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La diversité des étoiles

Les novae (II)

Dans notre Galaxie, chaque année une centaine d'étoiles deviennent perceptibles dans le ciel, parfois en des endroits où il ne semblait y avoir auparavant qu'une banale étoile, semblable à ses congénères. Mais la plupart d'entre elles restent invisibles, trop éloignées ou masquées par les nuages denses de poussières.

A gauche Nova Herculis apparue en 1934 photographiée respectivement le 10 mars et le 6 mai 1935. A droite Nova Aquila photographiée le 12 avril 1999 à 19h12 avec un téléobjectif de 125 mm. Document Lick Observatory et K.Tanaka.

Ces étoiles "nouvelles" ou novae ont vu en quelques jours ou en quelques semaines leur éclat multiplié par un coefficient de mille ou du million, pour atteindre les premières magnitudes. Le 29 octobre 1952, UV Ceti est passée de la magnitude 12.3 à 6.8 en 20 sec, Krüger 60B passa de la 12e à la 9e magnitude en quelques heures ! L'analyse spectrale a montré que l'augmentation d'éclat correspondait à une activité intense au sein de l'étoile qui se manifeste par une explosion de matière : les analyses spectrales révèlent des raies d'émission intenses, principalement celles de la série de l'hydrogène de Balmer.

Explosion de Nova Cygni 1992 avec l'éjection des couches externes de l'atmosphère de l'étoile naine riches en hydrogène. A droite, l'explication du phénomène. Documents NASA/ESQA/STScI et TRW/NASA Observatorium adaptés par l'auteur.

Les spécialistes tentent de démontrer que la majorité des novae sont en fait des systèmes doubles dont les individus subissent des effets de marées gravitationnelles extrêmement violents. Les phénomènes les plus intenses de cette catégorie sont vraisemblablement liés aux interactions entre un astre compact et un compagnon moins dense et plus froid. L'astre compact peut être un étoile naine, une étoile neutron, un pulsar ou un trou noir et le compagnon est une étoile de la Séquence principale, généralement une étoile géante rouge.

Disposition des lobes de Roche représentant l'espace de gravité propre à l'étoile entre deux astres en interaction rapprochée, une étoile naine et une étoile géante par exemple. Dans ce cas, on parle de "binaire à contact".

Pour corroborer cette hypothèse, lors de l’explosion de la nova X de la Mouche (Nova Muscae alias GRS 1124-684) en 1991, grâce au télescope orbital franco-russe Sigma, les astronomes ont détecté des rayonnements gamma d'une énergie de 200 à 500 KeV, plus brillants que ceux émis par la nébuleuse du Crabe !

Cette énergie est caractéristique d'un processus d'annihilation électron-positron. Selon A.Goldwurm de l’équipe Sigma, cette découverte serait la signature de l'interaction entre un plasma très chaud et un trou noir. Etant donné que la matière ne peut-être refroidie par le rayonnement de l'étoile, le plasma est porté à de très hautes températures où il peut émettre un rayonnement de haute énergie.

Lorsque la zone d'attraction de l'étoile la moins dense (une étoile géante par exemple) dépasse le lobe de Roche, l'étoile ne peut retenir les couches extérieures de son enveloppe qui se libèrent, l'étoile perdant ainsi jusqu'à 10-4 M par an qui se dissipent sous forme de gaz et de plasma. Ensuite, sous l'effet de sa propre gravité, l'enveloppe de l'étoile se recontracte. Ce plasma est libéré de façon plus ou moins continue et se met en orbite autour de l'étoile. Au bout d'un certain temps nécessaire pour que les réactions thermonucléaires se déclenchent, des zones brillantes apparaissent dans son atmosphère, telles qu’on a pu en observer dans Nova Cygni 1975 (V1500) présentée ci-dessous.

Si la matière libérée par l'étoile géante se propage au-delà du lobe de Roche, elle se déverse sur son compagnon en formant un disque d'accrétion dont la température peut atteindre 10000 K. En tombant dans les couches superficielles de l'étoile dense, ce plasma provoque une augmentation de la pression et de la température qui réamorcent les réactions de fusion thermonucléaire en surface. Ce réamorçage ne produit pas de gigantesques explosions car il ne met en jeu qu'une toute petite partie de la naine blanche; seule la surface de l'étoile est touchée, 95% de l'astre ne subissant aucune altération, comme si rien de spécial ne se produisait. C'est ce réamorçage thermonucléaire qui est à l'origine de l'accroissement d'éclat de l'étoile naine. Elle devient une nova. Le 29 août 1975 Nova Cygni passa d'une température effective de 13000 K au stade pré-nova à 300000 K le 5 novembre, sautant de la classe spectrale F5 Ib à O9, passant d'une couleur blanc-verdâtre à bleutée.

