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La diversité des étoiles

Les novae (III)

Une nuit d'été de l'an 1437, les astronomes coréens ont observé soudainement une nouvelle étoile dans le ciel de Séoul. Deux semaines plus tard, l'étoile avait disparu, ce qui est un délai assez court comparativement à d'autres phénomènes de ce type. Dans une lettre publiée dans la revue "Nature" en 2017 (en PDF sur arXiv), l'astrophysicien Michael Shara du Musée d'Histoire Naturelle Américain (AMNH) et ses collègues ont décrit comment ils ont retrouvé l'astre qui avait temporairement illuminé le ciel coréen à partir d'anciennes cartes du ciel chinoises. Il s'agissait d'une nova qui apparut le 11 mars 1437 dans la constellation appelée en Occident le Scorpion, entre la seconde et la troisième étoile de la "sixième xiu "ou maison lunaire comme l'appelait les astronomes chinois.

A gauche, une carte du ciel chinoise du "Xin Yi Xiang Fa Yao" de Su Song publiée en 1092 (dynastie Song) divisée en 14 xiu ou maisons lunaires. La projection cylindrique est similaire à la projection de Mercator (publiée en 1569). A droite, une photo en Hα prise en septembre 2016 de la bulle de gaz expulsée par la nova de 1437. L'étoile est indiquée par les deux traits rouges décentrés de 15" vers le bas. Elle se trouvait sur la marque + en 1437. Les positions du centre géométrique de la coquille sont indiqués par la marque + (vert) en 1437 et par + (bleu) en 2016. Documents Wikimedia et K.Ilkiewicz/J.Mikolajewska/SWOPE.

La position de l'étoile est connue depuis 1985 lorsqu'une étude de spectroscopie révéla la présence d'un bulle de gaz d'environ 1' de rayon présentant d'intenses raies d'émission. L'étoile progénitrice est toujours visible à la 17e magnitude mais décentrée de 15" vers le sud de la nébuleuse, accusant un mouvement propre de 7.4" comme on le voit sur la photo ci-dessus à droite. Il s'agit d'une variable naine blanche cataclysmique appartenant à un système binaire de faible masse. L'étoile est également une source X variable (IGR J17014-4306). On y reviendra.

C'est la première fois que les astronomes parviennent à remonter si loin dans le passé pour retrouver ce qu'on appelle une "nova classique" décrite dans la littérature ancienne (généralement ce sont des supernovae). Le cas précédent était la nova de 1783, alias WY Sge qui resta brillante pendant 234 jours selon les comptes-rendus de l'époque.

Ceci dit, dans les années 1950, Hsi Tse-tsing examina le catalogue de 60 novae de Lundmark largement inspiré de l'encyclopédie chinoise "Wen-hsien t'ung-k'ao" publiée par Ma Tuan-lin et y trouva de nombreuses erreurs - connues ou ignorées - et notamment des confusions avec des comètes. Il a donc mis à jour ce catalogue et l'a complété avec les données trouvées dans les annales chinoises et japonaises. Dans un article publié dans la "Soviet Astronomy" en 1957, il répertorie 90 novae apparues depuis l'an 532 avant notre ère.

Notons que toutes les novae classiques sont récurrentes sur une échelle de temps variant entre quelques mois et quelques millénaires.

A gauche, la nova Herculis apparue en 1934 photographiée respectivement le 10 mars et le 6 mai 1935. Document Lick Observatory. A droite, la nova Carinae 2018 alias ASAS-SN18fv photographiée en mars 2018, quelques jours après son maximum (Mv. 5.9) par Thierry Demange, Richard Galli et Thomas Petit. Normalement l'étoile est de magnitude 19.5 (G) à 20 (R).

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.

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 secondes, Krüger 60B passa de la 12e à la 9e magnitude en quelques heures !

