Cela ressemble à une tornade mais c'est en réalité le sillon tracé dans l'espace interstellaire par un jet de matière. Celui-ci est émis à plus de 160 km/s par une étoile jeune située, vers le haut, hors du champ de cette image saisie par le télescope infrarouge Sptizer. Connu comme l'objet de Herbig-Haro 49/50, cette étrange colonne spiralée se trouve dans un ensemble d'une centaine d'étoiles jeunes de la constellation du Caméléon.
D'ici quelques années, le front de l'onde de choc pourrait passer devant l'étoile brillante située au centre de l'image, offrant aux astronomes l'occasion de réaliser des spectres en absorption du jet de matière. Mais il se pourrait aussi que cette étoile soit à la même distance que la colonne gazeuse…

http://www.cieletespace.com/Sinformer/limage.aspx?idRange=136

David Fossé 12/2003
Le 9 mai 2003, une puissante bouffée de rayonnement infrarouge en provenance du trou noir central de la Voie lactée atteignait la Terre. Aux commandes de l’un des quatre télescopes géants du VLT, les astronomes européens étaient aux premières loges. Ils traquent désormais de nouvelles manifestations pour explorer la tanière du monstre. Mais la concurrence est rude. Qui sera le premier à pénétrer dans cet espace étrange modelé par la relativité générale ?

