Supernova

Vid??o ??ducative sur les explosions de supernovae de la NASA

SN et SN 2007ck 2007co dans la m??me galaxie

Multiwavelength Rayon X, infrarouge et optique image compilation de Kepler vestige de supernova, SN 1604.

Une supernova (SN abr??g??, pluriel SNe apr??s supernovae) est un stellaire explosion qui est plus ??nergique qu'un nova. Il est prononc?? pron .: / ˌ s U p ər n oʊ v ə / Avec le supernovae pluriel / ˌ s U p ər n oʊ v Je / Ou supernovas. Les supernovae sont tr??s lumineux et provoquer une explosion de rayonnement qui surpasse souvent bri??vement toute une galaxie , avant de dispara??tre de la vue sur plusieurs semaines ou mois. Pendant ce court intervalle une supernova peut ??mettre autant d'??nergie que le Soleil se attend ?? ??mettre sur toute sa dur??e de vie. L'explosion expulse beaucoup ou la totalit?? de la mati??re d'une ??toile ?? une vitesse allant jusqu'?? 30000 km / s (10% de la vitesse de la lumi??re ), entra??nant une onde de choc dans les environs milieu interstellaire. Cette onde de choc balaie une coquille en expansion de gaz et de poussi??re appel?? vestige de supernova.

Nouvelle signifie ??nouveau?? dans latine , se r??f??rant ?? ce qui semble ??tre une nouvelle ??toile tr??s brillante qui brille dans le sph??re c??leste; le pr??fixe ??super?? distingue supernovae de novae ordinaire, qui sont beaucoup moins lumineuse. Le mot a ??t?? invent?? par supernova Walter Baade et Fritz Zwicky en 1931. Supernovae peut ??tre d??clench??e dans l'une des deux fa??ons: par le rallumage soudaine de la fusion nucl??aire dans un ??toiles d??g??n??r??e; ou par l'effondrement du noyau d'une ??toile massive. Le noyau d'un vieillissement ??toile massive peut subir soudaine effondrement gravitationnel, lib??rant ??nergie potentielle gravitationnelle qui peut cr??er une explosion de supernova. Alternativement, une naine blanche ??toiles peut se accumuler suffisamment de mati??re ?? partir d'un compagnon stellaire (soit par accr??tion ou via une fusion) d'amasser suffisamment sa temp??rature ?? c??ur enflammer fusion de carbone, apr??s quoi il subit fusion nucl??aire emballement, compl??tement perturber.

Bien qu'aucune supernova a ??t?? observ??e dans la Voie Lact??e depuis SN 1604, les restes de supernovae indiquent qu'en moyenne, l'??v??nement se produit environ trois fois chaque si??cle dans la Voie Lact??e. Ils jouent un r??le important dans l'enrichissement du milieu interstellaire avec sup??rieur masse ??l??ments . En outre, les ondes de choc des explosions de supernovae expansion peuvent d??clencher la formation de nouvelles ??toiles.

Observation d'histoire

La n??buleuse du Crabe est une pulsar n??buleuse de vent associ?? ?? la 1054 supernova

L'int??r??t d'Hipparque dans les ??toiles fixes peut avoir ??t?? inspir?? par l'observation d'une supernova (selon Pline). La supernova enregistr??e la plus t??t, SN 185, a ??t?? vu par les Astronomes chinois en 185 AD. La supernova enregistr??e ??tait la plus brillante SN 1006, qui a ??t?? d??crite en d??tail par les Chinois et Astronomes islamiques. La supernova largement observ??e SN 1054 a produit la n??buleuse du Crabe . Supernovae SN 1572 et SN 1604, la derni??re ?? observer ?? l'??il nu dans la galaxie de la Voie Lact??e, eu des effets notables sur le d??veloppement de l'astronomie en Europe parce qu'ils ont ??t?? utilis??s pour argumenter contre l' aristot??licienne id??e que l'univers au-del?? de la Lune et des plan??tes ??tait immuable. Johannes Kepler a commenc?? ?? observer SN 1604 le 17 Octobre, 1604. Ce ??tait la deuxi??me supernova ?? observer dans une g??n??ration (apr??s 1572 vu par SN Tycho Brahe dans Cassiop??e).

Depuis le d??veloppement du t??lescope , le domaine de la d??couverte supernova se est ??tendue ?? d'autres galaxies, en commen??ant par l'observation de la supernova 1885 S Andromedae dans la galaxie d'Androm??de . Supernovae fournissent des informations importantes sur des distances cosmologiques. Au cours du XXe si??cle, des mod??les de r??ussite pour chaque type de supernova ont ??t?? d??velopp??s, et la compr??hension du r??le de supernovae dans le processus de formation d'??toiles de scientifiques est en croissance. Astronomes am??ricains Rudolph Minkowski et Fritz Zwicky a d??velopp?? le syst??me de classification de supernova moderne ?? partir de 1941.

Dans les ann??es 1960, les astronomes ont constat?? que les intensit??s maximales des explosions de supernovae pourraient ??tre utilis??s comme bougies standard, donc des indicateurs de distances astronomiques. Certains des supernovae les plus lointaines observ?? r??cemment est apparu plus faible que pr??vu. Cela corrobore l'id??e que l'expansion de la univers se acc??l??re. Des techniques ont ??t?? d??velopp??es pour reconstruire les explosions de supernovae qui ne ont pas de documents ??crits d'??tre observ??. La date de la Cassiop??e Un ??v??nement supernova a ??t?? d??termin??e ?? partir de la lumi??re se fait l'??cho off n??buleuses, alors que l'??ge des restes de supernova RX J0852.0-4622 a ??t?? estim?? ?? partir des mesures de temp??rature et la des ??missions de rayons gamma de la d??sint??gration de le titane-44. En 2009, les nitrates ont ??t?? d??couverts dans les d??p??ts glaciaires de l'Antarctique qui correspondent aux heures des ??v??nements de supernovae derni??res.

D??couverte

Les premiers travaux sur ce qui ??tait initialement cens?? ??tre tout simplement une nouvelle cat??gorie de novae a ??t?? r??alis??e au cours des ann??es 1930 par Walter Baade et Fritz Zwicky ?? l'Observatoire du Mont Wilson. Le nom super-novae a ??t?? utilis?? en premier lors de conf??rences tenues ?? 1931 Caltech par Baade et Zwicky, puis utilis??e publiquement en 1933 lors d'une r??union de la American Physical Society. En 1938, le trait d'union avait ??t?? perdu et le nom moderne est en cours d'utilisation. Parce que les supernovae sont des ??v??nements relativement rares, dans une galaxie, se produisant environ une fois tous les 50 ans dans la Voie Lact??e, l'obtention d'un bon ??chantillon de supernovae ?? ??tudier n??cessite une surveillance r??guli??re de nombreuses galaxies.

