Nova
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Unenovaest unévénement astronomique transitoirequi conduit à l'apparition soudaine d'uneétoilequi devient très brillante, l'augmentation de son éclat étant comprise entre 7 et 19magnitudes.Cette vive luminosité ne dure que quelques jours, et l'étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial sur une période s'étalant de quelques à mois à plusieurs années voire décennies[1].
Toutes les novas impliquent desnaines blanchesqui sont en couple avec une étoile detype K à Msur uneorbiterapprochée. Ce compagnon peut être unegéante,unesous-géanteou une étoile sur laséquence principale,et lapériode orbitaledu système est de 0,05 à 230 jours[1].
Le motnovaest emprunté aulatinà partir de l'expressionstella nova,« étoile nouvelle ». Le pluriel peut êtrenovæounovae,même sinovasest également une forme correcte en français[2].Les astronomes qui les découvraient les considéraient en effet comme de nouvelles étoiles, puisqu'elles apparaissaient là où ils ne voyaient pas d'étoile précédemment, et les ont ainsi appelées desnovas.
Certaines novas sontrécurrentes,et ont subi plusieurs explosions depuis qu'elles ont été observées, avec des intervalles de l'ordre de plusieurs décennies.
Principe général
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La connaissance de ce phénomène provient principalement de l'étudespectrographiquedes novas. Les étoiles qui deviennent des novas sont appeléesprénovas.La subite augmentation de la brillance est due à unsystème stellairebinaire de forteexcentricité,qui est très rapproché pendant seulement quelques heures. L'une des deux étoiles est unenaine blancheet l'autre est soit une étoile sur laséquence principale,soit une étoile en voie de devenir unegéante rouge.Ce compagnon remplit entièrement sonlobe de Rocheet c'est alors que le processus de transfert s'amorce.
Le compagnon perd de sa masse, qui déborde du lobe, au profit de la naine blanche par l'intermédiaire dupoint de Lagrange.Ceci forme un disque d'accrétion autour de la naine blanche avant de tomber sur l'étoile. Les gaz ainsi capturés sont principalement de l'hydrogèneet de l'hélium,les deux principaux constituants de lamatièredans l'Univers.Ces 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 dekelvins,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 explosionthermonucléairequi convertit rapidement une grande quantité d'hydrogène en hélium et engendre d'autresélémentsplus lourds.
La masse de réactifs nucléaires est de l'ordre de celle d'uneplanète:1020à 1021tonnes, ce qui dégage très vite une énergie de l'ordre de 1038à 1039joules.
L'énergielibérée par ce processus expulse les gaz de la couche de surface de la naine blanche dans l'espaceet produit un éclat extrêmement lumineux mais de courte durée.
Au moment de l'explosion, lespectrese rapproche de celui dessupergéantes,mais avec un déplacement de toutes les raies vers le violet, proportionnellement à leurslongueurs d'onde.L'interprétation de cedécalageest que lerayonnement lumineuxest émis par un gaz en expansion qui s'échappe de la surface de l'étoile à des vitesses de l'ordre de1 000km/s.Cette expansion, qui provoque un refroidissement, explique l'extinction rapide de la nova.
Liste
[modifier|modifier le code]Sous-types
[modifier|modifier le code]Plusieurs types de novas, qui se basent principalement sur la vitesse à laquelle leur luminosité décroît, sont distingués[1]:
- les novas rapides (NA), dont la luminosité s'accroît rapidement, puis qui décroît d'au moins 3 magnitudes en 100 jours ou moins (exemple:GK Persei);
- les novas lentes (NB), dont la luminosité décroît de 3 magnitudes en plus de 150 jours après le maximum (exemple:RR Pictoris);
- les novas très lentes (NC), également appeléesnovas symbiotiques,dont la luminosité s'accroît très lentement, qui restent à leur maximum de luminosité durant plus de dix ans, avant de s'affaiblir très lentement. Dans ces systèmes, les compagnons sont probablement desétoiles sous-géantesougéantes(exemple:RR Telescopii).
Novas récurrentes
[modifier|modifier le code]Unenaine blanchepeut produire des novas à de multiples reprises tant que de l'hydrogène provenant de son étoile compagne continue à s'accumuler à sa surface. Un exemple estRS Ophiuchi,dont on connait sept éruptions (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 et 2021). Cependant, tôt ou tard, l'étoile compagne ne déversera plus sa matière ou la naine blanche finira à en accréter assez pour produire unesupernova thermonucléaireet être complètement détruite.
C'est un peu semblable à unesupernovade 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:
Références
[modifier|modifier le code]- (en)«Variable star type designations in VSX», surThe International Variable Star Index,AAVSO(consulté le)
- «NOVA, NOVAE, subst. fém.», surcnrtl.fr,CNRTL(consulté le).
