Supernova

Pour les articles homonymes, voir Supernova (homonymie).

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).

La supernova de Kepler ou SN 1604 vue 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).

Une supernova est l'ensemble des phénomènes conséquents à l'explosion d'une étoile, 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^[1], alors qu'elle correspond en réalité à la disparition d'une étoile.

Les supernovas^[2] sont des événements rares à l'échelle humaine : leur taux est estimé à environ une à trois par siècle dans notre Voie lactée.

Il est à noter qu'à notre époque aucune supernova n'a été observée dans notre galaxie, la Voie Lactée, depuis l'invention du télescope. La plus rapprochée observée depuis est SN 1987A, survenue dans une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan.

La supernova SN 2005ke vue par le télescope spatial Swift (dans le petit cercle blanc).

Elles ont eu 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 pendant l'explosion même —, pour être 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. Quant au phénomène de la supernova elle-même, il peut durer plusieurs mois. Au maximum de luminosité de l'explosion, la magnitude absolue de l'astre peut atteindre -19^{[réf. nécessaire]}, ce qui en fait un objet plus lumineux de plusieurs ordres de grandeur^{[réf. nécessaire]} 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'Å“il 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.

Bande dessinée illustrant la genèse d'une supernova de type IA.

Il existe deux mécanismes en réalité assez distincts qui produisent une supernova : le premier résulte de l'explosion thermonucléaire d'un cadavre d'étoile appelé naine blanche, le second de 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. Le premier mécanisme est appelé supernova thermonucléaire, le second supernova à effondrement de cÅ“ur. Un troisième mécanisme, encore incertain, mais s'apparentant au second, est susceptible de se produire au sein des étoiles les plus massives. Il est appelé supernova par production de paires. Historiquement, les supernovas étaient classifiées suivant leurs caractéristiques spectroscopiques. Cette classification est peu pertinente d'un point de vue physique. Seules les supernovas dites de type Ia (prononcé « 1 a ») sont thermonucléaires, toutes les autres étant à effondrement de cÅ“ur.

Image de la supernova SN 2005cs dans M51, vue par le télescope spatial Swift.

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^[3].

Animation montrant les différentes phases du phénomène supernova.

Étymologie

Le terme de « supernova » provient du terme de « nova », tiré du latin nova, signifiant « nouveau ». Historiquement, c'est en 1572 puis en 1604 que le monde occidental réalise que de « nouvelles étoiles » apparaissent parfois, pour un temps limité sur la voûte céleste. Ces évènements furent décrits respectivement par Tycho Brahe et Johannes Kepler dans des écrits latins utilisant le terme de stella nova (voir par exemple De Stella Nova in Pede Serpentarii, de Kepler, publié en 1606). Par la suite, l'apparition temporaire d'astres nouveaux fut dénommée sous le terme de « 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 détruise l'étoile qui en est le siège, soit de l'explosion complète d'une étoile. La distinction entre ces deux phénomènes fut faite dans le courant des années 1930.
Le premier étant largement moins énergétique que le dernier, c'est le premier qui prit le nom de nova précédemment usité, alors que le second prit le nom de supernova. Le terme lui-même a été employé pour la première fois par Walter Baade et Fritz Zwicky en 1933 ou en 1934 lors du congrès annuel de la société américaine de physique^[4]. Il était initialement écrit « super-nova » avant d'être progressivement écrit sans tiret^[5]. 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 1887, dans la galaxie d'Andromède, SN 1885A (voir les références dans l'article correspondant).

Classification spectrale

Historiquement, les supernovas ont été classifiées en fonction de leur spectre, suivant deux types, notées par les chiffres romains I et II, lesquels contiennent plusieurs sous-types :

• les supernovas de type I ont un spectre qui ne contient pas d'hydrogène ;
• les supernovas de type II ont un spectre qui contient de l'hydrogène.

Parmi les supernovas de type I, on distingue trois sous-classes :

• si le spectre montre la présence de silicium, on parle de type Ia ;
• 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 type Ib ;
  • en présence de faible quantité d'hélium, on parle de type Ic.