Dans toutes les novae, l'analyse spectrale montre que l'augmentation d'éclat correspond à une activité intense à la surface de l'étoile qui se manifeste par une explosion thermonucléaire d'hydrogène : leur spectre révèle des raies d'émission intenses, principalement celles de la série de l'hydrogène de Balmer et ensuite des raies d'absorption à mesure que l'enveloppe de gaz éjectée se refroidit et devient optiquement plus mince. En fait, ces explosions lumineuses sont équivalentes à de véritables bombes H surdimensionnées, ce qui explique qu'on puisse les observer à des milliers d'années-lumière.

Classification des novae

Le système V1487 Aquilae alias GRS 1915+105 est un microquasar constitué d'une étoile solaire en interaction avec un trou noir d'environ 14 Ms. L'étoile est une nova X qui génère des éruptions de matière à des vitesses apparentes supérieures à celle de la lumière. Document T.Lombry.

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, WZ Sagittae). Cet évènement est la plus spectaculaire évolution que puisse subir une étoile variable.

- Les novae X dont l'éclat augmente principalement en rayons 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). Ces novae X peuvent être associées à une étoile à neutrons capables d'émettre au-dessus de 100 keV (cf. Didier Barret 1996 et 2001). Elles peuvent aussi abriter un trou noir comme comme Nova Aquilae 1992 alias V1487 Aquilae ou GRS 1915+105 illustrée à droite qui est également classée parmi les binaires X (LMXB) et les microquasars. On y reviendra.

Ajoutons les micronovae qui sont des sursauts d'éclats rapides qui ne durent que quelques heures (voir plus bas).

Nous décrirons les kilonovae à propos des sources de processus r.

Comment une étoile se transforme en nova ?

Les astrophysiciens tentent de démontrer que la majorité des novae sont en fait des systèmes binaires dont les composants subissent des effets de marée gravitationnelles extrêmement violents. Les évènements 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 est généralement un étoile naine blanche, mais il peut aussi s'agir d'une étoile à neutrons, d'un pulsar ou d'un trou noir et le compagnon est une étoile de la Séquence principale, généralement une étoile géante rouge. Si les deux étoiles sont en interaction rapprochée, on parle de "binaire à contact".

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".

Comme le montre le schéma présenté à gauche, l'étoile géante de faible masse liée gravitationnellement à une naine blanche perd son hydrogène au profit de l'étoile compacte.

Lorsque la zone d'attraction de l'étoile géante dépasse le lobe de Roche, l'étoile ne peut plus retenir les couches extérieures de son enveloppe qui se libèrent de son attraction, l'étoile perdant ainsi jusqu'à 10-4 M par an qui s'évadent dans l'espace sous forme de gaz et de plasma. Cette matière est libérée de façon plus ou moins continue et se met en orbite autour de l'étoile.

La matière qui se propage au-delà du lobe de Roche est accrété par la naine blanche, formant un disque d'accrétion dont la température peut atteindre 10000 K.

Etant donné la forte attraction engendrée par l'étoile naine, le plasma tombe à des vitesses de l'ordre de plusieurs milliers de kilomètres par seconde dans les couches superficielles de l'étoile. Ce phénomène de grande ampleur provoque une augmentation de la pression et de la température qui réamorcent les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium sur la surface de l'étoile compacte.

Dans une nova classique on observe un emballement global des fusions thermonucléaires. Ce phénomène fait brûler et briller toute la surface de la naine blanche pendant plusieurs semaines et est à l'origine de l'accroissement spectaculaire d'éclat de l'étoile  mais il ne la détruit pas (cf. S.Scaringi et al., 2022).

Dans le cas de nova Cygni 1975 (V1500) présentée ci-dessous, après avoir accrété le gaz de sa compagne, sous l'effet de sa propre gravité, l'enveloppe de l'étoile compacte se contracta. Au bout d'un certain temps nécessaire pour que les réactions thermonucléaires se déclenchent, des zones brillantes apparurent dans son atmosphère; elle devint une nova naine.

Nova Cygni 1975 appartenait à la catégorie des variables cataclysmiques. 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 et d'une couleur blanc-verdâtre à bleutée. Si l'accrétion avait été beaucoup plus importante, nous aurions assisté à une superéruption voire à une supernova capable de pulvériser l'étoile compagne ou l'éjecter de son orbite.