Le trou noir de trois millions de masses solaires qui occupe le centre de la Voie lactée serait-il en train de se réveiller ? Après des années passées à écouter son paisible ronflement radio, les astronomes viennent de repérer un gigantesque éclair infrarouge en provenance du monstre. Une surprenante nouvelle. “Reinhard Genzel était surexcité lorsqu’il m’a annoncé la découverte, se souvient Daniel Rouan, de l’observatoire de Meudon. Cette éruption était tellement inattendue !”
De fait, sur la montagne chilienne du Paranal, où sont installés les quatre télescopes géants du VLT (1), cette nuit du 9 mai 2003 était une nuit comme les autres. “Nous faisions des mesures de routine avec le système d’optique adaptative Naco”, précise l’astronome allemand Reinhard Genzel. Il s’agissait notamment de suivre les trajectoires des étoiles du cœur de la Galaxie. Un travail de patience réalisé dans l’infrarouge (à 1,65 µm, cette nuit-là), qui seul permet d’ausculter le centre de la Voie lactée à travers des milliers d’années-lumière de gaz et de poussières et avec une précision de quelques centièmes de seconde d’arc (l’équivalent d’un court de tennis sur la Lune). “Soudain, un nouvel objet est apparu dans le champ, à la position précise du trou noir, reprend l’astronome. Nous l’avons observé pendant près d’une demi-heure. Puis il s’est estompé en cinq minutes.” L’astre compact venait d’émettre une bouffée de rayonnement infrarouge. La première jamais détectée.
Sa cause ? “Il y a deux modèles, répond Yann Clénet, de l’ESO (2). L’un fait intervenir un disque de matière autour du trou noir, l’autre un jet perpendiculaire. Comme l’émission provient probablement d’une zone peu étendue, compte tenu de sa brièveté, on préfère l’hypothèse du rayonnement d’un disque.” Selon Reinhard Genzel et ses collègues, c’est même seulement la zone la plus interne du disque qui s’est enflammée durant plusieurs minutes, une région située à quelques dizaines de millions de kilomètres à peine de l’horizon (Zoom) du trou noir. Les électrons présents dans un nuage de gaz attiré par le monstre et accéléré à la manière de l’eau d’une baignoire que l’on vide se seraient mis à briller intensément juste avant d’être définitivement engloutis (3). C’est un mécanisme classique pour les spécialistes, similaire à celui que l’on prête aux quasars. Sauf que pour ces noyaux de galaxie extrêmement lumineux, les responsables sont des trous noirs mille fois plus massifs que le nôtre et qui, surtout, avalent la matière avec un appétit démesuré. “Dans notre cas, la masse absorbée lors d’une éruption est modeste, typiquement celle d’une comète ou d’un petit astéroïde”, tempère Daniel Rouan. Pas étonnant que notre trou noir brille un milliard de fois moins que sa luminosité maximale théorique (avec ses trois millions de masses solaires, il pourrait attirer beaucoup plus de matière et rayonner d’autant plus). Pas étonnant non plus qu’il ait donné tant de fil à retordre aux astronomes…
Au fil des ans, sa détection était devenue le Graal des spécialistes du centre galactique. Reinhard Genzel et ses collègues le cherchaient depuis “plus de dix ans”. Leur principale concurrente, l’américaine Andrea Ghez, s’y était attelée au milieu des années 1990. “En 1996, elle était même venue nous voir à Hawaï, se souvient Daniel Rouan. Notre ‘manip’ d’optique adaptative sur le CFHT (4) l’intéressait.” Mais la course aux résultats n’avait rien donné. Révélé en ondes radio dès 1974 et surpris en rayons X par Chandra en 2001, le trou noir du centre de la Voie lactée restait désespérément invisible en infrarouge. Ce n’était pas faute d’avoir mis des moyens en œuvre pour sa recherche.
Dans leur quête, les astronomes sont en effet passés en une décennie de la classe des “4 m” (NTT (5) et 3,6 m de l’ESO, CFHT…) à celle des “8-10 m” (VLT, Keck). Surtout, ils ont élaboré pour cette recherche une instrumentation ultraperformante. Certains choix de conception du système d’optique adaptative du VLT ont ainsi été dictés par l’étude du centre de la Voie lactée :“Grâce à Naco, le VLT peut observer dans l’infrarouge à une plus grande longueur d’onde que le Keck, souligne Daniel Rouan. C’est intéressant car lorsque l’on monte en longueur d’onde, la luminosité des étoiles baisse, tandis que celle du trou noir augmente. On gagne en contraste.” Or les étoiles se pressent au cœur de notre galaxie. Sans elles, la découverte du trou noir en infrarouge aurait d’ailleurs été annoncée un an plus tôt. “En août 2002, nous avons observé un excès d’émission à la position du trou noir. Mais il y avait aussi une étoile dans le secteur, regrette Yann Clénet. Elle était si proche qu’il était difficile d’affirmer que c’était bien le trou noir que nous venions de détecter.”
Mais c’était bien lui ! D’ailleurs, deux autres éruptions ont été observées les 15 et 16 juin derniers, à 2,16 µm cette fois. Reinhard Genzel en a même trouvé une troisième, datée du 30 août 2002, en réanalysant des données d’archives à 3,76 µm. “Toutes proviennent exactement de là où doit se trouver le trou noir”, souligne l’astrophysicien allemand. Une belle confirmation de la découverte du 9 mai. Mais il y a mieux : “Dans les éruptions de juin, qui ont duré environ une demi-heure chacune, nous avons repéré comme une oscillation, reprend-il. Toutes les 17 minutes, la luminosité infrarouge était un peu plus forte, puis diminuait à nouveau.” S’agissait-il d’un artefact instrumental ou d’une cerise sur le gâteau ?
“Grâce à cette fluctuation quasi périodique, nous venons de mesurer pour la première fois la vitesse de rotation du trou noir !” répond Reinhard Genzel, enthousiaste. En fait, la modulation de l’émission est une prédiction des modèles. C’est un effet de la vitesse relativiste qu’atteint le gaz lorsqu’il s’approche de la dernière orbite stable autour du trou noir — celle au-delà de laquelle il plonge forcément sur l’astre compact. Il est ainsi possible, connaissant la fréquence de cette orbite et la masse du trou noir, de déterminer la vitesse de rotation (le spin) de ce dernier. Or la masse du trou noir est bien connue, c’est d’ailleurs Genzel et ses collègues qui l’ont mesurée (6). Il ne restait donc plus qu’à mettre un chiffre sur la fréquence de la dernière orbite stable — 17 minutes étant tout indiqué — pour calculer que “le spin du trou noir vaut la moitié de sa valeur maximale”. Ce résultat, qui va bien au-delà de la simple détection de Sgr A* en infrarouge, ouvre d’immenses perspectives.
“Nous avons désormais accès à la structure de l’espace-temps autour d’un trou noir massif ”, martèle Reinhard Genzel. Un trou noir est en effet décrit par trois chiffres : sa masse, sa charge et son spin. L’année dernière, le chercheur allemand et son équipe ont mesuré la masse du trou noir. Son spin vient d’être calculé et sa charge est “certainement négligeable”. Résultat : l’environnement du trou noir peut désormais être représenté et les astrophysiciens vont commencer à tester la théorie de la relativité générale dans un champ de gravité fort. Ce qui est ni plus ni moins considéré comme l’un des “cinq à dix objectifs principaux de la physique de ce siècle”. On comprend que ce sujet d’étude aiguise les appétits… “Surtout que la plupart des autres façons de tester la relativité générale sont plus compliquées que celle que nous menons au VLT”, précise l’astrophysicien.
Dans cette nouvelle course qui s’annonce, Andrea Ghez compte bien marquer des points. Éternelle seconde — elle vient aussi de détecter l’émission infrarouge du trou noir —, l’astrophysicienne américaine dispose d’un atout important : le Keck de 10 m. Plus grand encore que le VLT, ce télescope est aussi équipé d’un système d’optique adaptative performant. Surtout, il est quasiment en accès libre pour la chercheuse californienne : “C’est pour avoir accès au Keck que je suis venue à Los Angeles”, précise-t-elle. Par contraste, Reinhard Genzel doit sans cesse convaincre le comité des programmes de l’ESO de lui accorder du temps d’observation. Jusqu’à présent, cette veille en pointillés ne l’a pas desservi. Mais pour la suite ? Si le trou noir du centre de la Voie lactée vient effectivement de se réveiller, il y a de grandes chances pour que seule l’équipe restée à son chevet recueille ses premières confidences…

