Nova
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En astronomie, une nova est une étoile qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut être de l'ordre de 10 magnitudes. Cette vive luminosité ne dure que quelques jours, et l'étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial.
Le mot nova étant emprunté au latin, le pluriel latin est novæ ou novae, qui est également le pluriel employé par les anglophones. En français, novas est également une forme correcte.
Les astronomes qui les découvraient les considéraient comme de nouvelles étoiles, puisqu'elles apparaissaient là où n'existait pas d'étoile précédemment, et les ont ainsi appelé des novas.
Certaines novas sont récurrentes, et ont subi plusieurs explosions depuis qu'elles ont été observées, avec des intervalles de l'ordre de plusieurs décennies.
Principe général
La connaissance de ce phénomène provient principalement de l'étude spectrographique des novas. Les étoiles qui deviennent des novas, appelées prénovas, sont en général de type spectral A, et peu lumineuses.
La subite augmentation de la brillance est en fait due à un système stellaire binaire de forte excentricité, qui est très rapproché pendant seulement quelques heures. L'une des deux étoiles est une naine blanche et l'autre est une étoile en voie de devenir une géante rouge. En devenant une géante rouge, l'étoile remplit entièrement son lobe de Roche et c'est alors que le processus de transfert s'amorce.
La géante perd de sa masse, qui déborde du lobe, au profit de la naine blanche par l'intermédiaire du point de Lagrange. Ceci forme un disque d'accrétion autour de la naine blanche avant de tomber sur l'étoile. Les gaz ainsi capturés consistent principalement en hydrogène et en hélium, les deux principaux constituants de la matière dans l'Univers. Les gaz sont écrasés à la surface de la naine blanche par son énorme gravité, comprimés et chauffés à des températures de l'ordre de la dizaine de millions de kelvins, pendant que de la matière additionnelle continue à s'ajouter.
À un certain moment, les pression et température de la couche d'hydrogène deviennent assez grandes pour déclencher une explosion thermonucléaire qui convertit rapidement une grande quantité d'hydrogène en hélium et engendre d'autres éléments plus lourds.
La masse de réactifs nucléaires est de l'ordre de celle d'une planète : 1020 à 1021 tonnes, ce qui dégage très vite une énergie de l'ordre de 1038 à 1039 J.
L'énergie libérée par ce processus expulse les gaz de la couche de surface de la naine blanche dans l'espace et produit un éclat extrêmement lumineux mais de courte durée.
Au moment de l'explosion, le spectre se rapproche de celui des supergéantes, mais avec un déplacement de toutes les raies vers le violet, proportionnellement à leurs longueurs d'onde. L'interprétation de ce décalage est que le rayonnement lumineux est émis par un gaz en expansion qui s'échappe de la surface de l'étoile, avec des vitesses de l'ordre de 1000 km/s. Cette expansion, qui provoque un refroidissement, explique l'extinction rapide de la nova.
Novas brillantes, depuis 1890
| Année | Nova | Luminosité maximale |
|---|---|---|
| 1891 | T Aurigae | 3,8 mag |
| 1898 | V1059 Sagittarii | 4,5 mag |
| 1899 | V606 Aquilae | 5,5 mag |
| 1901 | GK Persei | 0,2 mag |
| 1903 | DM Geminorum | 6 mag |
| 1905 | V604 Aquilae | 7,3 mag |
| 1910 | DI Lacertae | 4,6 mag |
| 1912 | DN Geminorum | 3,5 mag |
| 1918 | V603 Aquilae | -1,8 mag |
| 1919 | HR Lyrae | 6,5 mag |
| 1919 | V849 Ophiuchi | 7,4 mag |
| 1920 | V476 Cygni | 2,0 mag |
| 1925 | RR Pictoris | 1,2 mag |
| 1934 | DQ Herculis | 1,4 mag |
| 1936 | CP Lacertae | 2,1 mag |
| 1939 | BT Monoceretis | 4,5 mag |
| 1942 | CP Puppis | 0,3 mag |
| 1943 | V500 Aquilae | 6,1 mag |
| 1950 | DK Lacertae | 5,0 mag |
| 1960 | V446 Herculis | 2,8 mag |
| 1963 | V533 Herculis | 3 mag |
| 1970 | FH Serpentis | 4 mag |
| 1975 | V1500 Cygni | 2,0 mag |
| 1975 | V373 Scuti | 6 mag |
| 1976 | NQ Vulpeculae | 6 mag |
| 1978 | V1668 Cygni | 6 mag |
| 1984 | QU Vulpeculae | 5,2 mag |
| 1986 | V842 Centauri | 4,6 mag |
| 1991 | V838 Herculis | 5,0 mag |
| 1992 | V1974 Cygni | 4,2 mag |
| 1999 | V1494 Aquilae | 5,03 mag |
| 1999 | V382 Velorum | 2,6 mag |
| 2006 | RS Ophiuchi | 4,5 mag |
| 2007 | V1280 Scorpii[1] | 3,9 mag |
| 2013 | Nova Delphini 2013 | 4,5 mag |
| 2015 | Nova Sagittarii 2015 No.2[2] | 4,0 mag |
Novas récurrentes
Une naine blanche peut produire des novas à de multiples reprises pendant que de l'hydrogène additionnel provenant de son étoile compagne continue à s'accumuler à sa surface. Un exemple est RS Ophiuchi, dont on connait six éruptions (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 et en 2006). Cependant, tôt ou tard, l'étoile compagne aura épuisé sa matière ou la naine blanche subira une nova si puissante qu'elle sera complètement détruite par ce processus.
C'est un peu semblable à une supernova de type I ; cependant, en général les supernovas impliquent des processus différents et des énergies beaucoup plus élevées et ne devraient pas être confondues avec les novas ordinaires.
Quelques novas récurrentes :
- T Coronae Borealis
- RS Ophiuchi
- T Pyxidis
Références
Voir aussi
Articles connexes
- Étoile variable
- Nova naine
- Supernova
- Hypernova
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