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 12^eme à la 9^eme 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 supérieures de l'atmosphère de l'étoile naine riches en hydrogène. A droite l'explication du phénomène. Documents NASA/STSCI/HST 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 étoiles denses, aux étoiles à neutrons, aux pulsars et aux trous noirs. 

Pour corroborer cette hypothèse, lors de l’explosion de la nova X de la Mouche (Nova Muscae alias GRS 1124-684) qui se produisit en 1991, le télescope orbital franco-russe Sigma a mis en évidence des rayonnement 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.

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.

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 quelque 10^-4 M_¤ 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, tel qu’on a pu en observer dans Nova Cygni 1975 (V1500).

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 gigantesque explosion 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 est beaucoup plus importante, nous pouvons assister à une explosion qui peut disloquer l'étoile ou l'éjecter de son orbite. Elle devient une 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.

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.

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 et 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 (16^eme magnitude environ).

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 GRS 1915+105 est constitué d'une étoile chaude en interaction avec un trou noir d'environ 10 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