Nova - Nova

Vue d'artiste d'une naine blanche, à droite, accrétant de l' hydrogène à partir du lobe de Roche de sa plus grande étoile compagne

Une nova (au pluriel novae ou novas ) est un événement astronomique transitoire qui provoque l'apparition soudaine d'une étoile brillante, apparemment "nouvelle", qui s'estompe lentement sur plusieurs semaines ou plusieurs mois. Les causes de l'apparition dramatique d'une nova varient selon les circonstances des deux étoiles progénitrices. Toutes les novae observées impliquent une naine blanche dans un système binaire proche . Les principales sous-classes de novae sont les novae classiques, les novae récurrentes (RNe) et les novae naines . Elles sont toutes considérées comme des étoiles variables cataclysmiques .

Les éruptions de nova classiques sont le type le plus courant. Ils sont probablement créés dans un système stellaire binaire proche composé d'une naine blanche et d'une séquence principale , d'une sous - géante ou d' une étoile géante rouge . Lorsque la période orbitale tombe dans la plage de plusieurs jours à un jour, la naine blanche est suffisamment proche de son étoile compagne pour commencer à attirer de la matière accrétée à la surface de la naine blanche, ce qui crée une atmosphère dense mais peu profonde. Cette atmosphère, constitué principalement d'hydrogène, est thermiquement chauffé par la naine blanche chaude et atteint finalement une température critique provoquant l' allumage du rapide emballement fusion .

L'augmentation soudaine de l'énergie expulse l'atmosphère dans l'espace interstellaire, créant l'enveloppe considérée comme de la lumière visible lors de l'événement nova et, au cours des siècles passés, confondue avec une "nouvelle" étoile. Quelques novae produisent des restes de nova de courte durée , pouvant durer plusieurs siècles. Les processus de nova récurrente sont les mêmes que la nova classique, sauf que l'allumage par fusion peut être répétitif car l'étoile compagne peut à nouveau alimenter l'atmosphère dense de la naine blanche.

Les novae se produisent le plus souvent dans le ciel le long du trajet de la Voie lactée , en particulier près du centre galactique observé en Sagittaire; cependant, ils peuvent apparaître n'importe où dans le ciel. Elles se produisent beaucoup plus fréquemment que les supernovae galactiques , avec une moyenne d'environ dix par an. La plupart sont trouvés de manière télescopique, peut-être un seul tous les 12 à 18 mois atteignant une visibilité à l' œil nu . Les novae atteignant la première ou la deuxième magnitude ne se produisent que plusieurs fois par siècle. La dernière nova brillante était V1369 Centauri atteignant une magnitude de 3,3 le 14 décembre 2013.

Étymologie

Au XVIe siècle, l'astronome Tycho Brahe a observé la supernova SN 1572 dans la constellation de Cassiopée . Il l'a décrit dans son livre De nova stella ( latin pour "concernant la nouvelle étoile"), donnant lieu à l'adoption du nom nova . Dans ce travail, il soutenait qu'un objet proche devait être vu se déplacer par rapport aux étoiles fixes et que la nova devait être très éloignée. Bien que cet événement soit une supernova et non une nova, les termes étaient considérés comme interchangeables jusqu'aux années 1930. Après cela, les novae ont été classées comme des novas classiques pour les distinguer des supernovae, car leurs causes et leurs énergies étaient considérées comme différentes, basées uniquement sur les preuves d'observation.

Bien que le terme « stella nova » signifie « nouvelle étoile », les novae se produisent le plus souvent à la suite de naines blanches , qui sont des vestiges d'étoiles extrêmement anciennes.

Évolution stellaire des novae

L'évolution des novae potentielles commence avec deux étoiles de la séquence principale dans un système binaire. L'une des deux évolue en une géante rouge , laissant son noyau de naine blanche en orbite avec l'étoile restante. La deuxième étoile, qui peut être soit une étoile de la séquence principale, soit une géante vieillissante, commence à se défaire de son enveloppe sur sa compagne naine blanche lorsqu'elle déborde de son lobe de Roche . En conséquence, la naine blanche capture régulièrement la matière de l'atmosphère extérieure du compagnon dans un disque d'accrétion, et à son tour, la matière accrété tombe dans l'atmosphère. Comme la naine blanche est constituée de matière dégénérée , l'hydrogène accrété ne gonfle pas, mais sa température augmente. La fusion galopante se produit lorsque la température de cette couche atmosphérique atteint environ 20 millions de K , initiant la combustion nucléaire, via le cycle CNO .