Supernovae dans d'autres galaxies ne peut ??tre pr??dit avec pr??cision significative. Normalement, quand ils sont d??couverts, ils sont d??j?? en cours. Plus d'int??r??t scientifique dans supernovae-que bougies standard pour la mesure de distance, par exemple, ont besoin d'une observation de leur pic de luminosit??. Il est donc important de bien les d??couvrir avant qu'ils ne atteignent leur maximum. Les astronomes amateurs, qui sont beaucoup plus nombreux astronomes professionnels, ont jou?? un r??le important dans la recherche de supernovae, g??n??ralement en regardant certaines des galaxies plus proches ?? travers un t??lescope optique et en les comparant ?? des photographies ant??rieures.

Vers la fin du 20e si??cle les astronomes de plus en plus tourn??s vers t??lescopes contr??l??s par l'ordinateur et CCD pour la chasse supernovae. Bien que ces syst??mes sont populaires aupr??s des amateurs, il ya aussi des installations professionnelles comme la Imaging Telescope automatique Katzman. R??cemment, le Supernova syst??me d'alerte pr??coce projet (SNEWS) a commenc?? ?? utiliser un r??seau de d??tecteurs de neutrinos pour donner l'alerte pr??coce d'une supernova dans la galaxie de la Voie Lact??e. Les neutrinos sont des particules qui sont produites en grandes quantit??s par l'explosion d'une supernova, et ils ne sont pas significativement absorb??s par le gaz interstellaire et la poussi??re du disque galactique.

Recherches Supernova se r??partissent en deux cat??gories: ceux qui sont ax??s sur les ??v??nements relativement proches et ceux qui recherchent des explosions plus loin. ?? cause de la expansion de l'univers, la distance ?? un objet ?? distance avec un spectre d'??mission connu peut ??tre estim??e par la mesure de son Doppler (ou redshift ); en moyenne, des objets plus ??loign??s reculer avec une plus grande vitesse que ceux ?? proximit??, et ainsi avoir un redshift sup??rieur. Ainsi, la recherche est r??parti entre haute et basse redshift redshift, avec la limite de tomber autour d'une gamme de redshift z = 0,1 ?? 0,3, o?? z est une mesure sans dimension de la fr??quence de changement du spectre.

Recherches grand redshift pour supernovae impliquent g??n??ralement l'observation des courbes de lumi??re de supernovae. Elles sont utiles pour bougies standards ou calibr??s pour g??n??rer des diagrammes de Hubble et faire des pr??dictions cosmologiques. spectroscopie de Supernova, utilis?? pour ??tudier la physique et environnements de supernovae, est plus pratique ?? basse qu'?? haute redshift. Observations bas redshift ancrent aussi la fin faible distance de la courbe de Hubble, qui est une parcelle de la distance par rapport redshift pour les galaxies visibles. (Voir aussi la loi de Hubble ).

Convention de d??nomination

SN 1994D, un supernova de type Ia dans le NGC 4526 galaxie (point lumineux en bas ?? gauche)

d??couvertes de Supernova sont signal??s ?? la Union Astronomique Internationale de Bureau central des t??l??grammes astronomiques, qui envoie une circulaire avec le nom qu'elle attribue ?? cette supernova. Le nom est le SN marqueur suivi de l'ann??e de la d??couverte, avec le suffixe d'une d??signation d'une ou deux lettres. Les 26 premi??res supernovae de l'ann??e sont d??sign??s par une lettre majuscule de A ?? Z. Ensuite paires de lettres minuscules sont utilis??es: AA, AB, et ainsi de suite. Ainsi, par exemple, SN 2003C d??signe la troisi??me supernova d??clar??e dans l'ann??e 2003. La derni??re supernova SN 2005 ??tait 2005nc, indiquant que ce ??tait la supernova 367e trouv?? en 2005. Depuis 2000, les astronomes professionnels et amateurs trouvent plusieurs centaines de supernovae chacun ann??e (572 en 2007, 261 en 2008, 390 en 2009).

Supernovae historiques sont connus simplement en l'ann??e o?? ils se sont produits: SN 185, SN 1006, SN 1054, SN 1572 (appel?? Nova de Tycho) et SN 1604 (l'??toile de Kepler). Depuis 1885 la notation suppl??mentaire lettre a ??t?? utilis??, m??me se il y avait une seule supernova d??couvert cette ann??e (par exemple SN 1885A, SN 1907a, etc.) - ce dernier est arriv?? avec SN 1947A SN, pour SuperNova, est un pr??fixe standard.. Jusqu'en 1987, les d??signations ?? deux lettres ont ??t?? rarement n??cessaires; depuis 1988, cependant, ils ont ??t?? n??cessaires chaque ann??e.

Classification

Dans le cadre de la tentative de comprendre les supernovae, les astronomes les ont class??s en fonction de leur courbes l??g??res et le raies d'absorption des diff??rents ??l??ments chimiques qui apparaissent dans leur Les spectres. Le premier ??l??ment de division est la pr??sence ou l'absence d'une ligne provoqu?? par un atome d'hydrog??ne . Si le spectre d'une supernova contient des lignes de l'hydrog??ne (appel?? S??rie de Balmer dans la partie visible du spectre) il est class?? de type II; sinon il est de type I. Dans chacun de ces deux types il ya subdivisions fonction de la pr??sence de lignes ?? partir d'autres ??l??ments de la forme ou de la courbe de lumi??re (un graphique de la supernova de magnitude apparente en fonction du temps).

Type I

Le supernovae de type I sont subdivis??s sur la base de leurs spectres, de type Ia montrant une raie d'absorption de silicium ionis?? forte. Type I supernova sans cette ligne forte sont class??s comme types Ib et Ic, de type Ib montrant de fortes raies de l'h??lium neutre et tapez Ic qui en sont d??pourvues. Les courbes de lumi??re sont tous similaires, bien que de type Ia sont g??n??ralement plus lumineuses au pic de luminosit??, mais la courbe de lumi??re ne est pas important pour la classification des supernovae de type I.

Un petit nombre de supernovae de type Ia exposition caract??ristiques inhabituelles comme la luminosit?? non-standard ou courbes de lumi??re ??largies, et ceux-ci sont g??n??ralement class??s en se r??f??rant au premier exemple montrant des caract??ristiques similaires. Par exemple, le sous-lumineux SN 2008ha est souvent appel??e SN 2002cx-like ou de classe Ia-2002cx.

