Supernova
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31406207
2008-07-08T13:22:10Z
Mathieuw
270026
/* Supernovae remarquables */
{{Voir homonymes|Supernova (homonymie)}}
[[Image:SN1994D.jpg|right|350px|thumb|La supernova [[SN 1994D]] (le point blanc brillant en bas à gauche de l'image), dans la partie externe du disque de la [[galaxie spirale]] [[NGC 4526]].]]
Une '''supernova'''<ref>Au pluriel : supernovæ, supernovae ou supernovas, le second étant le plus répandu.</ref> est l'ensemble des phénomènes directement issus de 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 (d'où son nom: nova = nouvelle), alors qu'elle correspond en réalité à la mort d'une étoile. Les supernovae sont des événements rares à l'échelle humaine : on estime leur taux à environ une à trois par siècle dans notre [[Voie lactée]]. Elles jouent cependant un rôle essentiel dans l'histoire de l'univers, car c'est lors de son explosion en supernova que l'étoile libère les [[éléments chimique|éléments chimiques]] qu'elle a synthétisés au cours de son existence et dont certains sont synthétisés lors de l'explosion elle-même, pour être diffusés dans le [[milieu interstellaire]]. De plus, l'onde de choc de la supernova favorise la formation de nouvelles étoiles en initiant ou en accélérant la contraction de régions du milieu interstellaire.
Le processus initiant une supernova est extrêmement bref : il dure quelques [[milliseconde]]s. 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, 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 qu'une [[galaxie]] toute entière ou même que plusieurs galaxies. 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, voire visible en plein jour. C'est ainsi que plusieurs [[supernova historique|supernovae historiques]] ont été décrites à des époques parfois très anciennes; on interprète aujourd'hui ces apparitions d' "étoiles nouvelles " comme autant de supernovae.
Il existe deux mécanismes en réalité assez distincts pour produire 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 ensuite responsable de la dislocation des couches externes de l'étoile. Le premier mécanisme est appelé [[supernova thermonucléaire]], le second [[supernova à effondrement de cœur]]. 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 supernovae étaient classifiées suivant leurs caractéristiques [[spectroscopie|spectroscopiques]]. Cette classification est peu pertinente d'un point de vue physique. Seules les supernovae dites de type Ia 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 éjectée l'étant 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 environ mille ans<ref>Cette nébuleuse étant située à plusieurs milliers d'années-lumière de nous, son explosion s'est produite il y a plusieurs milliers d'années, mais d'un point de vue observationnel, elle est vue aujourd'hui telle qu'elle était {{formatnum:1000}} ans après l'explosion.</ref>.
== Étymologie ==
Le terme de « supernova » est issu 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 événements 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 événements 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 [[accrétion|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 dernier étant largement plus énergétique que le premier, c'est celui-ci 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]]<ref>Voir [[Jean-Pierre Luminet]], ''Le destin de l'univers'', [[Fayard (édition)|Fayard]], 2006, p. 142. Cette référence donne la date de 1933, mais la première référence écrite date de 1934 (voir note suivante).</ref>. Il était initialement écrit « super-nova » avant d'être progressivement écrit sans tiret<ref>{{en}} [[Walter Baade]] & [[Fritz Zwicky]], ''On Super-novae'', ''[[Proceedings of the National Academy of Sciences]]'', '''20''', 254-259 (1934) [http://www.pnas.org/cgi/reprint/20/5/254 Voir en ligne].</ref>. Les écrits plus anciens parlant de l'observation de supernovae utilisent encore 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).
== Classification spectrale ==
Historiquement, les supernovae ont été classifiées en fonction de leur [[spectroscopie|spectre]], suivant deux types, notées par les chiffres romains I et II, lesquels contiennent plusieurs sous-types :
* Les supernovae de '''type I''' ont un spectre qui ne contient pas d'[[hydrogène]]
* Les supernovae de '''type II''' ont un spectre qui contient de l'hydrogène.