A gauche, la nova Aquila 1999 photographiée le 12 avril 1999 à 19h12 avec un téléobjectif de 125 mm. Au centre, 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. A droite, sa courbe lumineuse. Documents K.Tanaka, A.Fujii et AAVSO.

Dans ce cas particulier, le réamorçage de la fusion thermonucléaire ne produisit pas de gigantesques explosions car les chutes de gaz chaud ne touchaient que 5% de la surface de la naine blanche, le reste de l'astre ne subissant aucune altération. Mais ce n'est pas le cas de la majorité des novae dites classiques (types NA, NB et NR) où les explosions thermonucléaires sont globales; elles se produisent sur toute la surface de l'étoile naine.

Les micronovae

Le phénomène de nova est le résultat d'un emballement thermonucléaire à la surface d'une naine blanche qui dure plusieurs semaines. Les modèles prédisent que des sursauts thermonucléaires localisés ne durant qu'une demi-journée peuvent également se produire.

En analysant les données du télescope spatial TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) de la NASA et celles de l'instrument X-Shooter du VLT de l'ESO pour confirmer leur statut de naine blanche, Simone Scaringi de l'Université de Durham, au Royaume-Uni, et ses collègues ont découvert trois naines blanches situées à moins de 5000 années-lumière du Soleil qui émettaient des flashs de lumière avant de s'assombrir (cf. S.Scaringi et al., 2022).

Illustration d'un système binaire accrétant composé d'une géante et d'une naine blanche fortement magnétisée dans lequel se produisent des micronovae. Document ESO/M.Kornmesser, L. Calçada.

Depuis les années 1980, des chercheurs ont enregistré à plusieurs reprises des sursauts d'éclats rapides inexpliqués dans le système binaire TV Columbae, dans lesquel la matière du compagnon de faible masse est accrétée sur une naine blanche fortement magnétisée. Lors de ces sursauts, la luminosité optique/ultraviolette augmente d'un facteur supérieur à trois en moins d'une heure et s'affaiblit en une dizaine d'heures. Des accrétions de matière ont été observées dans les raies ultraviolettes, animées de vitesses supérieures à 3500 km/s, comparables à la vitesse d'évasion de la surface de la naine blanche.

Des sursauts d'éclats optiques similaires ont également été observés dans le système EI Ursae Majoris et ASASSN-19bh. Les sursauts ont une énergie totale d'environ 10-6 fois celle des explosions des novae classiques - elles sont environ 1 million de fois moins brillantes - et présentent une forte ressemblance avec les sursauts de rayons X de type I observés dans les étoiles à neutrons en accrétion. Les chercheurs ont appelé ces évènements des micronovae par référence à la courte durée des sursauts d'éclats.

Le mécanisme exact derrière ces explosions n'est pas encore clair. Scaringi et ses collègues ont exclu des évènements d'accrétion ou de reconnexion magnétique stellaire et ont suggéré qu'il s'agirait d'explosions thermonucléaires beaucoup moins puissantes que les novae mais plus fréquentes. Elles se produiraient suite à des évènements de fusions thermonucléaires globales déclenchées dans les couches superficielles de naines blanches dans des colonnes d'accrétion magnétiquement confinées.

 Les chercheurs estiment que ces évènements sont engendrés par l'accumulation d'hydrogène aux pôles de l'étoile naine, une quantité de matière qui représenterait 20 millions de milliards de kilos - la masse d'un petit astéroïde - en seulement 100 jours. Finalement, l'hydrogène atteint des températures et des pressions suffisantes pour déclencher la fusion de l'hydrogène et provoquer une explosion thermonucléaire localisée qui libère autant d'énergie en quelques heures que le Soleil en produit en une journée.

Seules les naines blanches très magnétiques sont capables d'accumuler de l'hydrogène à leurs pôles de cette manière, ce qui signifie que toutes ne devraient pas produire de micronovae. En découvrir et en étudier davantage pourrait révéler ces processus et peut-être expliquer comment les naines blanches sont capables d'accumuler suffisamment de matière pour exploser en supernovae.