Type II

Courbes de lumi??re sont utilis??s pour classer les types II-P et de type II-L supernovae

Le supernovae de type II peut ??galement ??tre subdivis?? en fonction de leurs spectres. Alors que la plupart de type II spectacle de supernova tr??s large raies d'??mission qui indiquent les vitesses d'expansion de plusieurs milliers de kilom??tres par seconde, certains, comme SN 2005gl ont des caract??ristiques relativement ??troites dans leur spectre. Elles sont appel??es type IIn, o?? le 'n' signifie ????troite??.

A quelques supernovae, tels que SN 1987K et SN 1993J, semble changer types: ils montrent raies de l'hydrog??ne ?? des temps pr??coces, mais, sur une p??riode de plusieurs semaines ?? plusieurs mois, ??t?? domin??e par des lignes de l'h??lium. Le terme "Type IIb" est utilis?? pour d??crire la combinaison des caract??ristiques normalement associ??es aux types II et Ib.

supernovae de type II avec des spectres normales domin??s par des lignes d'hydrog??ne larges qui restent pour la vie de la baisse sont class??s sur la base de leurs courbes de lumi??re. Le type le plus commun montre un ??plateau?? distinctif dans la courbe de lumi??re peu apr??s le pic de luminosit?? lorsque la luminosit?? visuelle reste relativement constante pendant plusieurs mois avant la baisse reprend. Elles sont appel??es de type II-P se r??f??rant au plateau. Moins courantes sont de type II-L supernovae qui manquent un plateau distincte. Le "L" signifie "lin??aire" bien que la courbe de lumi??re ne est pas r??ellement une ligne droite.

Supernovae qui ne rentre pas dans les classifications normales sont d??sign??s particuli??re, ou ??pec '.

Les mod??les actuels

Les codes de type d??crits ci-dessus que les astronomes donnent ?? supernovas sont taxonomique dans la nature: le num??ro du type d??crit la lumi??re de la supernova observ??e, pas n??cessairement sa cause. Par exemple, supernovae de type Ia sont produites ?? partir d??g??n??r??s naines blanches prog??niteurs par accr??tion de la mati??re tandis que le type spectral similaire Ib / c sont produits ?? partir des prog??niteurs massifs de Wolf-Rayet selon le noyau effondrement. Le tableau suivant r??sume ce que les astronomes croient actuellement sont les explications les plus plausibles pour supernovae.

Runaway thermique

Formation d'une supernova de type Ia

Une naine blanche peut se accumuler suffisamment de mati??re ?? partir d'un compagnon stellaire (soit par accr??tion ou via une fusion) d'amasser suffisamment sa temp??rature ?? c??ur enflammer fusion de carbone, apr??s quoi il subit fusion nucl??aire emballement, compl??tement perturber. La grande majorit?? sont pens??s pour ??tre produite par la progressive accr??tion d'hydrog??ne et d'un peu d'h??lium. Parce que ce type d'inflammation supernova se produit toujours dans les ??toiles avec une masse presque identique et la composition chimique tr??s similaire, supernovae de type Ia ont des propri??t??s tr??s uniformes et sont utiles comme chandelles standard sur des distances intergalactiques. Certains calibrages sont n??cessaires pour compenser le changement graduel dans les propri??t??s ou des fr??quences diff??rentes de supernovae de luminosit?? anormale ?? haute d??calage vers le rouge, et pour de petites variations de luminosit?? identifi??s par la forme de la courbe de lumi??re ou du spectre.

Standard Type Ia

Il ya plusieurs moyens par lesquels une supernova de ce type peut se former, mais ils partagent un m??canisme sous-jacent commun. Si un carbone - oxyg??ne naine blanche d??sactualis?? suffisamment de mati??re pour atteindre le Limite de Chandrasekhar d'environ 1,38 masses solaires (pour une ??toile non rotatif), il ne serait plus en mesure de soutenir l'essentiel de son plasma ?? travers ??lectrons pression d??g??n??rescence et commencerait ?? se effondrer. Cependant, la vue actuelle est que cette limite ne est normalement pas atteint; la temp??rature et la densit?? croissante ?? l'int??rieur du noyau enflammer fusion de carbone comme l'??toile se approche de la limite (jusqu'?? environ 1%), avant l'effondrement est initi??e. En quelques secondes, une fraction substantielle de la question ?? la naine blanche subit la fusion nucl??aire, lib??rant suffisamment d'??nergie (1-2 ?? 10 ⁴⁴ joules) pour d??lier l'??toile dans une explosion de supernova. Une expansion vers l'ext??rieur onde de choc est g??n??r??e, avec des vitesses atteignant la mati??re de l'ordre de 5,000-20,000 km / s, soit environ 3% de la vitesse de la lumi??re. Il existe ??galement une augmentation significative de la luminosit??, pour atteindre un magnitude absolue de -19,3 (ou 5 milliards de fois plus brillante que le Soleil), avec peu de variation.

Le mod??le pour la formation de cette cat??gorie de supernova est un ferm?? ??toile binaire syst??me. La plus grande des deux ??toiles est le premier ?? ??voluer au large de la s??quence principale, et il ??largit pour former une g??ante rouge . Les deux stars partagent maintenant une enveloppe commune, provoquant leur orbite mutuelle ?? se r??tr??cir. L'??toile g??ante met alors la plupart de son enveloppe, perte de masse jusqu'?? ce qu'il ne peut plus continuer la fusion nucl??aire. ?? ce stade, il devient une ??toile naine blanche, compos??e principalement de carbone et d'oxyg??ne. Finalement, l'??toile secondaire ??volue ??galement au large de la s??quence principale pour former une g??ante rouge. Mati??re du g??ant se accro??t par la naine blanche, provoquant ce dernier d'augmenter la masse. Malgr?? l'acceptation g??n??ralis??e du mod??le de base, les d??tails exacts de l'initiation et des ??l??ments lourds produits dans l'explosion sont encore mal connues.

Supernovae de type Ia suivent une caract??ristique lumi??re courbe du graphique de luminosit?? en fonction du temps apr??s l'explosion. Cette luminosit?? est g??n??r?? par le d??sint??gration radioactive du nickel -56 travers cobalt -56 ?? fer -56. Le pic de luminosit?? de la courbe de lumi??re est extr??mement uniforme dans les supernovae de type Ia normale, ayant un maximum magnitude absolue d'environ -19,3. Cela leur permet d'??tre utilis??s comme un secondaire bougie standard pour mesurer la distance ?? leurs h??tes galaxies .

Non-standard Type Ia

Un autre mod??le pour la formation d'une explosion de type Ia implique la fusion de deux ??toiles naines blanches, avec la masse totale d??passant momentan??ment la limite de Chandrasekhar. Il ya beaucoup de variations dans ce type d'explosion, et dans de nombreux cas il peut y avoir aucune supernova du tout, mais il est pr??vu qu'ils auront une courbe de lumi??re plus large et moins lumineuse que le type Ia plus normal des explosions.

