Une supernova est une explosion violente qui se produit comme une étape de développement dans certaines étoiles. Une supernova dure de quelques semaines à quelques mois, et pendant ce temps peut libérer plus d’énergie que le Soleil n’en émettrait sur 10 milliards d’années. Les supernovae sont capables de surpasser leurs galaxies hôtes. Dans une galaxie de la taille de la Voie lactée, les supernovae se produisent environ une fois tous les cinquante ans.
Si une supernova se produisait à 26 années-lumière de la Terre, elle enlèverait la moitié de notre couche d’ozone. Certains paléontologues attribuent à une supernova voisine l’extinction de l’Ordovicien-Silurien, survenue il y a environ 444 millions d’années, au cours de laquelle 60% de la vie océanique est morte. La supernova la plus brillante de l’histoire de l’humanité a été observée en 1006 par des personnes de toute l’Eurasie, les notes les plus détaillées provenant de Chine. Avec une luminosité comprise entre un quart et la moitié de celle de la pleine Lune, cette supernova était si brillante qu’elle projetait des ombres.
Les supernova se produisent de deux manières, et elles sont divisées en différents types – les supernovae de type I et les supernovae de type II.
Une supernovae de type I se produit lorsqu’une naine blanche carbone-oxygène, un vestige stellaire de la taille de la Terre laissé par des millions d’années de combustion d’hydrogène et d’hélium, accumule suffisamment de masse pour la mettre au-dessus de la limite de Chandrasekhar, qui est de 1.44 masse solaire pour un non -étoile tournante. Au-dessus de cette limite, les couches d’électrons des atomes composant le nain ne peuvent plus se repousser et l’étoile s’effondre. Un objet stellaire contenant environ la masse du Soleil dans un espace égal à la Terre devient encore plus petit, jusqu’à ce que la température et la densité nécessaires soient atteintes pour l’allumage du carbone. En quelques secondes, un pourcentage important du carbone de l’étoile fusionne en oxygène, magnésium et néon, libérant une énergie équivalente à 1029 mégatonnes de TNT. C’est suffisant pour faire éclater l’étoile à environ 3% de la vitesse de la lumière.
Une supernova de type II est également appelée supernova à effondrement de cœur. Cela se produit lorsqu’une étoile supergéante de plus de neuf masses solaires fusionne des éléments dans son noyau jusqu’au fer, qui ne fournit plus de gain d’énergie net par fusion. Sans production d’énergie nette, aucune réaction nucléaire en chaîne ne peut se produire et un noyau de fer s’accumule jusqu’à ce qu’il atteigne la limite de Chandrasekhar mentionnée précédemment. À ce stade, il s’effondre pour former une étoile à neutrons, un objet qui contient la masse d’un Soleil dans une zone d’environ 30 km (18.6 mi) de diamètre – la taille d’une grande ville. La majorité de l’étoile à l’extérieur du noyau commence également à s’effondrer, mais rebondit contre la matière super dense de l’étoile à neutrons, fusionnant rapidement tous les noyaux légers restants et créant une explosion d’une ampleur similaire à celle d’une supernova de type I.
Parce que les supernovae de type I ont une libération d’énergie relativement prévisible, elles sont parfois utilisées comme bougies standard en astronomie, pour mesurer la distance. Parce que leur magnitude absolue est connue, la relation entre la magnitude absolue et apparente peut être utilisée pour déterminer la distance de la supernova.