La fusion d'hydrogène peut se produire de manière stable à la surface de la naine blanche pour une plage étroite de taux d'accrétion, donnant lieu à une source de rayons X super douce , mais pour la plupart des paramètres du système binaire, la combustion de l'hydrogène est thermiquement instable et se convertit rapidement une grande quantité d'hydrogène en d'autres éléments chimiques plus lourds dans une réaction d' emballement , libérant une énorme quantité d'énergie. Cela souffle les gaz restants loin de la surface de la surface naine blanche et produit une explosion de lumière extrêmement brillante.

L'augmentation de la luminosité maximale peut être très rapide ou progressive. Ceci est lié à la classe de vitesse de la nova ; pourtant, après le pic, la luminosité diminue régulièrement. Le temps nécessaire à une nova pour se désintégrer d'environ 2 ou 3 magnitudes à partir de la luminosité optique maximale est utilisé pour la classification, via sa classe de vitesse. Les novas rapides prendront généralement moins de 25 jours pour se désintégrer de 2 magnitudes, tandis que les novas lentes prendront plus de 80 jours.

Malgré leur violence, en général la quantité de matière éjectée dans les novae est seulement d' environ 1 / 10.000 d'une masse solaire , assez faible par rapport à la masse du blanc nain. De plus, seulement cinq pour cent de la masse accumulée sont fondus lors de l'explosion de puissance. Néanmoins, c'est assez d'énergie pour accélérer l'éjection des novas à des vitesses pouvant atteindre plusieurs milliers de kilomètres par seconde, plus élevées pour les novas rapides que pour les novas lentes, avec une augmentation simultanée de la luminosité de quelques fois solaire à 50 000 à 100 000 fois solaire. En 2010, des scientifiques utilisant le télescope spatial Fermi Gamma de la NASA ont découvert qu'une nova peut également émettre des rayons gamma (> 100 MeV).

Potentiellement, une naine blanche peut générer plusieurs novae au fil du temps alors que de l'hydrogène supplémentaire continue de s'accumuler sur sa surface à partir de son étoile compagne. Un exemple est RS Ophiuchi , qui est connu pour avoir embrasé six fois (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 et 2006). Finalement, la naine blanche pourrait exploser en tant que supernova de type  Ia si elle s'approche de la limite de Chandrasekhar .

Parfois, les novae sont suffisamment brillantes et suffisamment proches de la Terre pour être visibles à l'œil nu. L' exemple récent le plus brillant était Nova Cygni 1975 . Cette nova est apparue le 29 août 1975, dans la constellation du Cygne à environ cinq degrés au nord de Deneb , et a atteint la magnitude  2,0 (presque aussi brillante que Deneb ). Les plus récents étaient V1280 Scorpii , qui a atteint une magnitude de 3,7 le 17 février 2007, et Nova Delphini 2013 . Nova Centauri 2013 a été découverte le 2 décembre 2013 et jusqu'à présent, est la nova la plus brillante de ce millénaire, atteignant la magnitude 3,3.

Hélium novae

Une nova d'hélium (subissant un flash d'hélium) est une catégorie proposée d'événements de nova qui manque de raies d'hydrogène dans son spectre. Cela peut être causé par l'explosion d'une coquille d'hélium sur une naine blanche. La théorie a été proposée pour la première fois en 1989, et la première nova candidate à l'hélium observée était V445 Puppis en 2000. Depuis lors, quatre autres novae ont été proposées comme novae à l'hélium.

Taux d'occurrence et signification astrophysique

Les astronomes estiment que la Voie lactée connaît environ 30 à 60 novae par an, mais un examen récent a révélé une amélioration probable du taux d'environ 50 ± 27. Le nombre de novae découvertes dans la Voie lactée chaque année est beaucoup plus faible, environ 10, probablement en raison de l'obscurcissement des novas éloignées par l'absorption de gaz et de poussière. Environ 25 novae plus brillantes qu'environ la vingtième magnitude sont découvertes dans la galaxie d'Andromède chaque année et des nombres inférieurs sont observés dans d'autres galaxies voisines. En 2019, 407 novae probables sont enregistrées dans la Voie lactée.

L' observation spectroscopique des nébuleuses nova ejecta a montré qu'elles sont enrichies en éléments tels que l'hélium, le carbone, l'azote, l'oxygène, le néon et le magnésium. La contribution des novae au milieu interstellaire n'est pas grande ; alimentation novae seulement 1 / 50 en tant que matériau beaucoup à la galaxie comme le font supernovae, et seulement 1 / 200 , autant que géantes rouges et supergéantes étoiles.

Les novas récurrentes telles que RS Ophiuchi (celles avec des périodes de l'ordre de plusieurs décennies) sont rares. Les astronomes théorisent, cependant, que la plupart, sinon la totalité, des novae sont récurrentes, bien que sur des échelles de temps allant de 1 000 à 100 000 ans. L'intervalle de récurrence d'une nova dépend moins du taux d'accrétion de la naine blanche que de sa masse ; avec leur gravité puissante, les naines blanches massives nécessitent moins d'accrétion pour alimenter une éruption que celles de masse inférieure. Par conséquent, l'intervalle est plus court pour les naines blanches de masse élevée.