A voir : Artist’s animation of a micronova, ESO

Selon Scraingi,  "Le phénomène remet en question notre compréhension de la manière dont se produisent les explosions thermonucléaires dans les étoiles. Nous pensions le savoir, mais cette découverte propose une manière totalement nouvelle de les réaliser".

La découverte des micronovae s'ajoute au répertoire des explosions stellaires. L'équipe envisage à présent de découvrir davantage d'évènements insaisissables similaires, ce qui nécessite des sondages à grande échelle et des mesures de suivi rapides. Scaringi conclut que "La réponse rapide de télescopes tels que le VLT ou le NTT (New Technology Telescope) de l'ESO et les instruments associés nous permettront de découvrir plus en détail ce que sont ces mystérieuses micronovae".

Les novae à l'origine de 75% du lithium

Après avoir analysé la composition des milliers d'enveloppes expulsées par des novae, on estime aujourd'hui que le lithium, cet élément chimique comptant parmi les plus légers de l'univers et qui joue un rôle fondamental en biochimie et dans les technologies est essentiellement produit par les novae.

La présence de lithium dans l'univers a toujours posé problème car si 25% du lithium existant s'est formé durant la nucléosynthèse primordiale, c'est-à-dire peu après le Big Bang, jusqu'à présent nous n'avions aucune idée de l'origine des 75% de lithium restants.

En étudiant la nova Sagittarii 2015 N.2 (V5668 Sgr) qui entra en éruption le 25 mars 2015 avec l'instrument UVES du VLT, Paolo Molaro de l'Observatoire Astronomique de Trieste et ses collègues ont rapporté dans les "MNRAS" en 2016 avoir détecté une grande quantité de béryllium-7, un élément instable qui décroit en lithium en 53.2 jours (cf. ce schéma). Grâce à cette observation qui en confirment d'autres, on estime que les novae sont capables de libérer suffisamment d'éléments légers et d'énergie pour produire les trois quarts du lithium-7 présent dans la Galaxie et par extrapolation dans le Groupe Local et au-delà (grâce à des observations réalisées en 2002 grâce au VLT, on savait déjà que l’abondance en lithium mesurée dans l'amas globulaire M54 situé à 100000 années-lumière est identique à celle mesurée dans les étoiles naines de la Voie Lactée).

Décrivons à présent quelques novae typiques.

V838 Monocerotis

En 2002, l'étoile variable V838 Monocerotis de la constellation de la Licorne subit une explosion majeure de type nova. V838 Mon est 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.

Explosion de la 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.

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 distance 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 appelle un "light echo" qui illumina 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 représente entre 550 et 5000 fois celle du Soleil. Elle est associée à une étoile compagne bleue de classe spectrale B5V évoluant sur la Séquence principale.

Fusion explosive de KIC 9832227 en 2022 ? Pas certain

En 2017, l'astronome Lawrence Molnar du Calvin College et son équipe, avaient déclaré que nous assisterions probablement en 2022 à la fusion explosive d'un système binaire à contact, phénomène qui donnera naissance à une nova rouge qui deviendra pendant quelques mois l'un des objets les plus brillants du ciel.

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 (cf. K.Kinemuchi, 2013) composée d'une étoile A d'une température effective de 5800 K, 1.4 M et 1.5 R et d'un compagnon B d'une température effective de 5920 K, de 0.3 M et 0.8 R.

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 Scorpii 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 fusionner et exploser en 2022, donnant naissance à 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 à 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. C'est du moins ce qu'on prédisait en 2017.

A gauche, illustration du système binaire à contact KIC 9832227. Document Luis Calçada/ESO adapté par l'auteur. A droite, 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. KIC 9832227 se situe aux coordonnées équatoriales (J2000.0) : 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.