Anormalement Type Ia supernovae sont lumineux pr??vu lorsque la naine blanche a d??j?? une masse sup??rieure ?? la limite de Chandrasekhar, ??ventuellement renforc??e encore par l'asym??trie, mais la mati??re ??ject??e aura moins de l'??nergie cin??tique normale.

Il n'y a pas de sous-classification formelle pour la non-standard supernovae de type Ia.

L'effondrement de base

Les couches d'oignon comme d'un massif, ??volu?? ??toile juste avant l'effondrement de base (Pas ?? l'??chelle)

??toiles tr??s massives peuvent subir noyau effondrement lorsque la fusion nucl??aire devient soudainement incapable de maintenir le noyau contre sa propre gravit??; ce est la cause de tous les types de supernova de type Ia exception. L'effondrement peut provoquer l'expulsion violente des couches externes de l'??toile r??sultant en une supernova, ou la lib??ration d'??nergie potentielle gravitationnelle peut ??tre insuffisante et l'??toile peut se effondrer dans un trou noir ou ??toile ?? neutrons avec peu d'??nergie rayonn??e.

Effondrement Core peut ??tre caus??e par plusieurs m??canismes diff??rents: capture d'??lectrons; d??passant la Limite de Chandrasekhar; paire instabilit??; ou photod??sint??gration. Quand une ??toile massive se d??veloppe un noyau de fer sup??rieure ?? la masse de Chandrasekhar, il ne sera plus capable de se soutenir par ??lectrons pression d??g??n??rescence et va se effondrer suite ?? une ??toile ?? neutrons ou un trou noir. capture d'??lectrons par le magn??sium dans un d??g??n??r?? O / Ne / Mg causes fondamentales effondrement gravitationnel suivie par fusion explosive de l'oxyg??ne, avec des r??sultats tr??s similaires. ??lectron-positron production dans un grand noyau post-combustion de l'h??lium paire supprime soutien thermodynamique et provoque l'effondrement initiale suivie par fusion emballement, r??sultant en une supernova paire instabilit??. Un assez grand et chaud noyau stellaire peut g??n??rer des rayons gamma assez ??nergiques pour initier photod??sint??gration directement, ce qui entra??nera un effondrement complet du noyau.

Le tableau ci-dessous ??num??re les raisons connues pour l'effondrement de base dans les ??toiles massives, les types d'??toiles qu'ils se produisent dans, leur type de supernova associ??, et le reste produites. Le m??tallicit?? est la proportion des ??l??ments autres que l'hydrog??ne ou l'h??lium, par rapport au Soleil La masse initiale est la masse de l'??toile avant l'??v??nement de supernova, compte tenu des multiples de la masse du Soleil, bien que la masse au moment de la supernova peut ??tre beaucoup plus faible. Type IIn supernovae ne sont pas r??pertori??s dans le tableau. Ils peuvent potentiellement ??tre produits par divers types d'effondrement de base dans diff??rentes ??toiles prog??nitrices, peut-??tre m??me par type IA allumages naines blanches, bien qu'il semble que la plupart seront en fer effondrement de base dans lumineuse superg??antes ou (y compris hypergiants LBV). Les raies spectrales ??troites pour lesquelles ils sont nomm??s se produisent parce que la supernova est en pleine expansion dans un petit nuage dense de mati??re circumstellaire.

Dans un massif, ??volu?? ast??risque (a) les coquilles d'oignons couches d'??l??ments subissent la fusion, formant un noyau de fer (b) qui atteint Chandrasekhar masse et commence ?? se effondrer. La partie interne du noyau est comprim?? en neutrons (c), provoquant mat??riau infalling ?? rebondir (d) et former un front de choc se propageant vers l'ext??rieur (rouge). Le choc commence ?? caler (e), mais il est revigor?? par un processus qui peut comprendre l'interaction des neutrinos. Le mat??riau environnant est dynamit?? distance (f), laissant seulement un vestige d??g??n??r??e.

Quand un noyau stellaire ne est plus support?? contre la gravit??, il se effondre sur elle-m??me avec des vitesses atteignant 70000 km / s (0,23 c ), r??sultant en une augmentation rapide de la temp??rature et de la densit??. Ce qui suit d??pend de la masse et de la structure du noyau se effondrer, avec de faibles noyaux d??g??n??r??s masse formant les ??toiles ?? neutrons, les noyaux de masse d??g??n??r??s sup??rieurs la plupart se effondrent compl??tement aux trous noirs, et des noyaux non-d??g??n??r??s subissant la fusion emballement.

L'effondrement initial de noyaux d??g??n??r??s est acc??l??r??e par d??sint??gration b??ta, photod??sint??gration et capture d'??lectrons, ce qui provoque une explosion de neutrinos ??lectrons. Comme la densit?? augmente, ??mission de neutrino est coup??e car ils sont pris au pi??ge dans le noyau. Le noyau interne atteint finalement g??n??ralement 30 km de diam??tre et une densit?? comparable ?? celle d'un noyau atomique , et neutrons pression de d??g??n??rescence tente de stopper l'effondrement. Si la masse de base est plus que d'environ 15 masses solaires puis neutrons d??g??n??rescence est insuffisante pour arr??ter l'effondrement et un noir trou forme directement sans explosion de supernova.

Dans noyaux plus faible masse l'effondrement est arr??t?? et le noyau de neutrons nouvellement form?? a une temp??rature initiale d'environ 100 milliards de kelvin , 6000 fois la temp??rature du noyau du soleil. Forme neutrinos ??thermique?? comme paires de neutrinos-antineutrino de tous des ar??mes, et un total de plusieurs fois le nombre de neutrinos ?? capture d'??lectrons. Environ 10 ⁴⁶ joules, environ 10% de la masse reste de l'??toile, est converti en un dix-seconde salve de neutrinos qui est la sortie principale de l'??v??nement. L'effondrement soudain stopp?? base rebondit et produit un onde de choc qui cale sein millisecondes dans le noyau externe que l'??nergie est perdue par la dissociation des ??l??ments lourds. Un proc??d?? qui ne est pas clairement compris est n??cessaire pour permettre les couches externes de l'??me de r??absorber environ 10 ⁴⁴ joules (1 ennemi) de l'impulsion de neutrino, produire l'explosion visible, mais il ya aussi d'autres th??ories sur la fa??on d'alimenter l'explosion.