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 type IIb ;
• si le spectre montre que l'hydrogène domine sur l'hélium, on parle de type II « 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 type IIL (pour « linéaire ») ;
  • si la courbe de lumière montre un plateau marqué, ou une phase de décroissance lente, on parle de type IIP (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 cÅ“ur correspondent à tous les autres types. Le terme de supernovas de type II est parfois abusivement utilisé pour désigner l'ensemble de ces objets, alors qu'ils peuvent être de type Ib ou Ic. En cela, le terme de supernova à effondrement de cÅ“ur est préférable à celui de « type II », plus ambigu. Les différences spectrales entre les supernovas à effondrement de cÅ“ur 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) sont par contre résultant 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 cÅ“ur). Cet effondrement se produit lorsque le cÅ“ur 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 cÅ“ur 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 cÅ“ur : le cÅ“ur de l'étoile se comprime et les noyaux de fer sont alors dissociés, les protons capturant les électrons pour former des neutrons. Ce nouveau cÅ“ur 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.

Type de supernovas

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.
Parmi ces groupes, il y a des subdivisions par rapport à d'autres éléments.

Type Ia

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 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 limite de Chandrasekhar par accrétion de matière.

• Un scénario possible expliquant ce phénomène est une naine blanche en orbite autour d'une étoile moyennement massive. La naine attire la matière de son compagnon jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Par la suite, la pression interne de l'étoile étant devenue insuffisante pour contrecarrer sa propre gravité, la naine commence à s'effondrer. Cet effondrement permet l'allumage de la fusion des atomes de carbone et d'oxygène qui composent l'étoile. Cette fusion n'étant plus régulée par l'échauffement et la dilatation de l'étoile, comme pour les étoiles de la séquence principale (la pression de l'étoile est celle de ses électrons dégénérés, calculée par Fermi), il se produit alors un emballement des réactions de fusion qui désintègre la naine dans une gigantesque explosion thermonucléaire. Ceci est différent du mécanisme de formation d'une nova où la naine blanche n'atteint pas la limite de Chandrasekhar, mais commence une fusion nucléaire de la matière accumulée et comprimée à la surface. L'augmentation de luminosité est due à l'énergie libérée par l'explosion et se maintient le temps nécessaire à la désintégration du cobalt en fer.

• Une étude publiée en 2011^[6] conclut après avoir étudié le cas de la supernova PTF10ops, que les SNIa pourraient être dus à la collision de deux naines blanches^[7].

• En fait on peut distinguer quatre groupes de supernovas de type Ia : les SNIa « NUV-bleues » , les SNIa « NUV-rouges », les SNIa « MUV-bleues » et les SNIa « irrégulières »^[8]. L'abondance relative des SNIa NUV-bleues et NUV-rouges (les deux groupes les plus nombreux) s'est modifiée au cours des derniers milliards d'années, ce qui pourrait compliquer leur utilisation comme marqueurs de l'expansion cosmique^[9].

Type II, Ib et Ic

La phase ultime de la vie d'une étoile massive (plus de 8 masses solaires) commence après que le cœur de fer et de nickel 56 s'est construit par phases successives de réactions de fusion nucléaire. Ces éléments étant les plus stables, les réactions de fusion, comme de fission nucléaire du fer consomment de l'énergie au lieu d'en produire. Entre ~8 et ~10 masses solaires, les fusions successives s'arrêtent alors que le cœur est composé d'oxygène, de néon et de magnésium, mais le scénario décrit ci-dessous reste valable.