Mais comme l'expliqua Elisabeth Howell dans la revue "Sky & Telescope" en 2018, en réexaminant les données utilisées par Molnar Quentin J. Socia de l'Université d'État de San Diego et ses collèges ont découvert plusieurs erreurs ou approximations.

D'abord, Molnar ou son correcteur ont fait une erreur en examinant le catalogue "Northern Sky Variability Survey" publié en 2004 par Przemek Wozniak du LANO; il y a une erreur typographique dans la date julienne dans l'article de préimpression. De plus, on ignore à quel taux les deux étoiles se rapprochent l'une de l'autre. Enfin, les données sur les exoplanètes rassemblées en 2003 dans le cadre du projet Vulcan de la NASA comprenaient KIC 9832227. Or dans l'hypothèse d'une fusion, les éclipses stellaires se sont produites une demi-heure plus tard que prévu. Bref, non seulement les paramètres sont imprécis mais la prédiction est caduque, à se demander comment l'article de Molnar est passé à travers le crible des relectures indépendantes (peer reviews). Ceci dit, Molnar reste un astronome expérimenté qui connaît son métier et il continue à surveiller l'évolution de KIC 9832227.

Selon Molnar, les dernières données orbitales confirment que les deux étoiles se rapprochent l'une de l'autre mais on ignore s'il y aura fusion. On a juste observé des points chauds, signes d'activité superficielle probablement liée à l'effet de marée gravitationnelle, dans le système binaire. En conclusion, dans l'article publié en 2018 dans "The Astrophysical Journal Letters", Socia et ses collègues suggèrent que cette fusion explosive n'aura peut-être pas lieu.

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 à neutrons 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 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 Ia).

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.

A gauche, la nova récurrente RS Ophiuchi. A droite, le système WZ Sagittae constitué d'une naine blanche de type DA de 0.85 Ms accrétant l'atmosphère d'une étoile naine brune de 0.08 Ms probablement de type L2. WZ Sagittae est une nova naine cataclysmique classée parmi les variables SU Ursae Majoris. Documents T.Lombry.

WZ Sagittae

Le système WZ Sagittae présenté ci-dessus à droite est situé à 147 années-lumière dans la constellation de la Flèche, au nord de l'Aigle. Il est constitué d'une naine blanche de type DA de 0.85 M accrétant l'atmosphère d'une étoile naine brune de 0.08 M probablement de type L2. WZ Sagittae est classée parmi les novae naines et les variables SU Ursae Majoris.

Lorsque la quantité de matière s'accumulant sur la surface de la naine blanche dépasse un seuil critique de masse et de température, l'étoile devient instable et une réaction explosive se produit; l'étoile se transforme en nova cataclysmique. C'est ainsi qu'elle subit toutes les deux ou trois décennies des superéruptions espacées de quelques mois qui durent plusieurs semaines. Elles sont entrecoupées d'éruptions classiques qui durent 2 à 3 jours. Ses dernières superéruptions datent de 1913, 1946, 1978 et 2001. On peut donc s'attendre à une superéruption entre 2024 et 2034. De magnitude apparente +15 en phase d'accrétion calme, lors de ses superéruptions elle peut atteindre la magnitude 8.21 comme en 2001 et même la magnitude photographique de 7.0 comme en 1913.

La nova X de la Mouche

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 émission X est caractéristique d'un processus d'annihilation électron-positron.

GRS 1124-684 est classée parmi les binaires X de faible masse ou LMXB. Une étude publiée en 2010 par Tariq Shahvaz et ses collègues montre que les éruptions proviennent de nuages d'hydrogène denses (1024 nucléons/cm2) portés à ~8000 K émis par une région d'un rayon d'environ 0.3 R.

Selon A.Goldwurm du CEA de Saclay et membre de l'équipe Sigma, cette émission de forte énergie 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 X et gamma. Toutefois, la résolution actuelle des télescopes ne permet pas d'identifier l'astre massif à l'origine de cette accrétion de matière et l'existence de l'éventuel trou noir n'a pas encore été confirmée. Les recherches continuent.

Prochain chapitre

Les supernovae

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