Parmi les supernovae 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 supernovae 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 [[supernova thermonucléaire|supernovae dites thermonucléaires]] correspondent uniquement au type Ia
* Les [[supernova à effondrement de cœur|supernovae dites à effondrement de cœur]] correspondent à tous les autres types. Le terme de supernovae 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 cœur est préférable à celui de « type II », plus ambigu. Les différences spectrales entre les supernovae à effondrement de cœur proviennent essentiellement du fait que l'étoile fait partie ou non d'un [[système binaire]]. Les supernovae 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 ==
Évènement 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]] suite à 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 nucléaire|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 générant 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 [[proton]]s capturant les [[électron]]s formant des [[neutron]]s. Ce nouveau cœur de neutrons, beaucoup plus compact est alors capable de résister à la compression des couches externes par la [[pression de dégénérescence]] quantique 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 des supernovas ==
Les astronomes ont réparti les supernovas en différentes classes, suivant les [[élément chimique|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 I ===
Les supernovas de type Ia n'ont pas d'[[hélium]] présent dans leur spectre mais du [[silicium]].
On pense généralement qu'elles sont causées par 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]]. Ensuite, la pression interne de l'étoile étant devenue insuffisante pour contrecarrer sa propre [[gravitation|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, et cette fusion n'est 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 [[Enrico Fermi|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]].
La variation de la luminosité de l'étoile durant une supernova de type Ia étant extrêmement régulière, ces supernovas peuvent être utilisées comme [[chandelle standard|chandelles cosmiques]]. En 1998, c'est par l'observation de supernovas de type Ia dans des galaxies éloignées, que les physiciens ont découvert que l'[[expansion de l'univers]] s'[[accélération de l'expansion de l'univers|accélérait]].
Les supernovas de type Ib et [[Type 1c|Ic]] ne montrent pas de silicium dans leur spectre et l'on ne connaît pas encore le mécanisme de leur formation. Les supernovæ 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 ce fait l'hydrogène n'apparaît 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 [[Sursaut gamma|sursauts gamma]] longs semble établi.
=== Type II ===
La phase ultime de la vie d'une étoile massive (plus de 8 [[masse solaire|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. Privé de sa source d'énergie, le cœur devient incapable de supporter le poids des couches externes : il commence à se contracter.
Il atteint (ou a déjà atteint) la densité à laquelle la [[pression de dégénérescence]] des électrons domine (~ 1 tonne/cm{{3}}).
La couche enserrant directement le cœur devenu inerte continue cependant à produire du fer et du nickel à la surface du cœur dont la masse continue ainsi d'augmenter jusqu'à ce qu'il atteigne la « masse de Chandrasekhar » (environ 1,4 masses solaires).
À cet instant, la pression de dégénérescence des électrons est dépassée et une phase de neutronisation de quelques secondes conduit à l'effondrement du cœur.
Les électrons sont capturés par les protons, générant un flux massif de neutrinos électroniques, et transformant le cœur en une [[étoile à neutrons]] de 10-20 km de diamètre et de la densité d'un noyau atomique (> 100 millions de tonnes/cm{{3}}).
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 comme : l'onde de choc, l'échauffement de la matière, et surtout le flux de neutrinos.
Lorsque la pression thermique atteint le niveau de dégénérescence des [[nucléon]]s, les couches externes du cœur 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 cœur 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 (> 10{{exp|9}} K) permettent le « processus r » : une grande densité de neutrons (10{{exp|20}} n/cm{{exp|3}}) fait que leur capture par les noyaux est plus rapide que la [[décroissance radioactive]] β<sup>-</sup>), 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 s'explique l'existence de noyaux radioactifs lourds dans l'[[Univers]] ; comme le [[thorium]] et l'[[uranium]] toujours présents sur [[Terre]] de part leurs [[demi-vie]]s 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.
=== [[Hypernova|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 [[Physique des plasmas|plasma]] extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe de rotation de l'étoile à une vitesse proche de [[vitesse de la lumière|celle de la lumière]].
Ces jets émettent d'intenses [[rayon gamma|rayons gamma]] et pourraient expliquer l'origine des [[sursaut gamma|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.
== Appellation des supernovæ ==
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 lettre ([[SN 1982aa]], dans [[NGC 6052]]) fut nécessaire. Le nombre de supernovae découverte chaque année a régulièrement cru. Il a connu une augmentation considérable à partir de [[1997]], date de la mise en place de programme dédiés à la découverte de ces objets, notamment les supernovae thermonucláires. Les premiers programmes dédiés 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 dédiés ont par la suite vu le jour, comme [[ESSENCE]], également dirigé par Brian P. Schmitt. Des grands relevés, comme le [[Sloane Digital Sky Survey]] ont également permis la découverte d'un grand nombre de supernovae. Le nombre de supernovae 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]].
