droite |upright=1.4|vignette|La supernova SN 1994D (point blanc brillant en bas à gauche de l'image), dans la partie externe du disque de la galaxie spirale NGC 4526 (photo datant de 1994). vignette|Le rémanent de supernova de Kepler (ou SN 1604) vu par les trois grands télescopes spatiaux : Chandra (en rayons X), Hubble (dans le spectre visible) et Spitzer (en infrarouge), avec une vue recombinée (image principale). vignette|Animation montrant les phases du phénomène supernova. Une supernova est l'ensemble des phénomènes qui résultent de l'implosion d'une étoile en fin de vie, notamment une gigantesque explosion qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité. Vue depuis la Terre, une supernova apparaît donc souvent comme une étoile nouvelle, alors qu'elle correspond en réalité à la disparition d'une étoile.
En 2024, plus de ont été détectées.. Bien qu'il s'en produise une toutes les deux ou trois secondes dans l'Univers observable., les supernovas sont des événements rares à l'échelle humaine : leur taux est estimé à environ une à trois par siècle dans la Voie lactée. Aucune supernova n'a cependant été observée dans notre galaxie depuis l'invention du télescope ; la plus proche observée est , survenue dans une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan.
Les supernovas ont joué et jouent encore un rôle essentiel dans l'histoire de l'Univers, car c'est lors de son explosion en supernova que l'étoile libère les éléments chimiques qu'elle a synthétisés au cours de son existence et qui sont ensuite diffusés dans le milieu interstellaire. De plus, l'onde de choc de la supernova favorise la formation de nouvelles étoiles en provoquant ou en accélérant la contraction de régions du milieu interstellaire.
Le processus à l'origine d'une supernova est extrêmement bref : il dure quelques millisecondes. Le phénomène lumineux rémanent peut lui durer plusieurs mois. Au maximum de luminosité de l'explosion, la magnitude absolue de l'astre peut atteindre -19., ce qui en fait un objet plus lumineux de plusieurs ordres de grandeur que les étoiles les plus brillantes : pendant cette période, la supernova peut « rayonner plus d'énergie » (et donc avoir une puissance plus grande) qu'une, voire plusieurs galaxies entières. C'est la raison pour laquelle une supernova se produisant dans notre propre galaxie, voire une galaxie proche, est souvent visible à l'œil nu, même en plein jour. Plusieurs supernovas historiques ont été décrites à des époques parfois très anciennes ; on interprète aujourd'hui ces apparitions d'« étoiles nouvelles » comme étant des supernovas.
vignette|Bande dessinée illustrant la genèse d'une supernova de . Il existe deux mécanismes, en réalité assez distincts, qui produisent une supernova : le premier, la supernova thermonucléaire, résulte de l'explosion thermonucléaire d'un cadavre d'étoile appelé naine blanche ; le second, la supernova à effondrement de cœur, suit l'implosion d'une étoile massive qui est encore le siège de réactions nucléaires au moment de l'implosion. Cette implosion est responsable de la dislocation des couches externes de l'étoile. Un troisième mécanisme, encore incertain, mais s'apparentant au second, est susceptible de se produire au sein des étoiles les plus massives : la supernova par production de paires. Historiquement, les supernovas étaient classées suivant leurs caractéristiques spectroscopiques. Cette classification était peu pertinente d'un point de vue physique. Seules les supernovas dites de (prononcé « ») sont thermonucléaires, toutes les autres étant à effondrement de cœur.
La matière expulsée par une supernova s'étend dans l'espace, formant un type de nébuleuse appelé rémanent de supernova. La durée de vie de ce type de nébuleuse est relativement limitée, la matière étant éjectée à très grande vitesse (plusieurs milliers de kilomètres par seconde), le rémanent se dissipe relativement vite à l'échelle astronomique, en quelques centaines de milliers d'années. La nébuleuse de Gum ou les dentelles du Cygne sont des exemples de rémanents de supernova dans cet état très avancé de dilution dans le milieu interstellaire. La nébuleuse du Crabe est un exemple de rémanent jeune : l'éclat de l'explosion qui lui a donné naissance a atteint la Terre il y a moins de mille ans.
Terminologie Le terme supernova provient de nova, lui-même tiré de l'adjectif latin nova, signifiant « nouvelle ». Historiquement, c'est en 1572 puis en 1604 que le monde occidental découvre que de « nouvelles étoiles » apparaissent parfois, pour un temps limité, sur la voûte céleste. Ces évènements sont décrits respectivement par Tycho Brahe et par Johannes Kepler, dans des écrits latins utilisant l'expression stella novaVoir, par exemple, De Stella Nova in Pede Serpentarii, de Kepler, publié en 1606.. Par la suite, l'apparition temporaire d'astres nouveaux est dénommée « nova ». Ces évènements cachent en fait deux classes de phénomènes distincts : il peut s'agir soit d'une explosion thermonucléaire se produisant à la surface d'une étoile après que celle-ci a accrété de la matière issue d'une autre étoile (sans que l'explosion ne détruise l'étoile qui en est le siège), soit de l'explosion complète d'une étoile. La distinction entre ces deux phénomènes est faite dans le courant des années 1930.
