Francois-Mathieu Teyssier

Bonjour,

De retour sur astrosurf pour la première fois depuis une quinzaine d'années.

T CrB fait le buzz dans les médias suite à une nouvelle publication de Brad Scheafer qui prédit l'explosion de type nova pour 2024.4 +/- 0.3 (Meeting AAS 2024),

soit Février à Septembre 2024. B. Scheafer a déjà produit plusieurs pronostics.

Il se base 1. Sur le temps de récurrence (80 ans entre les deux outburst observés, 1866 et 1946) et 2. l'évolution de la courbe de luminosité avant l'outburst.

Il a mis en évidence que l'éruption de 1946 était précédée par une brutale chute de luminosité durant environ un  an ("dip"). La courbe actuelle (voir notemment AAVSO) a également montré une chute de luminosité en Avril 2023. (https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023ATel16107....1S/abstract).

Le suivi en spectroscopie à haute cadence a également permis aux observateurs ARAS de décrire de façon précise cet événement, avec : diminution brutale des flux des raies en émission et disparition des raies de forte énergie, He I et surtout He II, résultats publiés dans https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023ATel16109....1T/abstract.

Si l'on étudie la courbe de luminosité sur une plus longue période, il apparait que T CrB produit un "état haut" (high state) entre 2015 et 2023.

caractérisé par : augmentation de la luminosité (essentiellement B, V) , bleuissement du continuum, apparition de raies correspondant à une plus forte excitation, He I, He II (resp. 25000 et 50000 K). Cet état a été décrit par Ilkiewicz+ 2016  https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016MNRAS.462.2695I/abstract en utilisant notemment des spectres ARAS.

La meilleure interprétation est une augmentation de transfert de matière du disque d'accrétion vers la naine blanche, d'où une plus forte activité de la couche limite ('boundary layer) entre le disque et la naine blanche. D'où l'augmentation de luminosité et d'excitation. observée entre 2015 et 2023. Dans une publication récente Ilkiewicz+ émttent l'hypothèse séduisant est que cette phase active ('big active phase') pourrait correspondre à un superoutburst du disque, équivalent à ce qui est observé dans certaines cataclysmiques, mais à une échelle géante ( 1 UA au lieu de 1 rayon solaire en ordre de grandeur).

Si l'on trace la courbe de luminosité, disons depuis 10 ans ou plus, il n'y a pas de "dip" comme évoqué par B. Schaefer, mais seulement un retour à l'état antérieur.

D'autre part la comparaison entre les courbes de lumièrel l'actuelle montre que l'état haut 2015-2023 est plus faible que celui observé avant 1946.

Un étude  menée par Luna+ 2020 tenant compte de cette différence et évalue la différence de taux d'accrétion de matière (H, He) à la surface de la naine blanche et propose un créneau 2023-2029. Il s'agit donc d'une approche physique et non plus d'une simple analogie.

En effet, l'événement nova est une explosion thermonucléaire qui se produit dans la couche de matière (H, He) accumulée à la surface d'un naine blanche (CO ou ONe), depuis un compagnon (étoile de la série principale dans le cas des novae classiques, géante rouge dans le cas des novae symbiotiques, comme dans le cas de T CrB). Cette enveloppe est "dégénérée", c'est à dire que les noyaux atomiques sont figés et que la matière n'est soutenue que par le mouvement des électrons. Elle est le siège de fusion H-H jusqu'au moement où la quantité de matière accumulée dans l'enveloppe produit une pression supérieure à une pression dite critique : la température à la base l'enveloppe devient suffisante pour amorcer les réaction CNO (froid dans une premier temps, puis chaud): la température va augmenter de façon trés brutale jusqu'à la température de Fermi (environ 350 millions de degrés) à la lquelle la dégénérescence cesse: la loi des gaz parfait prévaut à nouveau: les noyaux sont "libérés": c'est l'outburst nova qui va propulser une partie de l'enveloeppe à des vitesses de plusieurs centaines à plusieurs milliers de km/s en formant un ejecta

La pression critique dépend au premier ordre des masses du coeur de la naine blanche et de l'enveloppe (les variables secondaires étant la composition de l'enveloppe, la température et la luminosité de la naine blanche, de possibles échanges de matière entre les deux qui enrichissent l'enveloppe, ...). La question  principale est donc: quelle a été la quantité de matière accumulée depuis l'outburst de  1946 (et au second ordre les variations des paramètres lors de cet ouburst, par exemple augmentation ou diminution de masse du coeur).

