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L’Étoile Nova

En astronomie, une nova est une étoile qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut être de l’ordre de 10 magnitudes. Cette vive luminosité ne dure que quelques jours, et l’étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial. Nova pendant et après explosion (->).

Le mot nova étant emprunté au latin, le pluriel latin est novæ, avec une tolérance pour novae, qui est également le pluriel employé par les anglophones. En français, novas est également une forme correcte.

Les astronomes qui les découvraient les considéraient comme de nouvelles étoiles, puisqu’elles apparaissaient là où n’existait pas d’étoile précédemment, et les ont ainsi appelé des novas. Certaines novas sont récurrentes, et ont subi plusieurs explosions depuis qu’elles ont été observées, avec des intervalles de l’ordre de plusieurs décennies.

PRINCIPE GÉNÉRAL

La connaissance de ce phénomène provient principalement de l’étude spectrographique des novas. Les étoiles qui deviennent des novas, appelées prénovas, sont en général de type spectral A, et peu lumineuses.

La subite augmentation de la brillance est en fait due à un système stellaire binaire de forte excentricité, qui est très rapproché pendant seulement quelques heures. L’une des deux étoiles est une naine blanche et l’autre est une étoile en voie de devenir une géante rouge. En devenant une géante rouge, l’étoile remplit entièrement son lobe de Roche et c’est alors que le processus de transfert s’amorce.

La géante perd de sa masse, qui déborde du lobe, au profit de la naine blanche par l’intermédiaire du point de Lagrange. Ceci forme un disque d’accrétion autour de la naine blanche avant de tomber sur l’étoile. Les gaz ainsi capturés consistent principalement en hydrogène et en hélium, les deux principaux constituants de la matière dans l’Univers. Les gaz sont écrasés à la surface de la naine blanche par son énorme gravité, comprimés et chauffés à des températures de l’ordre de la dizaine de millions de kelvins, pendant que de la matière additionnelle continue à s’ajouter.

À un certain moment, les pression et température de la couche d’hydrogène deviennent assez grandes pour déclencher une explosion thermonucléaire qui convertit rapidement une grande quantité d’hydrogène en hélium et d’autres éléments plus lourds.
La masse de réactifs nucléaires est de l’ordre de celle d’une planète  : 10 20 à 10 21 tonnes, ce qui dégage très vite une énergie de l’ordre de 10 38 à 10 39  J.
L’énergie libérée par ce processus expulse les gaz de la couche de surface de la naine blanche dans l’espace et produit un éclat extrêmement lumineux mais de courte durée.

Au moment de l’explosion, le spectre se rapproche de celui des supergéantes, mais avec un déplacement de toutes les raies vers le violet, proportionnellement à leurs longueurs d’onde. L’interprétation de ce décalage est que le rayonnement lumineux est émis par un gaz en expansion qui s’échappe de la surface de l’étoile, avec des vitesses de l’ordre de 1000 km/s. Cette expansion, qui provoque un refroidissement, explique l’extinction rapide de la nova.

NOVAS RÉCURRENTES

Une naine blanche peut produire des novas à de multiples reprises pendant que de l’hydrogène additionnel provenant de son étoile compagne continue à s’accumuler à sa surface. Un exemple est RS Ophiuchi, dont on connait six éruptions (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 et en 2006). Cependant, tôt ou tard, l’étoile compagne aura épuisé sa matière ou la naine blanche subira une nova si puissante qu’elle sera complètement détruite par ce processus.

C’est un peu semblable à une supernova de type I ; cependant, en général les supernovas impliquent des processus différents et des énergies beaucoup plus élevées et ne devraient pas être confondues avec les novas ordinaires.

NOVA NAINE

Une nova naine ou étoile variable de type U Geminorum est un type d’étoile variable cataclysmique constitué d’un système d’étoile binaire serré dont une des composantes est une naine blanche, qui accrète de la matière de sa compagne.

Elles sont similaires aux novae classiques en ce sens que la naine blanche est sujette à des explosions périodiques, mais les mécanismes sont différents : les novae classiques résultent de la fusion et de la détonation de l’hydrogène accrété, tandis que la théorie actuelle suggère que les novae naines proviennent d’une instabilité dans le disque d’accrétion, quand le gaz du disque atteint une température critique qui cause un changement de viscosité, provoquant un effondrement sur la naine blanche qui émet de grandes quantités d’énergie potentielle gravitationnelle.

Les novae naines sont différentes des novae classiques sur d’autres aspects ; leur luminosité est plus faible, et elles sont typiquement récurrentes sur une période allant de la journée à quelques décades. La luminosité des explosions augmente avec l’intervalle de récurrence ainsi qu’avec la période orbitale ; une recherche récente avec le télescope spatial Hubble suggère que cette dernière relation pourrait faire des novae naines des chandelles standards utiles pour mesurer les distances cosmiques.

Il y a trois sous-types d’étoiles U Geminorum (UG en anglais) :

  1. les variables de type SS Cygni (UGSS en anglais), qui accroissent leur luminosité de 2 à 6 magnitudes V en 1 ou 2 jours, puis retournent à leur luminosité initiale les quelques jours suivants.
  2. les variables de type SU Ursae Majoris (UGSU en anglais), qui produisent des explosions plus brillantes et plus longues appelées « supermaxima » ou « super-explosions », en plus des explosions normales. Les étoiles de type SU Ursae Majoris comprennent les variables de type ER Ursae Majoris et les variables de type WZ Sagittae.
  3. les variables de type Z Camelopardalis (UGZ en anglais), qui « s’arrêtent » temporairement à une luminosité particulière après leur pic de luminosité.0847d2baa8_50096291_17470-novav4582

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