Les phénomènes liés aux étoiles

Les novae

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 passé 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 supérieures de l'atmosphère de l'étoile naine riches en hydrogène.

Explosion de Nova Cygni 1992 avec l'éjection des couches supérieures de l'atmosphère de l'étoile naine riches en hydrogène.


Evolution des étoiles en novae.

Evolution des étoiles en novae.


Les spécialistes tentent de démontrer que la majorité des novae sont en fait des systèmes doubles dont les individus subissent des effets de marées gravitationnels 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, le télescope orbital franco-russe Sigma a mis en évidence lors de l'explosion de la nova X de la Mouche (Nova Muscae alias GRS 1124-684) qui se produisit en 1991, 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.

Représentation des lobes de roche.

Représentation des lobes de roche.


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 masse solaire qui se dissipe sous forme 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 superficielle 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 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.

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 (Mv=V). Cette image représente l'évolution de son spectre UV dès 20 heures après sa découverte et durant 160 jours.

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 (Mv=V). Cette image représente l'évolution de son spectre UV dès 20 heures après sa découverte et durant 160 jours.


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 Ophiuchus (1958, 1967)
  • 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).

Lien