Si l'accrétion avait été beaucoup plus importante, nous aurions assisté à une explosion qui aurait put disloquer l'étoile compagne ou l'éjecter de son orbite, transformant l'étoile dense en supernova.

A gauche, une photographie prise par Akira Fujii le 2 septembre 1975 lors du maximum de Nova Cygni 1975 (V1500) qui atteignit la magnitude 1.8 (l'étoile orangée à gauche de NGC 7000). Un mois plus tard elle retombait à la magnitude 7. Nova Cygni 1975 fut l'une des plus brillantes novae de ces dernières décennies dont l'éclat n'a pas encore été égalé. Au centre, sa courbe lumineuse. A droite, Nova Cygni 1992 fut la plus brillante depuis Nova Cygni 1975 et la mieux observée. Découverte le 19 février 1992 elle atteignit en 3 jours la magnitude 4.4 (lumière verte). Cette image représente l'évolution de son spectre UV dès 20 heures après sa découverte et durant 160 jours. Son profil est exceptionnel et unique car pour la première fois une nova décrut en lumière UV d'un facteur supérieur à 30 et présentait des raies inhabituelles telle la phase de la "forêt de fer". Durant toute cette période l'émission fut quasi thermique. Plus tard son spectre présenta les caractéristiques des phases "P-Cygni" et des émissions nébulaires (type OIII). Deux ans après l'explosion, les intenses raies ionisées de cette nova décrurent soudainement indiquant la fin de la combustion de l'hydrogène de la surface de l'étoile naine blanche. Documents A.Fujii, AAVSO et ESA-INES Demos.

Un phénomène explosif similaire s'est produit en 2002 avec l'étoile variable V838 Monocerotis de la constellation de la Licorne présentée ci-dessous. Il s'agit d'une étoile supergéante rouge d'environ 65 M, 5 fois plus grande que le Soleil, de classe spectrale M6.3 et d'une température comprise entre 4700-30000 K. Jusqu'ici elle était tout à fait banale mais elle était dans une phase pouvant potentiellement la transformer en nova ou même en supernova.

Le 6 janvier 2002, l'astronome amateur Nicholas J. Brown de Quinns Rocks en Australie découvrit cette étoile sur une photo alors que rien n'apparaissait à l'endroit indiqué le 22 décembre 2001. Il prévient immédiatement l'observatoire le plus proche qui après confirmation enverra une alerte au CBAT qui émettra le Circulaire IAUC 7785.

Soudainement V838 Mon est devenue 600000 fois plus lumineuse et 380 fois plus grande que le Soleil. Au maximum de son éclat, elle atteignit la magnitude absolue de -9.8 pour une magnitude apparente de +6.77, puis disparut aux regards. En décembre 2002, son enveloppe de gaz et de poussière mesurait plus de 1200 rayons solaires soit plus de 5.58 UA, l'équivalent de la distane du Soleil à Jupiter.

L'enveloppe en expansion soufflée par V838 Monocerotis entre 2002 et 2006. Documents NASA/ESA/STScI adaptés par l'auteur.

V838 Mon s'est transformée en nova mais elle n'a pas expulsé son enveloppe extérieure. A la place est a enflé en produisant un bref sursaut d'éclat qu'on appele un "light echo" qui a illuminé l'enveloppe de poussière qui l'entourait. Aujourd'hui l'étoile a une masse de 5-10 M et une température effective de 3270 K. Sa luminosité est de 550 à 5000 fois celle du Soleil. Elle est associée à une étoile compagne bleue de classe spectrale B5V évoluant sur la Séquence principale.

Explosion de KIC 9832227 en 2022

Selon une étude publiée en 2017 par l'astronome Lawrence Molnar du Calvin College et son équipe, il est probable que nous assistions en 2022 à la fusion suivie de l'explosion de deux étoiles, phénomène qui donnera naissance à une nova qui deviendra pendant quelques mois l'un des objets les plus brillants du ciel.

Illustration du système binaire KIC 9832227. Document Luis Calçada/ESO.

Le système binaire KIC 9832227 alias ASAS J192916+4637.3 du catalogue de l'AAVSO est situé à 1800 années-lumière dans la constellation du Cygne, à 3° à l'ouest de δ Cygni (l'aile droite du cygne). Il s'agit d'une étoile binaire à contact dont la période est d'environ 11 heures (K.Kinemuchi, 2013).

Les deux étoiles présentent une température effective qui fluctue entre 5800-5900 K. Plus étonnant, leur vitesse orbitale s'accélère ce qui signifie que les deux étoiles se rapprochent l'une de l'autre. Actuellement, les deux étoiles sont si rapprochées qu'elles partagent leur atmosphère comme on le voit sur l'illustration artistique présentée à droite.