V Sagittae est inhabituel en ce sens que nous pouvons prédire maintenant qu'il deviendra nova vers 2083, plus ou moins environ 11 ans.

Le 27 mai 2020, des astronomes ont rapporté que les explosions de novae classiques sont des producteurs galactiques de l'élément lithium .

Sous-types

Les novae sont classées en fonction de la vitesse de développement de la courbe de lumière, donc dans

  • NA : novae rapide, avec une augmentation rapide de la luminosité, suivie d'une baisse de luminosité de 3 magnitudes — jusqu'à environ 116 de luminosité — en 100 jours.
  • NB : les novae lentes, de magnitude 3, déclinent en 150 jours ou plus.
  • NC : novae très lente, également connue sous le nom de novae symbiotique , restant à la lumière maximale pendant une décennie ou plus puis s'estompant très lentement.
  • NR / RN : des novas récurrentes, des novas avec deux ou plusieurs éruptions séparées de 10 à 80 ans ont été observées.

Vestiges

GK Persei : Nova de 1901

Certaines novae laissent derrière elles des nébulosités visibles , de la matière expulsée lors de l'explosion de la nova ou lors d'explosions multiples.

Novae comme indicateurs de distance

Les Novae sont prometteuses pour être utilisées comme mesures de distances standard à la bougie . Par exemple, la distribution de leur magnitude absolue est bimodale , avec un pic principal à la magnitude -8,8 et un plus petit à -7,5. Les novae ont également à peu près la même magnitude absolue 15 jours après leur pic (-5,5). Les comparaisons d'estimations de distance basées sur la nova à diverses galaxies et amas de galaxies proches avec celles mesurées avec des étoiles variables céphéides ont montré qu'elles étaient d'une précision comparable.

Novae récurrente

Les novas récurrentes ( RNe ) sont des objets qui ont subi de multiples éruptions de nova. En 2009, il existe dix novae récurrentes galactiques connues , ainsi que plusieurs extragalactiques (dans la galaxie d'Andromède (M31) et le Grand Nuage de Magellan ). L'une de ces novae extragalactiques, M31N 2008-12a , éclate aussi fréquemment qu'une fois tous les 12 mois. La nova récurrente s'éclaircit généralement d'environ 8,6 magnitudes, alors qu'une nova classique peut s'éclaircir de plus de 12 magnitudes. Les dix novae récurrentes galactiques connues sont répertoriées ci-dessous.

Nom et prénom
Découvreur

Plage de magnitude
Jours pour chuter de
3 magnitudes par
rapport au pic
Années d'éruption connues Durée (années) Années depuis la dernière éruption
CI Aquilae K. Reinmuth 8,6 à 16,3 40 2000, 1941, 1917 24-59 21
V394 Coronae Australis LE Erro 7,2–19,7 6 1987, 1949 38 34
T Coronae Borealis J.Birmingham 2,5 à 10,8 6 1946, 1866 80 75
IM Normae IE Bois 8,5–18,5 70 2002, 1920 ≤82 19
RS Ophiuchi W. Fleming 4.8–11 14 2021, 2006, 1985, 1967, 1958, 1933, 1907, 1898 9–26 0
V2487 Ophiuchi K. Takamizawa (1998) 9,5–17,5 9 1998, 1900 98 23
T Pyxidis H. Leavitt 6,4 à 15,5 62 2011, 1967, 1944, 1920, 1902, 1890 12–44 dix
V3890 Sagittaire H. Dinerstein 8,1 à 18,4 14 2019, 1990, 1962 28–29 2
U Scorpion NR Pogson 7,5–17,6 2.6 2010, 1999, 1987, 1979, 1936, 1917, 1906, 1863 8–43 11
V745 Scorpion L. Plaut 9,4-19,3 7 2014, 1989, 1937 25–52 7

Novae extragalactique

Nova dans la galaxie d'Andromède

Les novae sont relativement communes dans la galaxie d'Andromède (M31). Environ plusieurs dizaines de novae (plus brillantes que la magnitude apparente 20) sont découvertes dans M31 chaque année. Le Bureau central des télégrammes astronomiques (CBAT) a suivi les novae dans M31, M33 et M81 .

Voir également

Les références

Lectures complémentaires

  • Payne-Gaposchkin, C. (1957). La Novae Galactique . Société d'édition de Hollande du Nord.
  • Hernanz, M.; José, J. (2002). Explosions classiques de Nova . Institut américain de physique.
  • Bodé, MF ; Evans, E. (2008). Novae classique . La presse de l'Universite de Cambridge.

Liens externes