À la fin de la phase de fusion du fer, le cÅ“ur atteint la densité à laquelle la pression de dégénérescence des électrons domine (~ 1 tonne/cm³). La couche enserrant directement le cÅ“ur, devenu inerte, continue à produire du fer et du nickel à la surface du cÅ“ur. Sa masse continue ainsi d'augmenter jusqu'à atteindre la « masse de Chandrasekhar » (environ 1,4 masses solaires). À cet instant, la pression de dégénérescence des électrons est dépassée. Le cÅ“ur se contracte et s'effondre sur lui-même. De plus, une phase de neutronisation commence, qui diminue le nombre d'électrons et donc leur pression de dégénérescence. Les électrons sont capturés par les protons, engendrant un flux massif de neutrinos électroniques, et transformant le cÅ“ur en une étoile à neutrons de 10-20 km de diamètre et de la densité d'un noyau atomique (> 100 millions de tonnes/cm³).

C'est cette contraction gravitationnelle du cœur en neutronisation et celles des couches internes adjacentes qui dégagent toute l'énergie de l'explosion de la supernova. C'est une explosion due au dégagement d'énergie du potentiel gravitationnel qui augmente durant cet effondrement, dépassant de plusieurs fois tout le potentiel nucléaire de l'hydrogène au fer (~ 0,9 % de l'énergie de masse). Cette énergie est transmise vers l'extérieur selon différents phénomènes tels que l'onde de choc, l'échauffement de la matière, et surtout le flux de neutrinos.

Lorsque la densité dépasse la densité d'un noyau atomique, la force nucléaire devient très répulsive. Les couches externes du cÅ“ur rebondissent à 10-20 % de la vitesse de la lumière. L'onde de choc du rebond se propage vers les couches extérieures et entre en compétition avec la matière chutant vers l'intérieur, de telle façon qu'elle se stabilise vers 100-200 km du centre. Les neutrinos diffusent hors du cÅ“ur en quelques secondes et une fraction d'entre eux chauffent la zone du manteau située à l'intérieur de l'onde de choc (appelée « région de gain »). Le reste est libéré dans l'espace, emportant 99 % de l'énergie totale de la supernova. On pense de nos jours, que l'apport d'énergie à l'onde de choc par le chauffage de la région de gain dû aux neutrinos est l'élément clé responsable de l'explosion de la supernova.

Dans les étoiles massives, pendant les derniers instants de l'explosion, les hautes températures (> 10⁹ K) pourraient permettre une forme de nucléosynthèse explosive appelée « processus r » : une grande densité de neutrons (10²⁰ n/cm³) fait que leur capture par les noyaux est plus rapide que la décroissance radioactive β^-), car cela se produit en quelques secondes. C'est ainsi que se produisent des isotopes riches en neutrons de numéro atomique bien supérieur à celui du fer (N = 26) et que s'explique l'existence de noyaux radioactifs lourds dans l'Univers comme le thorium et l'uranium, toujours présents sur Terre puisque leurs demi-vies sont de l'ordre de l'âge du système solaire.

Il existe aussi des variantes minimes de ces différents types, avec des désignations telles que II-P et II-L, mais elles décrivent simplement le comportement de l'évolution de la luminosité (II-P observe un plateau alors que II-L non) et non des données fondamentales.

Les supernovas de type Ib et Ic ne montrent pas de silicium dans leur spectre et l'on ne connait pas encore le mécanisme de leur formation. Les supernovas de type Ic ne montrent pas non plus d'hélium dans leur spectre. On pense qu'elles correspondent à des étoiles en fin de vie (comme le type II) et qui auraient déjà épuisé leur hydrogène, de sorte que celui-ci n'apparait pas sur leur spectre. Les supernovas de type Ib sont sûrement le résultat de l'effondrement d'une étoile Wolf-Rayet. Un lien avec les sursauts gamma longs semble établi.

Hypernovas

Quelques étoiles exceptionnellement massives peuvent produire une « hypernova » quand elles s'effondrent, un type d'explosion relativement nouveau et hautement théorique.
Dans une hypernova, le cœur de l'étoile s'effondre directement en un trou noir car il est devenu plus massif que la limite des « étoiles à neutrons ». Deux jets de plasma extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe de rotation de l'étoile à une vitesse proche de celle de la lumière.

Ces jets émettent d'intenses rayons gamma et pourraient expliquer l'origine des sursauts gamma. En effet, si l'observateur se trouve dans (ou proche de) l'axe des jets, il recevra un signal qui pourrait être capté depuis le fin fond de l'Univers (horizon cosmologique).