Le suivi de T CrB depuis 1946 n'est pas suffisant pour apporter de réponse (il y a eu plusieurs états hauts documentés depuis les années 80). 

L'événement nova va se produire dans les semaines, les mois à venir, peut-être, dans les années à venir, certainement.

Pour le moment, nous documentons cette phase pré-outburst avec une précision inégalée. D'autres équipes (professionnelles) assurent également un suivi, mais une cadence plus faible. 

En outre, nous mettons nos spectres à la disposition de l'ensemble de la communauté.

Ce suivi, dans l'attente de l'explosion nova, permettra de documenter de façon précise ce qui se produit dans le systéme dans la phase qui précéde: existe t-il ou non des signaux annonçant l'explosion. C'est également l'opportunité d'acquérir des informations sur les tous premiers moments d'un outburst nova. Plus la cadence d'acquisition sera élévée, plus cette probabilité augmentera.

Nous avons maintenant 936 spectres de T CrB https://aras-database.github.io/database/tcrb.html

Je maintiens une page actualisée chaque semaine sur notre suivi: http://www.astronomie-amateur.fr/EruptiveStars/TCrB0.html

Tous les spectres sont les bienvenus pour améliorer notre suivi (résolution > 500, calibration spectrale correcte, SNR suffisant, bonne correction de la réponse instrumentale/atmosphérique). C'est également l'occasion d'aller vers la calibration en flux, en utilisant sa propre photométrie V : du fait du flickering évoqué dans d'autres posts, la photométrie doit être acquise durant l'acquiition spectro et pendant la même durée.

Cette photométrie peut être utilisée pour évaluer le flickering.

En ce qui concerne les zones spectrales d'intérêt pour Lhires et autres: en ce moment H alpha est recommandé car toutes les autres raies sont trés faibles).

Si l'activité évolue avec une augmentation des émissions, la zone H beta est plus intéressante, à suivre en fonction de l'évolution du spectre.

Pour ce qui est de l'étude du flickering en photométrie: il est plus intense en B qu'en V. L'déal serait U, mais il faut la bonne caméra et si possible une altitude géographique élevée.

Flickering en spectro: Xavier et Christian ont obtenu des résultats intéressants. L'idéal serait d'avoir des durées d'acquisition plus courtes tout en maintenant un bon SNR (> 30 par pause élémentaire) et de descendre aux alentours de 60 secondes ... Gros télescopes, gros spectroscopes ...

Ne pas hésiter à m'envoyer un zip.

En ce qui concerne la base, Olivier a raison de préciser que c'est la base ARAS eruptive stars.

Christian avait réalisé un travail précurseur (parmi bien d'autres !) en construisant des pages sur http://www.astrosurf.com/aras/novae

En Juillet 2013, j'ai mis en place une base (symbiotiques, novae, ...) à partir de macros VBA excel, juste avant Nova Del 2013.

En 2020, Jaroslav Merc dans le cadre de son doctorat a adapté des codes python, ce qui donne la version actuelle de la base, avaec surtout une plus grande facilité pour moi dans la gestion des anomalies.

La base est référencée par:

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019CoSka..49..217T/abstract

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2024CoSka..54b.107T/abstract

Dans mon esprit, c'est la base de tous ceux et celles qui y contribuent.

Les résultats sont présentés: http://www.astrosurf.com/aras/novae/InformationLetter/InformationLetter.html 

et depuis novembre dans un rapport mensuel

Outre la production de spectres (coeur du métier), si certain-e-s d'entre vous veulent contribuer aux différentes activité, ils-ellles sont les bienvenu-e-s

François Teyssier