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On classe les supernovaesupernovae (SNSN) en deux types selon la forme de leurs courbes de lumière et la présence ou non de raies d'absorptionabsorption de l'hydrogène. Dans le premier cas on parle de supernovae de type II et dans le second cas de supernovae de type I. A cette dichotomie s'ajoutent des subdivisions.
Le cas le plus connu est celui des SN Ia qui résultent de l'explosion d'une ou deux naines blanches appartenant à un système binairesystème binaire. Dans les autres cas de figure, y compris pour certaines SN I, la supernova est due à l'effondrementeffondrement du cœur d'une étoile dépassant les 8 masses solaires.
Ces étoiles passent par une série de phases dans lesquelles différentes réactions de fusion thermonucléaires se produisent à des températures de plus en plus élevées. Le cœur commence par fusionner l'hydrogène en héliumhélium puis l'hélium en carbonecarbone et le processus se poursuit jusqu'à la synthèse du ferfer. Des couches successives d'éléments lourds se forment et donnent au cœur de l'étoile une structure d'oignonoignon.
Lorsque la synthèse du fer dans le cœur atteint un certain point, le carburant nucléaire est épuisé et il n'y a plus rien qui puisse s'opposer à l'effondrement gravitationnel de l'étoile. Une explosion se produit. Ce processus est mal compris mais on sait qu'il fait intervenir l'émissionémission de neutrinos et la formation d'une étoile à neutronsétoile à neutrons tant que l'on a affaire à une étoile en dessous de 20 masses solaires environ.
Au-delà de cette limite, des trous noirs peuvent se former plutôt qu'une étoile à neutrons et on pense que le processus y conduit toujours quand la masse de l'étoile génitrice dépasse les 40 à 50 masses solaires.
Des étoiles 1.500 fois plus grandes que le Soleil
Il restait cependant des incertitudes théoriques concernant le cas de certaines des étoiles dépassant les 8 masses solaires. Celles qui donnent des supergéantes rougessupergéantes rouges à la fin de leur vie semblaient pouvoir se maintenir stables un certain temps, malgré un cœur presque épuisé en carburant nucléaire, en brûlant certaines des couches les plus extérieures du cœur.
Dans ce nouvel état d'équilibre, les lois de la thermodynamiquethermodynamique et du transfert radiatif pour ces masses de gazgaz autogravitantes leur imposent de se dilater incroyablement pour devenir environ 1.500 fois plus grandes que notre SoleilSoleil et donc des centaines de milliers de fois plus lumineuses. Il n'était alors pas évident qu'elles puissent s'effondrer en donnant des supernovae.
C'est pourquoi, depuis quelques années, les astrophysiciensastrophysiciens parcouraient les archives d'images de galaxiesgalaxies à haute résolutionrésolution pour tenter de découvrir les étoiles génitrices des supernovae systématiquement observées pour les besoins de la cosmologiecosmologie et la mesure de la constante de Hubbleconstante de Hubble. Il s'agissait bien sûr de ne pas considérer les supernovae SN Ia.
Justyn Maund, une astrophysicienne travaillant en postdoc au Dark Cosmology Centre, de l'Institut Niels BohrNiels Bohr à Copenhague, vient de publier avec son ancien directeur de thèse, l'astrophysicien Stephen Smartt de la Queens University à Belfast, un article dans Science faisant le bilan de certaines des recherches à ce sujet.
Les images archivées prises au cours des années par les télescopestélescopes Hubble et Gemini leur ont permis d'identifier sans l'ombre d'un doute deux supergéantes rouges qui existaient autrefois à la place des nébuleusesnébuleuses rémanentes des supernovae laissées par SN1993J et SN2003gd, deux supernovae de type II observées en 1993 et 2003 respectivement.