Le premier phénomène étant largement moins énergétique que le dernier, il garde le nom de nova précédemment usité, alors que le second prend le nom de supernova. Le terme lui-même est employé pour la première fois par Walter Baade et Fritz Zwicky, en 1933 ou 1934, lors du congrès annuel de la société américaine de physique. Il est initialement écrit « super-nova », avant d'être progressivement écrit sans trait d'union Walter Baade et Fritz Zwicky, « On Super-novae », Proceedings of the National Academy of Sciences, 20, 1934, p. 254-259 (lire en ligne).. Les écrits plus anciens parlant de l'observation de supernovas utilisent le terme de « nova » : c'est, par exemple, le cas des rapports d'observation de la dernière supernova observée, en 1885 dans la galaxie d'Andromède, SN 1885A (voir les références dans l'article correspondant).
Le pluriel du mot est supernovæ, supernovae ou supernovas. Le premier est le pluriel latin. Le second, issu du latin, est le plus répandu, sans doute parce qu'il correspond à la forme utilisée en anglais. Le dernier suit les rectifications orthographiques du français en 1990 et conforme aux formes du français.
Classification spectrale Historiquement, les supernovas ont été classifiées en fonction de leur spectre, suivant deux types, notés par les chiffres romains I et II, lesquels contiennent plusieurs sous-types : les supernovas de ont un spectre qui ne contient pas d'hydrogène ; les supernovas de ont un spectre qui contient de l'hydrogène. Parmi les supernovas de , on distingue trois sous-classes : si le spectre montre la présence de silicium, on parle de ; si le spectre ne montre pas la présence de silicium, on regarde l'abondance d'hélium : en présence d'une quantité notable d'hélium, on parle de ; en présence de faible quantité d'hélium, on parle de . Concernant les supernovas de type II, on considère ensuite le spectre environ trois mois après le début de l'explosion : si le spectre montre que l'hélium domine sur l'hydrogène, on parle de ; si le spectre montre que l'hydrogène domine sur l'hélium, on parle de « normal », celui-ci comprenant en sus deux sous-classes supplémentaires : si la courbe de lumière décroît linéairement après le maximum, on dit que l'on a un (pour « linéaire ») ; si la courbe de lumière montre un plateau marqué, ou une phase de décroissance lente, on parle de (pour « plateau »).
À cela s'ajoute qu'en présence de particularités spectroscopiques, est accolée la lettre minuscule « p » (éventuellement précédée d'un tiret si un sous-type est présent), pour l'anglais peculiar. La dernière supernova proche, SN 1987A était dans ce cas. Son type spectroscopique est IIp.
Cette classification est en réalité assez éloignée de la réalité sous-jacente de ces objets. Il existe deux mécanismes physiques donnant lieu à une supernova : les supernovas dites thermonucléaires correspondent uniquement au type Ia ; les supernovas dites à effondrement de cœur correspondent à tous les autres types. L'appellation supernovas de type II est parfois abusivement utilisée pour désigner l'ensemble de ces objets, alors qu'ils peuvent être de type Ib ou Ic. En cela, l'expression supernova à effondrement de cœur est préférable à l'emploi de « type II », plus ambigu. Les différences spectrales entre les supernovas à effondrement de cœur proviennent essentiellement du fait que l'étoile fait partie ou non d'un système binaire. Les supernovas de type II normal ne font pas partie d'un système binaire, ou alors leur compagnon n'affecte pas significativement leur évolution. Les autres types (Ib, Ic, IIb) résultent par contre de différents types d'interaction entre l'étoile et son compagnon.
Principe général Événement cataclysmique signant la fin d'une étoile, une supernova peut résulter de deux types d'événements très différents : l'explosion thermonucléaire d'une naine blanche à la suite d'une accrétion de matière arrachée à une étoile voisine (voire une collision avec celle-ci) qui explose complètement (supernova dite thermonucléaire) ; l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive (supernova dite à effondrement de cœur). Cet effondrement se produit lorsque le cœur de l'étoile est constitué de fer. Cet élément étant le plus stable, sa fusion ou sa fission consomme de l'énergie au lieu d'en produire. Quand ce cœur de fer est formé, l'étoile n'a plus de source d'énergie engendrant une pression de radiation suffisante pour soutenir les couches supérieures, qui écrasent alors le cœur : le cœur de l'étoile se comprime et les noyaux de fer sont alors dissociés, les protons capturant les électrons pour former des neutrons. Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact, est alors capable de résister à la compression des couches externes par la force nucléaire (interaction neutron-neutron ou neutron-proton), ce qui arrête brutalement leur effondrement. L'énergie dégagée par les couches internes tombant vers le centre produit une onde de choc qui « souffle » les couches extérieures de l'étoile, formant le gaz du rémanent de la supernova.
Types de supernovas vignette|Résidus d'une supernova en fonction de la masse initiale et de la métallicité d'une étoile. Les astronomes ont réparti les supernovas en différentes classes, suivant les éléments qui apparaissent dans leur spectre électromagnétique.
L'élément principal entrant en jeu dans la classification est la présence ou non d'hydrogène. Si le spectre d'une supernova ne contient pas d'hydrogène, elle est classée type I, sinon type II. Ces groupes comportent eux-mêmes des subdivisions.
Type Ia
vignette|La supernova SN 2005ke, de , vue par le télescope spatial Swift, dans le petit cercle blanc.
Les supernovas de type Ia (SNIa) ne présentent pas d'hélium dans leur spectre mais du silicium. La variation de la luminosité de l'étoile durant une supernova de type Ia étant extrêmement régulière, les SNIa peuvent être utilisées comme chandelles cosmiques. En 1998, c'est ainsi par l'observation de SNIa dans des galaxies éloignées que les physiciens ont découvert que l'expansion de l'Univers s'accélérait.
On pense généralement que les SNIa trouvent leur origine dans l'explosion d'une naine blanche approchant ou ayant atteint la masse de Chandrasekhar par accrétion de matière.