Certains mat??riaux de l'enveloppe ext??rieure retombe sur l'??toile ?? neutrons, et pour les noyaux au-del?? d'environ huit masses solaires il ya repli suffisante pour former un trou noir. Ce repli permettra de r??duire l'??nergie cin??tique de l'explosion et la masse de mati??res radioactives expuls??, mais dans certaines situations, il peut ??galement g??n??rer des jets relativistes qui r??sultent en un sursaut gamma ou un supernova extr??mement lumineuse.

Effondrement de massives noyaux non-d??g??n??r??s se enflamme encore fusion. Lorsque l'effondrement de base est initi??e par paire instabilit??, la fusion de l'oxyg??ne commence et l'effondrement peut ??tre interrompu. Pour les masses de base de 40 ?? 60 masses solaires, l'effondrement se arr??te et l'??toile reste intacte, mais la partie centrale effondrement se produira ?? nouveau quand un plus grand noyau est form??. Pour noyaux d'environ 60 ?? 130 masses solaires, la fusion de l'oxyg??ne et des ??l??ments plus lourds est si ??nergique que l'??toile enti??re est perturb??e, provoquant une supernova. ?? l'extr??mit?? sup??rieure de la gamme de masse, la supernova est exceptionnellement lumineux et extr??mement longue dur??e en raison de nombreuses masses solaires de Ni ??ject?? _56. Pour encore plus fondamentales des masses, la temp??rature du noyau devient suffisamment ??lev??e pour permettre photod??sint??gration et le noyau se effondre compl??tement dans un trou noir.

Type II

Le atypique subluminous type II SN 1997d

??toiles avec des masses initiales moins de huit fois le soleil, ne d??veloppent jamais un noyau assez grande pour se effondrer et ils finissent par perdre leurs atmosph??res pour devenir des naines blanches. ??toiles avec au moins neuf masses solaires de mati??re ??voluent de fa??on complexe, br??lant progressivement des ??l??ments plus lourds ?? des temp??ratures plus chaudes dans leurs c??urs. L'??toile devient couches comme un oignon, avec l'incendie d'??l??ments plus facilement fusionn??s survenant dans les grandes coquilles.

Lorsque le noyau effondrement se produit pendant une phase superg??ante quand l'??toile a encore une enveloppe d'hydrog??ne, le r??sultat est un type II supernova. Le taux de perte de masse des ??toiles lumineuses d??pend de la m??tallicit?? et la luminosit??. Extr??mement ??toiles lumineuses ?? proximit?? de m??tallicit?? solaire perdront tout leur hydrog??ne avant qu'ils ne atteignent l'effondrement de base et ne sera donc pas former un type II supernova. A faible m??tallicit??, toutes les ??toiles atteindront effondrement de base avec une enveloppe d'hydrog??ne, mais suffisamment massif ??toiles effondrement directement ?? un trou noir sans produire une supernova visible.

??toiles avec une masse initiale jusqu'?? environ 90 fois le soleil, ou un peu moins ?? haute m??tallicit??, devraient se traduire dans un type II-P supernova qui est le type le plus couramment observ??. Au mod??r?? ?? ??lev?? m??tallicit??, ??toiles Pr??s de l'extr??mit?? sup??rieure de cette fourchette de masse aura perdu la plupart de leur hydrog??ne lorsque le noyau effondrement se produit et le r??sultat sera un type II-L supernova. A tr??s faible m??tallicit??, ??toiles d'environ 140 ?? 250 masses solaires atteindront effondrement coeur par paire instabilit?? pendant qu'ils ont encore une atmosph??re d'hydrog??ne et un noyau d'oxyg??ne et le r??sultat sera une supernova de type II avec des caract??ristiques, mais une tr??s grande masse de Ni ??ject?? ₅₆ et haute luminosit??.

Tapez Ib et Ic

SN 2008D, un type Ib supernova, repr??sent?? en X-ray (?? gauche) et la lumi??re visible (?? droite) ?? l'extr??mit?? sup??rieure de la galaxie

Ces supernovae, comme celles de type II, sont des ??toiles massives qui subissent noyau effondrement. Toutefois, les ??toiles qui deviennent Types Ib et le supernovae ont perdu la plupart de leurs (hydrog??ne) enveloppes ext??rieures raison de la forte vents stellaires ou encore de l'interaction avec un compagnon. Ces ??toiles sont connus comme ??toiles Wolf-Rayet, et ils se produisent ?? mod??r?? ?? ??lev?? m??tallicit?? o?? continuum entra??n?? vents causent des taux de perte de masse suffisamment ??lev??es. Observations de type IB / c supernova ne correspondent pas ?? la survenance observ??s ou attendus des ??toiles de Wolf Rayet et d'autres explications pour ce type de noyau effondrement supernova impliquer ??toiles d??pouill?? de leur hydrog??ne par des interactions binaires. Mod??les binaires offrent un meilleur match pour le supernovae observ??es, ?? la condition qu'aucun ??toiles d'h??lium binaires appropri??s ont d??j?? ??t?? observ??s. Depuis l'explosion d'une supernova peut se produire chaque fois que la masse de l'??toile au moment de l'effondrement de base est suffisamment faible pour ne pas provoquer de repli compl??te d'un trou noir, toute ??toile massive peut entra??ner une supernova se il perd assez de masse avant noyau effondrement se produit.

Supernovae de type Ib sont les plus fr??quentes et r??sultent d'??toiles Wolf-Rayet de type de WC qui ont encore de l'h??lium dans leurs atmosph??res. Pour une gamme ??troite de masses, ??toiles encore ??voluer avant d'atteindre noyau effondrement de devenir WO ??toiles avec tr??s peu d'h??lium reste et ce sont les prog??niteurs de supernovae de type Ic.

A quelques pour cent des supernovae de type Ic sont associ??s ?? sursauts gamma (GRB), mais on pense ??galement que tout type Ib ou Ic supernova d??barrass?? de l'hydrog??ne pourrait produire un GRB, en fonction de la g??om??trie de l'explosion.

Courbes de lumi??re

Courbes de lumi??re de type supernova comparative

Les courbes de lumi??re visuelles de diff??rents types de supernovae varient en forme et en amplitude, en fonction des m??canismes sous-jacents de l'explosion, la mani??re dont le rayonnement visible est produit, et la transparence de la mati??re ??ject??e. Les courbes de lumi??re peuvent ??tre tr??s diff??rente ?? d'autres longueurs d'onde. Par exemple, ?? des longueurs d'onde plus courtes UV et il ya un pic tr??s lumineuse qui ne dure que quelques heures, correspondant ?? l'??vasion de choc de l'explosion initiale, qui est difficilement d??tectable ?? des longueurs d'onde.