(1) Very Large Telescope.
(2) European Southern Observatory.
(3) Les lois de la physique veulent en effet que toute charge accélérée rayonne.
(4) Canada France Hawaï Telescope.
(5) New Technology Telescope.
(6) Voir Ciel & Espace n° 390, “Actualités” page 18.

> Zoom
L’horizon d’un trou noir est la limite en deçà de laquelle se situe la région de l’espace d’où aucune information ne peut plus s’échapper.


Bataille autour d’un trou noir :
S’il y a un domaine de l’astronomie où la concurrence fait rage, c’est bien l’étude du centre de la Galaxie. Depuis quelques années, Reinhard Genzel, 51 ans, et Andrea Ghez, 38 ans, se livrent une compétition effrénée. Et pour cause : leurs atouts sont presque identiques et leur détermination sans faille. Qui sera le premier à percer les secrets du cœur de la Voie lactée ? Le brillant Genzel, décrit parfois comme un “rouleau compresseur” et dont la rumeur fait un futur prix Nobel (Genzel a été en 2003 lauréat du prix Balzan, doté de 640 000 e), ou bien l’ambitieuse Ghez, qui a précisément choisi de travailler à l’UCLA (1) pour pouvoir utiliser un télescope de 10 m à sa guise ? L’année dernière, l’astronome allemand avait marqué un point en démontrant que seule la présence d’un trou noir pouvait expliquer le mouvement des étoiles du centre de la Galaxie. La chercheuse américaine était arrivée à la même conclusion… “mais avec plusieurs mois de retard” se réjouit Reinhard Genzel. Aujourd’hui, c’est encore lui qui fait la découverte essentielle. Mais Andrea Ghez a failli lui damer le pion. “Lorsque l’équipe de l’UCLA a appris que nous venions de détecter des éruptions du trou noir en infrarouge, elle s’est précipitée au Keck pour faire les observations, puis écrire un article”, regrette l’astrophysicien. Résultat : tandis qu’il était tenu au secret — il venait de soumettre son propre article au jugement de ses pairs pour une publication dans la revue Nature —, sa concurrente annonçait dans un communiqué de presse la première détection dans l’infrarouge du trou noir de notre galaxie ! Un manque de fair-play qui se soldera par “une explication en tête-à-tête”. “La compétition était devenue un peu trop rude”, précise Reinhard Genzel.
(1) University of California at Los Angeles.