== Supernovae remarquables ==
{{Article détaillé|Supernova historique}}
[[Image:Supernova1987A.jpg|thumb|Le reste de la supernova 1987A (Note : la matière éjectée par la supernova elle-même est le cercle du centre de l'image. Les deux autres cercles sont dus à des éjections de matière de l'étoile avant que celle-ci n'explose en supernova ; les deux points blancs correspondent à des étoiles d'avant-plan ou d'arrière-plan sans rapport avec l'étoile progénitrice).]]
Les supernovae sont des évènements spectaculaires mais rares. Plusieurs ont été visibles à l'œil 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 (constellation)|Loup]].
* [[1054]] - La formation de la [[Nébuleuse du Crabe]], dans la constellation du [[Taureau (constellation)|Taureau]], observée par des astronomes Chinois ([[SN 1054]])
* [[1181]] - Supernova moins connue dans la constellation de [[Cassiopée (constellation)|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 (constellation)|Cassiopée]], observée par [[Tycho Brahe]], dont le livre ''De Nova Stella'' sur le sujet nous donna le mot « nova » ([[SN 1572]])
* [[1885]] - Première supernova de l'ère télescopique, observée dans la [[galaxie d'Andromède]] et visible à l'œil nu ([[SN 1885A]]).
* [[1987]] - [[Supernova 1987A]] observée durant les heures de son commencement dans le [[Grand Nuage de Magellan]], ce fut la première opportunité pour les théories modernes sur la formation des supernovas d'être testée face aux observations.
Quelques autres supernovae 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 en trouve aucune mention dans les travaux des astronomes de l'époque. Ce n'est qu'au milieu du {{s-|XX|e}} 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 [[Observatoire de Lick|Lick]] sur le [[Mont Hamilton]] en [[Californie]]. Sa luminosité dépassait d'environ cinq fois celle de toutes les supernovæ observées à ce jour et sa durée était de 70 jours. Cette supernova pourrait être un exemple de [[supernova à production de paires]], uniquement issue d'étoiles extrêmement massives, désormais très rares dans l'univers.
* [[2008]] - [[Supernova SN 2008D]]<ref>[http://fr.reuters.com/article/topNews/idFRGAR16908520080522 Une supernova photographiée au moment de son explosion | À la Une | Reuters<!-- Titre généré automatiquement -->]</ref> 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.
==Voir aussi==
=== Physique des supernovae ===
* [[Supernova thermonucléaire]]
* [[Supernova à effondrement de cœur]]
* [[Supernova à production de paires]]
* [[Nucléosynthèse stellaire]]
* [[Rémanent de supernova]]
=== Recherche de supernovae ===
* [[Supernova historique]]
* [[Supernova Cosmology Project]]
* [[High-Z Supernovae Search Team]]
* [[Robert Evans (astronome)]]
{{Autres projets|
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n=| <!--Wikinews-->
}}
== Liens externes ==
'''vulgarisation'''
* {{fr}} [http://www.cerimes.education.fr/index.php?page=fiches&op1=view,222252,13,7,259 Supernovae : la mort explosive des étoiles], conférence video de 110 minutes (Nicolas Prantzos à l'[[Institut d'Astrophysique de Paris]]).
* {{en}} [http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/RecentSupernovae.html Liste de supernovae récentes] sur le site du [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]
* {{en}} [http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/Supernovae.html Liste complète des supernovae connues]
<!--*{{fr}} [http://www.futura-sciences.com/fr/comprendre/dossiers/doc/t/astronomie-1/d/une-autre-nova-historique_749/c3/221/p1/ Les novae et l'immuabilité du ciel], court article évoquant la possibilité d’une autre novae historique.
n'a pas sa place ici selon moi, mais plutot sur SN historique-->
== Notes ==
<references/>
== Références ==
* {{Livre Stephenson-Green}}.
* {{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 (édition)|Fayard]], 2006 {{ISBN|221363081X}}, chapitre 6, pages 134 à 165.
{{Etoile}}
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