Utilisateur:StarObs/Nova

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Introduction[modifier | modifier le code]

Le terme de "nova", contraction de "nova stella", rendait à l'origine compte de l'apparition d'une nouvelle étoile. Ce ne sont en fait pas de nouveaux astres, mais des objets dont la luminosité croit considérablement en un temps court (quelques heures à quelques jours), pour décroître en général plus lentement (quelques mois à quelques années). Les traces les plus anciennes d'observations de novae sont à rechercher dans les annales des astrologues impériaux chinois, il y a quelque 2000 ans. La distinction "observationnelle" entre les phénomènes nova et supernova remonte aux années 1930, lorsque des distances purent être déterminées.


En 1978, des astrophysiciens ont listé les critères définissant une nova classique:

  • L'éclat visuel croît d'au moins 9 magnitudes en quelques jours.
  • Cet éclat change significativement dans les 3 ans qui suivent.
  • Le spectre évolue selon des étapes caractéristiques.
  • Une éjection de matière se produit à des vitesses comprises entre 100 et 5000 km/s.
  • Il n'y a pas eu d'autre observation du phénomène nova pour l'objet considéré (ce qui le distingue des novae naines et des novae récurrentes).


La luminosité des novae à leur maximum peut dépasser 100000 fois la luminosité du soleil et l'énergie dégagée est de l'ordre de erg en quelques mois à quelques années. Les novae sont classées selon la rapidité de décroissance de leur éclat visuel après le maximum. On considère pour cela (ou ), le temps nécessaire pour que la luminosité chute de 2 (ou 3) magnitudes. Ainsi, pour les novae les plus rapides, jours, alors qu'il peut dépasser un an pour les plus lentes.

Suite à la constatation par Walker en 1954 que l'objet de référence Nova Herculis 1934 (DQ Her) était une étoile double, l'observation systématique confirma que les novae étaient vraisemblablement toutes apparues dans des systèmes binaires.

Dans un système binaire, le champ de gravité s'annule entre les deux étoiles au premier point de Lagrange L1. L'équipotentielle passant par L1 délimite les "lobes de Roche". Quand l'une des étoiles remplit son lobe de Roche, une partie de sa masse échappe au point L1 et est accrétée par l'autre étoile.

Les novae se produisent dans des systèmes formant une sous-classe des variables cataclysmiques. Les variables cataclysmiques sont constituées d'une naine blanche recevant du gaz d'un compagnon moins massif de structure souvent proche d'une étoile de la séquence principale. La matière étant accrétée avec un certain moment cinétique, on pense qu'il se forme dans la majorité des cas un disque d'accrétion, bien que la présence d'une champ magnétique intense puisse modifier ce scénario (colonne d'accrétion). Différentes sortes d'instabilités dans le processus d'accrétion (novae naines) ou à la surface de l'étoile compacte (novae) donnent lieu à de fortes variations de luminosité sur différentes échelles de temps.

Fusion thermonucléaire instable[modifier | modifier le code]

L'idée que le phénomène nova résulte d'une explosion d'origine thermonucléaire à la surface d'une naine blanche en raison d'un flash d'hydrogène dans le gaz d'électrons dégénérés fut d'abord rejetée sur des arguments de conductivité trop élevée. Cette objection fut levée lorsque l'on prit en compte la dégénérescence partielle. Le cycle CNO fut alors pointé comme réaction susceptible de dégager l'énergie nécessaire à l'explosion.

La matière accrétée à la surface de la naine blanche se mélange partiellement avec les noyaux du coeur de la naine blanche, le plus souvent constituée d'un mélange carbone-oxygène, plus rarement de noyaux plus lourds (Ne-Mg, etc). La température croît avec la masse de l'enveloppe. Vers K l'hydrogène fusionne par la chaîne proton-proton à la base de la couche accrétée: La dépendance en température de cette réaction étant faible (), T ne croît d'abord que lentement dans l'enveloppe.

Le cycle CNO prend la relève vers K, avec un taux , et T croît très rapidement. Cependant, la production d'énergie par le cycle CNO se stabilise au-dessus de K quand le taux de capture des protons dépasse celui des désintégrations beta (quelques minutes).

Par ailleurs, lorsque la température atteint K, la dégénérescence des électrons est levée. Une zone convective se développe, incorporant de nouveaux noyaux CO dans la région de fusion et transportant les noyaux beta-instables, réservoirs d'énergie, vers la surface.