source:http://www.cieletespace.com

Voila saturne que j'ais moi meme photografié avec ma webcam (au 12mm)pas térrible car je l'ais prise a ma fenètre alor la pollution lumineuse je vous en parle pas (domage)

La sonde spatiale Gravity Probe B vient de terminer la collecte des données dont les scientifiques ont besoin pour vérifier une étrange prédiction de la théorie de la Relativité d’EinsteinLa Terre se trouve-t-elle au cœur d’un tourbillon spatio-temporel ?

Nous aurons bientôt la réponse : une expérience scientifique menée conjointement par l’université de Stanford et la Nasa, Gravity Probe B (GP-B), vient tout juste d’achever une année complète de collecte de données scientifiques en orbite terrestre. Ces résultats, qui nécessiteront encore une année complète de décryptage et d’analyse, devraient nous révéler la forme précise de l’espace-temps qui nous environne, et c’est peut-être un tourbillon.

Selon Einstein et ses théories de la relativité, le temps et l’espace constituent une seule et même trame, formant un tissu à quatre dimensions appelé " espace-temps ". La masse considérable de la planète Terre déforme ce tissu, comme vous déformez le matelas de votre lit lorsque vous marchez dessus. Pour Einstein, la gravité n’est rien d’autre que le déplacement des objets suivant les lignes courbes engendrées par cette déformation.

Si la Terre ne tournait pas sur elle-même, l’histoire s’arrêterait là. Mais elle tourne... Et cette rotation devrait à son tour plisser l’étoffe de l’espace-temps, selon la forme d’un tourbillon à quatre dimensions. C’est ce que Gravity Probe B est allée vérifier dans l’espace.

L’idée derrière cette expérience scientifique est très simple : Placez un gyroscope en rotation en orbite terrestre, l’axe de rotation pointé très précisément vers une lointaine étoile qui sert de référence. Libre de toute influence extérieure, l’axe du gyroscope devrait continuer à pointer en direction de l’étoile repère, pour l’éternité. Mais si la région de l’espace dans laquelle se trouve le gyroscope est plissée par la rotation terrestre, l’axe de rotation se mettra à osciller de façon périodique. En notant ce changement de direction par rapport à l’étoile guide, les subtiles distorsions de l’espace-temps peuvent être mesurées. Voilà pour la théorie.

Mais dans la pratique, c’est monstrueusement difficile à réaliser.

Les quatre gyroscopes de Gravity Probe B sont les sphères les plus parfaites jamais réalisées de la main de l’homme. Ces balles de ping-pong constituées de quartz et de silicium fondu mesure 3,81 centimètres de diamètre et ne s’écarte jamais de la sphère parfaite de plus de 40 couches atomiques. Pourquoi l’exigence d’une telle perfection ? Si les gyroscopes n’étaient pas aussi symétriques, leur axe de rotation se mettrait à osciller même sans distorsion de l’espace-temps.

D’après les calculs des scientifiques, les plissements de l’espace-temps dans le voisinage de la Terre devraient faire dévier l’axe des gyroscopes de 0.042 secondes d’arc sur une année. Pour fixer les idées, une seconde d’arc représente 1/3600eme de degré... Et la Lune couvre dans le ciel un diamètre apparent de 0,5 degré... Pour mesurer raisonnablement bien un angle aussi microscopique, Gravity Probe B doit atteindre la fantastique précision de 0,0005 secondes d’arc. Cela revient à être capable de mesurer l’épaisseur d’une feuille de papier présentée par la tranche à 160 kilomètres de distance...