Luminosité

Les supernovas de type I sont, toutes proportions gardées, considérablement plus brillantes que celles de type II. Ceci en luminosité électromagnétique.

Par contre les supernovas de type II sont intrinsèquement plus énergétiques que celles de type I. Les supernovas à effondrement de cœur (de type II) émettent la grande partie, voire la quasi-totalité, de leur énergie sous forme d'un rayonnement neutrinique.

La plus brillante supernova observée en 400 ans a été repérée en 1987 au sein des vastes nuées de gaz de la nébuleuse de la Tarentule, dans le Grand Nuage de Magellan.

Appellation des supernovas

Les découvertes de supernovas sont déclarées à l'Union astronomique internationale, qui envoie une circulaire avec le nom qu'elle lui assigne. Le nom est formé par l'année de découverte et une référence de une ou deux lettres. Les 26 premières supernovas de l'année ont une lettre entre A et Z ; après Z, elles commencent par aa, ab, et ainsi de suite. Par exemple, SN 1987A, la supernova sans doute la plus célèbre des temps modernes, qui a été observée le 23 février 1987 dans le Grand Nuage de Magellan, était la première découverte cette année-là. C'est en 1982 que la première appellation à deux lettres (SN 1982aa, dans NGC 6052) fut nécessaire. Le nombre de supernovas découvertes chaque année a régulièrement cru.
Il a connu une augmentation considérable à partir de 1997, date de la mise en place de programme consacrés à la découverte de ces objets, notamment les supernovas thermonucléaires. Les premiers programmes spécialisés de grande envergure étaient le Supernova Cosmology Project, dirigé par Saul Perlmutter, et le High-Z Supernovae Search Team, dont le responsable était Brian P. Schmidt. Ces deux programmes ont permis en 1998 de découvrir l'accélération de l'expansion de l'Univers.
D'autres programmes spécialisés ont par la suite vu le jour, comme ESSENCE (également dirigé par Brian P. Schmitt) ou encore SNLS. Des grands relevés, comme le Sloan Digital Sky Survey ont également permis la découverte d'un grand nombre de supernovas. Le nombre de supernovas découvertes est ainsi passé de 96 en 1996 à 163 en 1997. Il était de 551 en 2006 ; la dernière découverte cette année-là était SN 2006ue.

Supernovas remarquables

Le reste de la supernova 1987A. Noter que la matière éjectée par la supernova elle-même est le cercle du centre de l'image. Les deux autres cercles plus faibles et plus écartés sont dus à des éjections de matière de l'étoile avant son explosion en supernova ; les deux points blancs correspondent à des étoiles d'avant ou d'arrière-plan sans rapport avec l'étoile progénitrice).

Les supernovas sont des événements spectaculaires mais rares. Plusieurs ont été visibles à l'Å“il nu depuis l'invention de l'écriture, et le témoignage de leur observation est parvenu jusqu'à nous :

• 1006 - Observation de la supernova la plus brillante observée sur Terre durant les temps historiques (SN 1006), dans la constellation du Loup.
• 1054 - La formation de la Nébuleuse du Crabe, dans la constellation du Taureau, observée par des astronomes Chinois (SN 1054).
• 1181 - Supernova moins connue dans la constellation de Cassiopée (SN 1181).
• Vers 1300 - Une supernova ayant engendré le rémanent RX J0852.0-4622 (ou Vela Junior) s'est probablement produite, mais semble ne pas avoir été observée, malgré une certaine proximité avec la Terre.
• 1572 - Supernova dans Cassiopée, observée par Tycho Brahe, dont le livre De Nova Stella sur le sujet nous donna le mot « nova » (SN 1572).
• 1604 - Supernova dans Ophiuchus, observée par Johannes Kepler (SN 1604).
• 1885 - Première supernova de l'ère télescopique, observée dans la galaxie d'Andromède et visible à l'Å“il nu (SN 1885A).
• 1987 - Supernova 1987A - Ce fut la première occasion de mettre les théories modernes sur la formation des supernovas à l'épreuve des observations.