Les courbes de lumi??re pour type Ia sont pour la plupart tr??s uniforme, avec une magnitude absolue maximum compatible et une baisse relativement forte luminosit??. La production d'??nergie est entra??n?? par la d??sint??gration radioactive du nickel-56 (demi-vie 6 jours), qui se d??sint??gre au cobalt-56 radioactif (demi-vie 77 jours). Ces radio-isotopes ?? partir de mat??riaux ??ject??s dans l'explosion excitent mat??riau environnant ?? incandescence. Les phases initiales de la baisse de la courbe de lumi??re fortement que la taille effective de la photosph??re diminue et rayonnement ??lectromagn??tique pi??g?? est ??puis??e. La courbe de lumi??re continue de diminuer dans la bande de B se il peut montrer un petit ??paulement dans le visuel ?? environ 40 jours, mais ce ne est que l'ombre d'un maximum secondaire qui se produit dans l'infra-rouge comme certains ??l??ments lourds ionis??s recombiner pour produire le rayonnement infra-rouge et la ejecta deviennent transparents ?? elle. La courbe de lumi??re visuelle continue de diminuer ?? un taux l??g??rement sup??rieur au taux de d??croissance de la cobalt radioactif (qui a la demi-vie plus longue et contr??le la courbe plus tard), parce que la mati??re ??ject??e devient plus diffus et moins en mesure de convertir le rayonnement de haute ??nergie en un rayonnement visuel. Apr??s plusieurs mois, la courbe de lumi??re change ?? nouveau son taux de d??clin, la tomographie par ??mission devient dominante ?? partir du cobalt-56 restant, bien que cette partie de la courbe de lumi??re a ??t?? peu ??tudi??e.

Type IB et IC courbes de lumi??re sont essentiellement similaire au type Ia bien avec un pic luminosit?? moyenne inf??rieure. La sortie de la lumi??re visible est ?? nouveau en raison de la d??sint??gration radioactive ??tant convertie en rayonnement visuel, mais il ya une masse beaucoup plus faible de nickel 56 dans ces types d'explosion. Le pic de luminosit?? varie consid??rablement et il ya m??me Type occasionnels commandes Ib / c de supernovae de grandeur plus et moins lumineux que la norme. Le type le plus lumineux Ic supernovae sont appel??s hypernovae et ont tendance ?? avoir ??largi courbes de lumi??re en plus de la luminosit?? de cr??te augmente. La source de l'??nergie suppl??mentaire est pens?? pour ??tre jets relativistes entra??n??s par la formation d'un trou noir en rotation, qui produisent aussi sursauts gamma.

Les courbes de lumi??re pour les supernovae de type II se caract??risent par une baisse beaucoup plus lent que de type I, de l'ordre de 0,05 grandeurs par jour, ?? l'exclusion de la phase de plateau. La sortie de la lumi??re visible est domin?? par l'??nergie cin??tique plut??t que la d??sint??gration radioactive pendant plusieurs mois, principalement en raison de l'existence de l'hydrog??ne dans les ??jectas de l'atmosph??re de l'??toile superg??ante prog??nitrices. Dans l'explosion initiale cet hydrog??ne devient chauff?? et ionis??. La majorit?? des supernovae de type II montrent un plateau prolong??e dans leurs courbes de lumi??re que cet hydrog??ne se recombine, ??mettant de la lumi??re visible et de plus en plus transparent. Ce est alors suivie d'une courbe de lumi??re baisse entra??n??e par la d??sint??gration radioactive bien plus lente que dans supernovae de type I, en raison de l'efficacit?? de la conversion en lumi??re par tout l'hydrog??ne.

Dans le type II-L le plateau est absent parce que le g??niteur avait relativement peu d'hydrog??ne laiss?? dans son atmosph??re, suffisant pour appara??tre dans le spectre, mais insuffisante pour produire un plateau sensible de la production de lumi??re. Dans le type IIb supernovae l'atmosph??re d'hydrog??ne de l'anc??tre est tellement ??puis??e (pens?? pour ??tre en raison de d??capage de mar??e par une ??toile compagnon) que la courbe de lumi??re est plus proche d'un I supernova de type et l'hydrog??ne dispara??t m??me du spectre apr??s plusieurs semaines.

Type IIn supernovae se caract??risent par des lignes spectrales ??troites suppl??mentaires produites dans une coquille de mati??re circumstellaire dense. Leurs courbes de lumière sont généralement très large et étendu, parfois aussi extrêmement lumineux et désignés comme une hypernova. Ces courbes de lumière sont produits par la conversion hautement efficace de l'énergie cinétique du rayonnement électromagnétique dans éjections par interaction avec l'enveloppe dense de matériau. Cela se produit uniquement lorsque le matériau est suffisamment dense et compact, ce qui indique que est a été produit par l'étoile progénitrice elle-même que peu de temps avant la supernova se produit.

Un grand nombre de supernovae ont été catalogués et classés pour fournir des bougies à distance et modèles d'essai. Caractéristiques moyennes varient quelque peu avec la distance et le type de galaxie hôte, mais peuvent largement être spécifiés pour chaque type de supernova.

Notes:

Asymétrie

Le pulsar dans lanébuleuse du Crabese déplace à 375 km / s par rapport à la nébuleuse.

Un puzzle de longue date entourant supernovae de type II est la raison pour laquelle l'objet compact qui reste après l'explosion est donné une grande vitesse loin de la base. (Les étoiles à neutrons sont observés, comme les pulsars, d'avoir des vitesses élevées; trous noirs sans doute faire aussi bien, mais sont beaucoup plus difficiles à observer dans l'isolement.) L'élan initial peut être considérable, propulsant un objet de plus d'une masse solaire à une vitesse de 500 km / s ou plus. Ce déplacement indique une asymétrie dans l'explosion, mais le mécanisme par lequel cet élan est transféré à l'objet compact reste une énigme. Explications proposées pour ce coup de pied comprennent convection dans l'étoile et le jet effondrer la production lors de la formation d'étoile à neutrons.

Une explication possible de l'asymétrie dans l'explosion est grande échelle convection dessus du coeur. La convection peut créer des variations dans les abondances d'éléments locaux, ce qui entraîne la combustion nucléaire inégale lors de l'effondrement, de rebond et d'explosion résultant.

Une autre explication possible est que l'accrétion de gaz sur l'étoile à neutrons centrale peut créer un disque qui pousse jets très directionnels, propulsant la matière à une vitesse élevée sur l'étoile, et la conduite chocs transversaux qui perturbent complètement l'étoile. Ces jets pourraient jouer un rôle crucial dans l'explosion d'une supernova résultant. (Un modèle similaire est aujourd'hui privilégiée pour expliquer longues bouffées de rayons gamma.)