Les scientifiques responsables de Gravity Probe B ont dû inventer la plupart des technologies nécessaires à la réalisation de cette expérience. Ils ont par exemple mis au point un satellite insensible au freinage atmosphérique capable de frôler les couches supérieures de l’atmosphère sans que les gyroscopes s’en ressentent. Ils sont également parvenus à maintenir le champ magnétique terrestre à l’extérieur de la sonde. Et ils ont même mis au point un dispositif qui permet de mesurer la variation éventuelle de l’axe de rotation du gyroscope sans contact direct avec le gyroscope.

Mettre au point l’expérience fut un défi permanent, qui a mobilisé beaucoup de temps et d’argent. Mais apparemment c’est une réussite.

" Il n’y a pas eu d’énormes surprises " au cours du déroulement de l’expérience déclare le physicien Francis Everitt, principal responsable scientifique de Gravity Probe B à l’université de Stanford. À présent que la phase de collecte de données est terminée, il confie que les scientifiques associés au projet sont " pleins d’enthousiasme, mais aussi conscients de tout le travail très minutieux qu’il reste à fournir pour dépouiller les données ".

De fait, une analyse soigneuse et détaillée des données est en cours. Elle se déroulera en trois étapes. D’abord, les chercheurs vont s’intéresser aux données quotidiennes, les analysant jour par jour, à la recherche de petites irrégularités de pointage. Puis ils prendront un peu de recul et analyseront les données sur des durées de l’ordre du mois. Enfin, c’est l’année entière qu’ils considèreront. En pratiquant de la sorte, ils devraient être à même de détecter tout problème dans les données qu’une analyse moins systématique aurait pu laisser passer.

Les enjeux sont énormes. À la fin du processus d’analyse, les scientifiques du monde entier examineront les résultats en détail. Et comme le précise Everitt, " nous voulons être nos critiques les plus impitoyables ".

Que se passera-t-il après ce long processus ? Si le tourbillon spatio-temporel est détecté dans les valeurs prédites, cela signifiera simplement qu’Einstein avait raison, une fois de plus. Mais imaginons que ce ne soit pas le cas ? Cela signifierait qu’il existe une faille dans la théorie d’Einstein, qui nous donnera peut-être accès à une nouvelle révolution en physique.

Mais n’allons pas trop vite en besogne : il reste d’abord beaucoup de données à dépouiller...
Article pris sur le site www.cidehom.com qui se trouve etre un très bon site pour se tenir de l'actualité sur l'astronomie

Voici l'un des plus gros objets que l'on puisse voir dans le ciel. Chacune des taches floues de l'image ci-dessus est une galaxie. Ensemble, elles constituent l'amas de Persée, un des plus proches amas de galaxies. L'amas est vue à travers un premier plan d'étoiles faibles de notre propre Galaxie de la Voie Lactée. La lumière met environ 300 millions d'années pour nous venir de cette région de l'Univers, donc nous voyons cet amas tel qu'il était avant l'ère des dinosaures. Connu aussi sous le nom d'Abell 426, le centre de l'amas de Persée est une prodigieuse source de radiations X et ainsi aide les astronomes à comprendre comment les amas se sont formés et comment le gaz et la matière sombre interagissent. L'amas de galaxies de Persée fait partie du superamas de galaxies Pisces-Perseus, qui couvre plus de 15 degrés et contient plus de 1000 galaxies.

Ce telescope constitue une belle évolution du marché.IL y a plus de dix ans, pour débuter avec le même budjet, la solution consistait à acheter une lunette de 60 mm de diamètre sur un trépied souvent peu stable.Le concept du Dobson allie simplicité, robustesse et éfficacité.Sur l'instrument Orion Sky Quest XT4.5 testé, l'alignement optique était parfait mais, comme souvent, les accessoires fournis avec ce telescope sont de qualité moyenne.Nous vous conseillons de les compléter et à terme de les remplacer.Ce telescope me parrais très bien pour débuter car il a un prix petit (229€) et on peu voir des planète etc, il est légé et facile à transporter.

