaxies.

Les supernovas près de chez nous

Les astronomes traquent activement les candidates potentielles dans la Voie lactée et sa proche banlieue. Une supernova galactique visible à l’œil nu serait un événement historique majeur — le dernier remonte à 1604.

Les candidats potentiels à une supernova dans la Voie lactée

Bételgeuse, la supergéante rouge qui marque l’épaule d’Orion à environ 650 années-lumière, est la candidate la plus connue. Son rayon dépasse celui de l’orbite de Mars (~760 rayons solaires), sa masse est estimée entre 15 et 20 masses solaires. Fin 2019 et début 2020, elle a connu un « Grand assombrissement » spectaculaire, perdant environ 60 % de son éclat en quelques semaines. Beaucoup ont cru à un prélude d’explosion. En fait, des observations ultérieures, notamment par le VLT de l’ESO, ont révélé que l’assombrissement était dû à un nuage de poussière éjecté par l’étoile et condensé dans son voisinage. Les études récentes, comme celles publiées en 2025-2026 par l’équipe d’Andrea Dupree (Harvard-Smithsonian), suggèrent même que Bételgeuse possède une étoile compagne de faible masse orbitant dans son atmosphère, ce qui expliquerait ses cycles de luminosité de 2 170 jours. Bételgeuse finira bien en supernova, mais probablement pas avant plusieurs dizaines à plusieurs centaines de milliers d’années.

Autre candidate notable : Eta Carinae, un système binaire massif de la nébuleuse de la Carène, à environ 7 500 années-lumière. Ce système a produit en 1843 une « fausse supernova » (ou supernova-imposteur) qui l’a fait briller presque autant qu’une vraie supernova, sans détruire l’étoile. Il reste hautement instable et sa composante primaire, l’une des étoiles les plus massives connues (~100 masses solaires), explosera vraisemblablement en supernova — peut-être en hypernova — dans un avenir cosmologiquement proche.

Le tableau ci-dessous résume quelques supernovas historiques et récentes qui ont marqué l’astronomie.

Les effets d’une supernova proche sur la Terre

Pour qu’une supernova ait un effet biologique notable sur la Terre, elle devrait se produire à moins d’environ 50 années-lumière. Aucune candidate connue n’est située dans cette zone de danger. Bételgeuse, à 650 al, est bien trop lointaine pour constituer une menace. Son explosion illuminerait simplement le ciel pendant quelques semaines — avec un éclat comparable à celui de la demi-Lune pendant trois mois —, puis s’estomperait progressivement sur deux ou trois ans. Le spectacle serait mémorable, pas dangereux.

À l’inverse, une supernova à moins de 30 al endommagerait gravement la couche d’ozone, exposant la biosphère à un rayonnement UV intense. Certaines études paléontologiques ont suggéré qu’une telle supernova proche aurait pu contribuer à l’extinction de l’Ordovicien-Silurien, il y a environ 444 millions d’années. Mais ce sont des hypothèses spéculatives.

Quelle est la fréquence des supernovas dans l’univers ?

Dans une galaxie spirale typique comme la Voie lactée, on estime qu’environ 1 à 3 supernovas se produisent par siècle. La dernière supernova galactique observée remonte à 1604 — ce qui signifie que nous sommes statistiquement « en retard ». Il est possible que plusieurs supernovas aient eu lieu dans les derniers siècles sans être observées, parce qu’elles se sont produites de l’autre côté du bulbe galactique, masquées par la poussière interstellaire.

À l’échelle de l’univers observable, qui contient au moins 200 milliards de galaxies, cela représente environ 10 supernovas par seconde, partout dans l’univers. L’une ou l’autre explose à cet instant précis. Elles illuminent cependant dans des galaxies trop lointaines pour que nous les voyions toutes — seules les supernovas situées dans notre voisinage cosmologique (jusqu’à quelques milliards d’années-lumière) sont détectables avec les instruments actuels.

La prédiction visionnaire de Baade et Zwicky

L’histoire des supernovas connaît un tournant en 1933-1934, lorsque deux astronomes du Caltech, Walter Baade et Fritz Zwicky, formulent en quelques pages l’une des hypothèses les plus prémonitoires de l’histoire de l’astrophysique. Ils proposent trois idées révolutionnaires pour l’époque : il existe une classe d’explosions stellaires (qu’ils nomment « super-novae ») distincte des novae ordinaires ; ces explosions sont à l’origine des rayons cosmiques ; et elles laissent derrière elles un résidu compact fait de neutrons — une étoile à neutrons. Le neutron avait été découvert par James Chadwick seulement deux ans plus tôt, en 1932.

« Nous avançons l’idée qu’une super-nova représente la transition d’une étoile ordinaire en une étoile à neutrons, composée principalement de neutrons. Une telle étoile peut posséder un rayon très petit et une densité extrêmement élevée. »

— Walter Baade et Fritz Zwicky, Proceedings of the National Academy of Sciences, 1934

Il faudra attendre 1967 pour que le premier pulsar soit découvert, confirmant définitivement l’existence des étoiles à neutrons. En 1987, les neutrinos de SN 1987A apportent la confirmation que l’effondrement gravitationnel est bien le moteur des supernovas à effondrement de cœur. Et en février 2024, le télescope James Webb détecte enfin la signature de l’étoile à neutrons tapie au cœur des débris de SN 1987A — 37 ans après l’explosion, 90 ans après la prédiction. La visionnaire intuition de Baade et Zwicky a ainsi parcouru près d’un siècle avant d’être intégralement vérifiée.