La binaire KIC 9832227 rappelle le comportement d'une autre binaire, V1309 Scorpii, dont les deux atmosphères avaient également fusionné et qui finit par exploser sans prévenir en 2008 (Nova Sco 2008). Aussi, en comparant les deux couples et après deux années d'études pour confirmer l'augmentation du spin et écarter les explications alternatives, selon Molnar et son équipe, au terme d'un mouvement en spiral fatal, ce couple devrait finir par exploser en 2022 et se transformer en nova rouge. L'explosion sera visible à l'oeil nu telle une étoile de magnitude visuelle +2. Elle devrait briller pendant 6 mois avant de disparaître probablement sous forme d'un coeur inerte d'étoile naine porté à vif, d'une étoile nentron ou même d'un pulsar. On peut également s'attendre à la formation d'une nébuleuse planétaire qui devrait briller pendant quelques dizaines d'années.

A l'intention des amateurs, KIC 9832227 se situe aux coordonnées équatoriales (J2000.0) suivantes : A.D.= 19h29m15.948s, Décl. = +46°37'19.9". La magnitude visuelle actuelle du système varie entre 12.27-12.46, à la limite de visibilité des télescopes de 125 mm de diamètre. Voici une photo du champ de KIC 9832227 prise le 7 janvier 2017 par Denis Buczynski avec un télescope Celestron C14 de 350 mm de diamètre f/6 équipé d'une caméra CCD.

RS Ophiuchi

Loin de terminer calmement leur vie, dans certains systèmes multiples la nova peut être suffisamment massive pour atteindre le stade de supernova, puis d'étoile neutron ou de trou noir, entraînant la destruction de son compagnon. Entre-temps l'étoile naine aura subit plusieurs sursauts d'éclats.

La nova récurrente RS Ophiuchi. Doc Lombry.

Le système RS Ophiuchi pourrait correspondre à ce modèle. Situé à 5200 a.l. dans la constellation du Verseau, ce système binaire est constitué d'une étoile géante rouge de classe M2 III en orbite autour d'une étoile naine blanche qui s'est transformée en étoile variable cataclysmique (CV).

Accrétant le matériel de son compagnon géant, tous les 20 ans environ l'accumulation de cette matière à la surface de l'étoile naine déclenche des réactions thermonucléaires provoquant des sursauts d'éclats; l'étoile devient une nova visible à l'oeil nu. Durant cette phase la nova éjecte les couches superficielles de son atmosphère dans l'espace, ce qui explique qu'elle soit entourée d'une bulle de gaz. 

RS Ophiuchi est une nova récurrente qui explosa à cinq reprises depuis 1898. Elle atteignit la magnitude 4.5 en 2006 et est retombée depuis à la magnitude 12.5.

Vers 2025, si jamais la masse nucléaire de l'étoile naine venait à dépasser environ 1.4 M, elle se transformera en supernova (type 1a).

Une explosion cosmique est-elle en train de se préparer ? Nul ne peut le dire mais plus que jamais RS Ophiuchi fait l'objet de toutes les attentions.

Classification des novae

Les novae se répartissent en cinq catégories :

- Les novae rapides (NA) dont l'éclat peut augmenter de 10 magnitudes en l'espace de quelques jours,

- Les novae lentes (NB) dont l'augmentation d'éclat est plus régulier, s'étalant sur une période 15 jours environ avec un maximum qui peut persister plusieurs mois (Nova Herculis 1934),

- Les novae récurrentes (NR) qui présentent des sursauts d'éclats à des intervalles de quelques dizaines d'années, telles T Corona Borealis (1866, 1946) ou RS Ophiuchi (1958, 1967, 2006).

- Les novae naines qui sont des étoiles variables cataclysmiques dont l'éclat augmente irrégulièrement de plusieurs magnitudes en quelques heures (U Geminorum). Cet événement est la plus spectaculaire évolution que puisse subir une étoile variable.

- Les novae X dont l'éclat augmente principalement en rayonnement X. Cette émission peut dépasser les plus intenses sources X galactiques en une dizaine de jours. La plupart sont associées à des étoiles très faibles (16e magnitude environ).

NB. Nous évoquerons les kilonovae à propos des étoiles neutrons.

A gauche, une étoile variable cataclysmique telle U Geminorum se transforme en nova lorsque le disque d'accrétion composé d'hydrogène et aspiré par l'étoile naine blanche devient si chaud qu'il déclenche une réaction de fusion thermonucléaire en surface faisant localement exploser une région superficielle de l'étoile naine. A droite, le système V1487 alias GRS 1915+105 est constitué d'une étoile solaire en interaction avec un trou noir d'environ 14 masses solaires. L'étoile est une nova X et émet des nuages de matière à des vitesses apparentes supérieures à celle de la lumière. Documents AAVSO/Mark A.Garlick et T.Lombry.

Prochain chapitre

Les supernovae

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