Diamètre: 114mm
Focale: 910mm
Monture: azimutale Dobson

Qu’est ce qu’une étoile ? En quoi diffèrent-elles des planètes ? Pourquoi certaines semblent-elles briller plus que d’autres ? Et à quoi sont dues leurs variations de couleurs ? Voici les réponses à toutes ces questions et bien d'autres

Les étoiles, une définition simple
C’est un astre qui brille joliment dans le ciel nocturne. Contrairement aux planètes, même quand on regarde une étoile au télescope, elle apparaît toujours comme un petit point. Les étoiles bougent peu les unes par rapport aux autres, il faut utiliser des techniques assez sophistiquées pour déceler leur mouvement.

Les étoiles, une définition plus scientifique
Voici une définition assez rigoureuse des étoiles. Une étoile est un objet compact, en un seul morceau, qui doit sa cohésion aux forces de gravité, opaque, émettant de la lumière par ses propres moyens.

Distance 1.481.100 km
Largeur 360 km

Hypérion est une sorte "d'éponge" solide, Hypérion joue la carte de l'insolite dans la famille des "cailloux" saturniens.Sa densité indique que son intérieur pourrait bien être "rempli"de creux...

Ainsi Hypérion, que Cassini a approché à seulement 500 km d'altitude, révèle une étonnante silhouette d'éponge et une surface criblée de cratères au fond desquels apparaissent d'étrange dépôts noir."On ne connaît pas bien l'origine de ces structures sombre que l'on estime peu épaisses" avoue Carolyn Porco."Il peut s'agir de matériaux "sale" demeurés au fond des cratères quand la glace qui les contenait s'est sublimée"Une chose est sûr: l'aspect totalement inédit d'Hypérion indique que ce petit corps a une histoire très différente de toutes les autres lunes de saturne.

Ce genre de nouvelle a de quoi surprendre. Un officier de l'armée de l'air qui connaît "Area 51" et qui le dit! Mais comment est-ce possible? En fait, tout cela est très simple, il participait avec d'autres, et avec leurs appareils, à l'exercice "Red Flag" sur une base de l'US Air Force voisine.

Tous les ans, les nations occidentales participent à cet exercice d'attaque et de défense grandeur nature, l'un des plus sophistiqués qui soit, et qui se déroule autour de la base aérienne de Nellis (Nellis AFB), dans les déserts de l'Ouest américain. L'exercice autorise le survol d'une zone plus grande que la Suisse, où les pilotes et leur appareils utilisent des munitions réelles particulièrement lors des simulations de mission de bombardement. En revanche, les tirs dirigés contre les appareils simulant les forces ennemis sont bien évidemment fictifs. Le tout est contrôlé au moyen d'un impressionnant dispositif électronique, le "grand Tzar" ou "Tzar rouge", qui enregistre et comptabilise les tirs effectifs et les ratés, et les présente aux pilotes lors des séances de restitution.

Cette année, l'armée de l'air Française avait expédié à Nellis plusieurs appareils Mirage F1CT et Mirage 2000D, le tout accompagné d'avions ravitailleurs C-135FR. Le voyage de Istres à Nellis AFB, via l'Atlantique sud a été étalé sur plusieurs jours…