Conclusion : des étoiles qui nous habitent

Les supernovas ne sont pas seulement des événements cosmiques spectaculaires : elles sont à la racine de notre existence matérielle. Chaque atome de fer, de silicium, de calcium de notre corps a un jour été forgé dans le cœur d’une étoile massive et projeté dans l’espace par une mort explosive. Nous sommes, littéralement, des enfants des supernovas. À mesure que l’Observatoire Rubin, les télescopes spatiaux JWST, Euclid et Roman, et les futurs détecteurs d’ondes gravitationnelles comme Einstein Telescope et LISA entreront en service, notre compréhension de ces événements continuera de s’affiner. Un jour, peut-être même bientôt, une supernova galactique nous offrira un spectacle inédit depuis 400 ans — et nous l’étudierons avec un arsenal d’instruments dont Baade et Zwicky, en 1934, ne pouvaient même pas rêver.

FAQ — Questions fréquentes sur les supernovas

Quelle est la différence entre une nova et une supernova ?

Une nova et une supernova sont deux phénomènes très différents malgré leur nom. Une nova classique est une explosion thermonucléaire à la surface d’une naine blanche qui accrète de la matière, sans détruire l’étoile (qui peut produire plusieurs novas successives). Une supernova, en revanche, marque la mort complète de l’étoile progénitrice : c’est une explosion environ 100 000 fois plus lumineuse qu’une nova, libérant en quelques secondes autant d’énergie que le Soleil pendant toute sa vie. Le terme « supernova » a été inventé par Baade et Zwicky en 1934 précisément pour distinguer ces explosions extrêmes des novae ordinaires.

Bételgeuse va-t-elle exploser en supernova bientôt ?

Bételgeuse finira bien en supernova, mais probablement pas dans un avenir humainement proche. Son « Grand assombrissement » de 2019-2020, qui avait fait craindre une explosion imminente, s’est révélé dû à un nuage de poussière éjecté par l’étoile, et non à un signe d’instabilité profonde. Les études récentes suggèrent que Bételgeuse en est encore à la phase de fusion de l’hélium ou du carbone dans son cœur, et son explosion devrait survenir dans plusieurs dizaines à plusieurs centaines de milliers d’années. Lorsqu’elle explosera, elle sera visible depuis la Terre en plein jour pendant plusieurs semaines, sans danger pour notre planète (650 années-lumière de distance).

Les supernovas peuvent-elles constituer une menace pour la Terre ?

Une supernova devrait se produire à moins d’environ 50 années-lumière pour menacer significativement la biosphère terrestre, principalement en endommageant la couche d’ozone. Aucune candidate actuellement connue ne se trouve dans cette zone de danger : les plus proches comme Bételgeuse (650 al) ou IK Pegasi (150 al) sont bien trop éloignées. Certaines études paléontologiques ont suggéré qu’une supernova proche aurait pu contribuer à des extinctions passées, comme celle de l’Ordovicien il y a 444 millions d’années, mais cela reste spéculatif. Le risque immédiat est considéré comme négligeable.

D’où viennent l’or et les métaux précieux sur Terre ?

Contrairement à l’idée longtemps répandue, les éléments les plus lourds comme l’or, le platine ou l’uranium ne proviennent pas principalement des supernovas classiques, mais des fusions d’étoiles à neutrons — événements baptisés « kilonovas ». Cette origine a été confirmée le 17 août 2017 avec la détection multi-messager GW170817 : les télescopes de l’ESO ont observé la signature spectroscopique de lanthanides et d’autres éléments lourds produits par le processus r (capture rapide de neutrons) dans l’éjecta de la fusion. L’or de vos bijoux a donc probablement été forgé lors d’une collision de deux étoiles à neutrons il y a plusieurs milliards d’années.

Quelle est la différence entre une supernova de type Ia et de type II ?

Les SN de type Ia sont des explosions thermonucléaires de naines blanches dans des systèmes binaires — la naine blanche est totalement pulvérisée, sans résidu. Leur spectre ne contient pas d’hydrogène mais beaucoup de silicium et de fer. Elles servent de « chandelles standard » en cosmologie. Les SN de type II résultent de l’effondrement du cœur d’étoiles massives (>8 masses solaires) en fin de vie — leur spectre contient de l’hydrogène, et elles laissent derrière elles une étoile à neutrons ou un trou noir. Ce sont deux phénomènes physiquement très différents malgré leur appellation commune de « supernova ».

Qu’est-ce qu’une kilonova ?

Une kilonova est une explosion résultant de la fusion de deux étoiles à neutrons (ou d’une étoile à neutrons et d’un trou noir). Elle est environ 1 000 fois plus lumineuse qu’une nova classique mais 100 fois moins qu’une supernova. Son importance scientifique est considérable : c’est dans les kilonovas que se produit la majorité de la nucléosynthèse des éléments lourds par capture rapide de neutrons (processus r) — or, platine, lanthanides, uranium. La première kilonova observée directement est GW170817, détectée le 17 août 2017 dans la galaxie NGC 4993 à 130 millions d’années-lumière, à la fois par ondes gravitationnelles (LIGO-Virgo) et par de nombreux télescopes optiques, infrarouges et radio.

Comment observer une supernova avec un télescope amateur ?

Les supernovas les plus proches sont accessibles aux astronomes amateurs équipés de télescopes de 20 cm ou plus. Il faut consulter les sites spécialisés comme Latest Supernovae ou Bright Supernova, qui listent en temps réel les supernovas observables et leur magnitude. Une galaxie proche où une supernova est active se repère en comparant une image récente avec une image de référence de la même galaxie — la supernova apparaît comme un nouveau point lumineux. L’astronome japonais Koichi Itagaki, qui a découvert SN 2023ixf en mai 2023, utilise un simple télescope de 60 cm depuis son observatoire privé — preuve que la chasse aux supernovas reste accessible aux passionnés.