Quelques autres supernovas remarquables ont fait l'objet de nombreuses études, parmi lesquelles :

• Vers 1680, l'explosion d'une autre supernova aurait pu être observée sur Terre, mais on n'en trouve aucune mention dans les travaux des astronomes de l'époque. Ce n'est qu'au milieu du XX^e siècle qu'a été rétrospectivement identifié le rémanent, Cassiopeia A, dont l'âge est estimé légèrement supérieur à trois siècles. La raison pour laquelle cette supernova est demeurée invisible n'est pas connue actuellement, mais est probablement due au fait que l'absorption du milieu interstellaire situé entre la supernova et la Terre était importante, allié au fait que cette supernova était sans doute sous-lumineuse, à l'instar de Cassiopée A.
• 2006 - Supernova SN 2006gy dans la galaxie NGC 1260 située à 240 millions d'années-lumière de la Terre observée par R. Quimby et P. Mondol et étudiée en utilisant les télescopes Keck à Hawaii et Lick sur le Mont Hamilton en Californie. Sa luminosité dépassait d'environ cinq fois celle de toutes les supernovas observées à ce jour et sa durée était de 70 jours. Cette supernova pourrait être un exemple de supernova par production de paires, uniquement issue d'étoiles extrêmement massives, désormais très rares dans l'Univers.
• 2007 - Supernova SN 2007bi dans une galaxie naine riche en étoiles très massives, était une étoile de plus de 200 masses solaires riche en oxygène et pauvre en métaux. Sa luminosité dépasse toutes les supernovas observées à ce jour et sa durée fut de 550 jours. Cette supernova semble être un autre exemple de supernova par production de paires qui aurait produit de l'antimatière, cause de son explosion^[10].
• 2008 - Supernova SN 2008D^[11] dans la galaxie NGC 2770, située à 88 millions d'années-lumière de la Terre, observée le 9 janvier 2008 par une équipe internationale d'astronomes dirigée par Alicia Soderberg. C'est la première fois qu'une supernova est photographiée au moment même où commençait son explosion.
• 2011 - Dans la galaxie M51, située à 31 millions d'années-lumière de la Terre, découverte le 31 mai 2011 par l'astronome amateur français Amédée Riou, d'une étoile de 8 masses solaires ayant explosé en supernova de type II ^[12]. Une deuxième supernova, dans la galaxie M101, de type Ia, a été découverte par l'équipe du Palomar Transient Factory, le 24 août^[13].

Notes et références

Voir aussi

Bibliographie

• (en) Francis Richard Stephenson et David A. Green, Historical supernovae and their remnants, Oxford, Oxford University Press, 2002, 252 p. (ISBN 0198507666)
• (en) Thanu Padmanabhan, Theoretical astrophysics – Volume II: Stars and Stellar Systems, Cambridge University Press, Cambridge, Angleterre, 2001. (ISBN 0521566312)
• (fr) Jean-Pierre Luminet, Le destin de l'univers, Fayard, 2006, chapitre 6, pages 134 à 165. (ISBN 221363081X)

Articles connexes

Physique des supernovas

• Supernova à effondrement de cÅ“ur
• Supernova par production de paires
• Nucléosynthèse stellaire
• Rémanent de supernova

Recherche de supernovas

• Supernova historique
• Supernova Cosmology Project
• High-Z Supernovae Search Team
• Robert Evans (astronome)
• Saul Perlmutter

Liens externes

Vulgarisation

• (en) Liste des supernovas récentes sur le site du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.
• (en) List of Supernovae Liste complète des supernovas connues depuis 1885, ainsi que de 4 des supernovas galactiques depuis l'an 1000.
• (fr) Supernovae : la mort explosive des étoiles, conférence vidéo de 93 minutes (Conférence donnée par Nicolas Prantzos, astrophysicien à l'Institut d'astrophysique de Paris, le 6 mars 2007).

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