Asymétries initiales ont également été confirmés dans de Type Ia explosions de supernovae par l'observation. Ce résultat peut signifier que la luminosité initiale de ce type de supernova dépend de l'angle de vision. Toutefois, l'explosion devient plus symétrique avec le passage du temps. Les premiers asymétries sont détectables par mesure de la polarisation de la lumière émise.

La production d'énergie

Les désintégrations radioactives de nickel-cobalt-56 et 56 qui produisent une courbe de lumière visible supernova

Bien que nous sommes habitués à la pensée de supernovae principalement comme des événements visibles lumineux, le rayonnement électromagnétique qu'ils produisent est presque un effet secondaire mineur de l'explosion. Particulièrement dans le cas de l'âme supernovae, le rayonnement électromagnétique émis est une infime fraction de l'énergie totale de l'événement.

Il ya une différence fondamentale entre le solde de la production d'énergie dans les différents types de supernova. Dans le type Ia détonations naines blanches, la plupart de l'énergie de l'explosion est dirigé dans la synthèse d'éléments lourds et de l'énergie cinétique de l'éjecta. Dans noyau supernovae, la grande majorité de l'énergie est dirigée dans émission de neutrino, et alors que certains de ces pouvoirs apparemment la principale explosion 99% + de l'évasion neutrinos dans les premières minutes suivant le début de l'effondrement.

Supernovae de type Ia tirent leur énergie de fusion nucléaire emballement d'une naine blanche carbone-oxygène. Détails de l'énergétique ne sont pas encore entièrement modélisés, mais le résultat final est l'éjection de la totalité de la masse de l'étoile d'origine avec une énergie cinétique élevée. Environ la moitié de cette masse solaire est Ni ₅₆ généré à partir de la combustion de silicium. Ni ₅₆ est radioactif et génère Co ₅₆ par désintégration bêta plus avec une demi-vie de six jours, plus de rayons gamma. Co ₅₆ se désintègre par la bêta plus chemin avec une demi-vie de 77 jours à stable Fe ₅₆ . Ces deux processus sont responsables pour le rayonnement électromagnétique provenant de supernovae de type Ia. En combinaison avec la transparence changeante de la matière éjectée, ils produisent la courbe de lumière en déclin rapide.

Noyau supernovae sont en moyenne plus faible que visuellement supernovae de type Ia, mais l'énergie totale libérée est beaucoup plus élevé. Ceci est entraînée par l'énergie potentielle gravitationnelle de l'effondrement du noyau, produisant initialement neutrinos électroniques de nucléons de désintégration, suivis par tous les saveurs de neutrinos thermiques du noyau étoile à neutrons surchauffée. Environ 1% de ces neutrinos sont pensés pour déposer suffisamment d'énergie dans les couches externes de l'étoile à conduire l'explosion qui en résulte, mais là encore les détails ne peut être reproduit à l'identique dans les modèles actuels. Énergies cinétiques et des rendements de nickel sont quelque peu inférieurs supernovae de type Ia, d'où la luminosité visuelle réduite, mais l'énergie de l' ionisation des nombreuses masses solaires de rester hydrogène peut contribuer à une baisse beaucoup moins marquée de la luminosité et de produire la phase de plateau vu dans la majorité du noyau supernovae.

Dans certains noyau supernovae, de repli sur un trou noir pousse jets relativistes qui peuvent produire un bref sursaut énergique et directionnel de rayons gamma et transfère également plus d'énergie substantielle dans la matière éjectée. Ceci est un scénario pour la production de haute luminosité des supernovae et est pensé pour être la cause de Type Ic hypernovae et de longue durée sursauts gamma. Si les jets relativistes sont trop brève et ne parviennent pas à pénétrer l'enveloppe stellaire puis une luminosité faible sursaut gamma peut être produite et la supernova peut être sous-lumineux.

Quand une supernova se produit dans un petit nuage dense de matière circumstellaire alors il va produire une onde de choc qui peut convertir efficacement une fraction élevée de l'énergie cinétique en rayonnement électromagnétique. Même si l'énergie initiale d'explosion était tout à fait normal de la supernova résultant aura une grande luminosité et la durée prolongée, car il ne repose pas sur la décroissance radioactive exponentielle. Ce type d'événement peut provoquer Type IIn hypernovae.

Bien paire instabilité supernovae sont supernovae noyau de l'effondrement avec Spectra et légères courbes similaires à taper II-P, la nature de l'explosion suivante noyau effondrement est plus comme un type géant Ia fusion avec emballement de carbone, l'oxygène et le silicium. L'énergie totale libérée par les manifestations de masse les plus élevés est comparable à d'autres supernovae noyau de l'effondrement, mais la production de neutrinos est pensé pour être très faible, donc l'énergie cinétique et électromagnétique est très élevé. Les noyaux de ces étoiles sont beaucoup plus grandes que tout naine blanche et la quantité de nickel radioactif et d'autres éléments lourds éjectés peut être des ordres de grandeur plus élevé, avec pour conséquence une grande luminosité visuelle.

Ancêtre

Le type de classification de supernova est étroitement liée au type d'étoile au moment de l'explosion. L'apparition de chaque type de supernova dépend considérablement de la métallicité et donc l'âge de la galaxie hôte.

Supernovae de type Ia sont produites à partir de naines blanches étoiles dans binaires systèmes et se produisent dans tous les types de galaxies. Noyau supernovae sont seulement trouvés dans les galaxies en formation d'étoiles de courant ou très récents, car ils résultent de courte durée de vie des étoiles massives. Ils sont le plus souvent trouvés dans SC Type spirales, mais aussi dans les bras d'autres galaxies spirales et les galaxies irrégulières, en particulier galaxies crois??es.

De type Ib / c et II-L, et peut-être la plupart de type IIn, supernovae sont seulement pensé pour être produite à partir étoiles ayant des niveaux de métallicité quasi-solaires qui résultent en grande perte de masse des étoiles massives, par conséquent, ils sont moins fréquents dans les anciens galaxies plus lointaines . Le tableau montre l'ancêtre attendue pour les principaux types de supernova noyau effondrement, et les proportions approximatives de chacun dans le quartier local.

Il ya un certain nombre de difficultés à concilier modélisé et observé l'évolution stellaire menant à base supernovae. Supergéantes rouges sont les progéniteurs attendus pour la grande majorité des c??ur supernovae, et ceux-ci ont été observées, mais seulement relativement faibles masses. Il est maintenant proposé que supergéantes rouges élevés de masse ne explosent en supernovae, mais évoluent retour à supergéantes bleues.