Arrivés Nellis, les pilotes ont été informés des procédures de sécurité - on ne met pas plus de 80 appareils militaires en l'air sans y penser! On les a aussi informé des conditions de circulation et de vol autour de la base, tels que l'emplacement des parkings des appareils en fonction des munitions embarquées, le sens des "tours de pistes", les zones interdites aux tirs à munitions réelles, ou au largage de leurres, et autres zones d'exclusion. C'est en nous parlant de ces zones que l'officier français nous indique qu'il en existe plusieurs: des fermes, des ranches, et surtout "le container", terme utilisé par les pilotes pour désigner la "zone 51", qui occupe pratiquement le centre de la zone d'exercice. La zone 51, nous indique le pilote, est une zone militaire et comprend le terrain d'aviation secret de "Groom Lake". On ne peut être plus explicite… Il est vrai qu'il est difficile de dissimuler ce genre d'information avec l'arrivée en force des images satellites à la disposition du grand public. On dit même, dans certains milieux aéronautiques, que le survol de "Groom Lake" est non seulement interdit mais qu'il serait aussi "dangereux" puisque des batteries antiaériennes utilisant des munitions "réelles" l'entoureraient, et disposeraient d'autorisations de tir même sur d'éventuels appareils participant à Red Flag.

Il est symptomatique de savoir que l'existence de Groom Lake et de la zone 51 avait été niée par les officiels américains pendant des années de sorte que l'on peut se demander si les autorités militaires de ce pays, au cas où une "soucoupe volante" se poserait sur la pelouse de la Maison Blanche, n'iraient pas jusqu'à nier cette fois l'existence même de la demeure présidentielle….

Une supernova est une nova gigantesque, c'est-à-dire une étoile dont la magnitude augmente considérablement en quelques jours, au point de la faire apparaître comme une « nouvelle » étoile (d'où « nova »). Le préfixe « super » la distingue d'une simple nova, qui désigne également une étoile dont l'intensité lumineuse augmente, mais de façon beaucoup moins importante et suivant un mécanisme assez différent.

Principe général
Évènement cataclysmique, une supernova résulte de l'effondrement gravitationnel d'une étoile. L'effondrement intervient lorsque le cœur de l'étoile est constitué de fer : élément le plus stable, sa fusion ne produit pas d'énergie. En conséquence, la pression interne n'est plus suffisante pour soutenir les couches supérieures qui s'écrasent sur le cœur : la matière n'étant pas compressible à l'infini, un choc en retour désintègre l'astre.

Type des supernovæ
Les astronomes ont réparti les supernovæ 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 I
Les supernovæ 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 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 température de l'étoile est celle de Fermi de ses électrons). Il se produit alors une réaction en chaîne 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 et s'effondre, mais commence une fusion nucléaire de la matière accumulée 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 supernovæ de type Ia étant extrêmement régulière, ces supernovæ peuvent être utilisées comme chandelles cosmiques. En 1998, c'est par l'observation de supernovæ de type Ia dans des galaxies éloignées, que les physiciens ont découvert que l'expansion de l'univers s'accélérait.

Les supernovæ de type Ib et Ic ne montrent pas de silicium dans leur spectre et l'on ne connaît pas encore le mécanisme de leur formation. 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 supernovæ de type Ib sont sûrement le résultat de l'effondrement d'une étoile Wolf-Rayet.


Type II
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 se soit construit par phases successives de réactions de fusion nucléaire. Ces éléments étant les plus stables (la réaction de fusion nucléaire du fer consomme de l'énergie au lieu d'en produire), la fusion ne peut plus avoir lieu au cœur de l'étoile. Privé de sa source d'énergie, le cœur devient incapable de supporter le poids des couches externes : il commence à se contracter. Les couches externes continuent 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. Lorsque la pression thermique atteint le niveau de dégénérescence des nucléons, 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 de 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 relâché 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) permettent le « processus r » : une grande densité de neutrons (1020 n/cm3) fait que leur capture par les noyaux est plus rapide que la décroissance radioctive beta (1 seconde). Ceci produit des isotopes riches en neutrons et est la raison de l'existence de noyaux radioactifs lourds dans l'univers.

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.

Hypernovæ
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 et 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.


Luminosité
Les supernovæ de type I sont, toutes proportions gardées, considérablement plus brillantes que celles de type II.

Appellation des supernovæ
Les découvertes de supernovæ 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 supernovæ de l'année ont une lettre entre A et Z ; après Z, elles commencent par aa, ab, et ainsi de suite.