Jusqu'à il ya quelques décennies, les supergéantes chaudes ne sont pas considérés comme susceptibles d'exploser, mais les observations ont montré le contraire. Supergéantes bleues forment une forte proportion de progéniteurs de supernovae confirmés, en partie en raison de leur forte luminosité, tandis que pas un seul progéniteur Loup Rayet a encore été confirmé. Les progéniteurs attendus de supernovae de type Ib, étoiles lumineuses WC, ne sont pas respectées du tout. Au lieu de cela étoiles WC se trouvent à luminosités faibles, apparemment étoiles supergéantes post-rouges. WO étoiles sont extrêmement rares et visuellement relativement faible, il est donc difficile de dire si ces progéniteurs sont absentes ou tout simplement encore être observées.

Des modèles ont eu de la difficulté en montrant comment les supergéantes bleues perdre assez de masse pour atteindre supernova sans progresser à un stade d'évolution différent. Une étude a montré une voie possible pour la post-rouges supergéantes bleues lumineuses des variables à faible luminosité de l'effondrement, probablement comme un type IIn supernova. Très récemment, un petit nombre de supergéantes jaune progéniteurs de supernovae ont été détectés. Encore une fois ceux-ci sont difficiles à expliquer, nécessitant des taux de perte de masse étonnamment élevés.

L'impact Interstellar

Rôle dans l'évolution stellaire

Les restes d'une explosion de supernova se compose d'un objet compact et une expansion rapide onde de choc de la matière. Ce nuage de matière balaie l'entourant milieu interstellaire pendant une phase d'expansion libre, qui peut durer jusqu'à deux siècles. La vague subit ensuite progressivement une période de détente adiabatique, et refroidir lentement et mélanger avec le milieu interstellaire environnant sur ??????une période d'environ 10.000 ans.

Reste de supernova N 63A se trouve dans une région clumpy de gaz et de poussière dans le Grand Nuage de Magellan.

Le Big Bang a produit de l'hydrogène , de l'hélium et des traces de lithium , tandis que tous les éléments plus lourds sont synthétisés dans les étoiles et les supernovae. Supernovae ont tendance à enrichir l'entourant milieu interstellaire avec des métaux -elements autre que l'hydrogène et l'hélium.

Ces éléments injectés enrichissent finalement les nuages ??????moléculaires qui sont les sites de formation d'étoiles. Ainsi, chaque génération stellaire a une composition légèrement différente, allant d'un mélange presque pur de l'hydrogène et de l'hélium à une composition plus riche en métal. Les supernovae sont le mécanisme dominant pour la distribution de ces éléments plus lourds, qui sont formés dans une étoile au cours de sa période de la fusion nucléaire. Les différentes abondances des éléments dans le matériau qui forme une étoile ont une influence importante sur la vie de l'étoile, et peuvent influencer de manière décisive la possibilité d'avoir des planètes en orbite autour de lui.

L' énergie cinétique d'un reste de supernova en expansion peut déclencher la formation d'étoiles due à la compression, les nuages ??????moléculaires denses à proximité dans l'espace. L'augmentation de pression turbulente peut également empêcher la formation d'étoiles si le nuage est incapable de perdre l'excès d'énergie.

Preuve de produits de filiation de courte durée de vie des isotopes radioactifs montre qu'une supernova à proximité a permis de déterminer la composition du système solaire il ya 4,5 milliards d'années, et peut même avoir déclenché la formation de ce système. la production de Supernova d'éléments lourds sur des périodes astronomiques de temps a finalement fait la chimie de la vie possible sur Terre.

Effet sur ??????la Terre

Une supernova proche de la Terre est une supernova assez proche de la Terre d'avoir des effets notables sur la biosphère . Selon le type et l'énergie de la supernova, il pourrait être aussi loin que 3000 années-lumière de distance. Les rayons gamma provenant d'une supernova seraient induire une réaction chimique dans la partie supérieure atmosphère conversion moléculaire de l'azote dans les oxydes d'azote, qui appauvrissent la couche assez pour exposer la couche d'ozone la surface de nuisibles solaire et le rayonnement cosmique. Cela a été proposé que la cause de l' extinction de l'Ordovicien-Silurien, qui a entraîné la mort de près de 60% ??????de la vie sur Terre océanique. En 1996, il a été théorisé que des traces de supernovae passé pourraient être détectable sur Terre sous la forme de signatures isotopiques de métal dans les strates rocheuses. Fer-60 a été rapporté plus tard enrichissement en haute mer rocher de l' Océan Pacifique . En 2009, des niveaux élevés d'ions nitrate ont été trouvés dans la glace de l'Antarctique, qui a coïncidé avec les supernovae 1006 et 1054. Les rayons gamma de ces supernovae auraient stimulé les niveaux d'oxydes d'azote, qui ont été emprisonnées dans la glace.

Supernovae de type Ia sont pensés pour être potentiellement les plus dangereuses si elles se produisent assez proche de la Terre. Parce que ces supernovae proviennent de Dim, étoiles naines blanches communs, il est probable qu'une supernova qui peut affecter la Terre va se produire de façon imprévisible et dans un système d'étoiles qui ne sont pas bien étudiée. Une théorie suggère qu'une supernova de type Ia devrait être plus près d'un millier de parsecs (3300 années-lumière) pour affecter la Terre. Le candidat le plus proche connu est IK Pegasi (voir ci-dessous). Selon des estimations récentes de prédire qu'une supernova de type II devrait être plus proche de huit (26 parsecs d'années-lumière) pour détruire la moitié de la couche d'ozone de la Terre.

Les candidats de la Voie Lactée

Le nébuleuse autour deWolf-Rayet WR124 étoiles, qui est situé à une distance d'environ 21 000années-lumière.

Plusieurs grandes étoiles au sein de laVoie Lactéeont été suggéré que possible dans les supernovae million prochaines années. Il se agit notamment Rho Cassiopeiae,Eta Carinae,RS Ophiuchi,U Scorpii,VY Canis Majoris, B??telgeuse, Antares, etSpica. Beaucoup étoiles de Wolf-Rayet, commeGamma Velorum,WR 104, et ceux dans leCluster Quintuplet, sont également considérés comme précurseurs étoiles possibles à l'explosion d'une supernova dans le futur «proche».

Le candidat de la supernova la plus proche est IK Pegasi (HR 8210), situé à une distance de 150 années-lumière. Cette étroite collaboration orbite système d'étoile binaire constitué d'une étoile de la séquence principale et un blanc nains 31.000.000 kilomètres de distance. Le nain a une masse estimée à 1,15 fois celle du Soleil On pense que plusieurs millions d'années passeront avant que la naine blanche peut accréter la masse critique nécessaire pour devenir une supernova de type Ia.