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Mis à jour
le 10/09/16
 Variables explosives
 

 

On nomme variables explosives des étoiles dont la luminosité augmente brutalement dans des proportions en général très importantes, et la plupart du temps une seule fois. Le phénomène explosif peut être destructeur, et marquer la fin de l’étoile, ou bien moins violent, et lui permettre de trouver un nouvel équilibre ensuite. Dans quelques cas même, l’explosion peut se reproduire plusieurs fois. Ces étoiles sont nommées novæ, supernovæ, novoïdes ou novæ récurentes.

Novæ

On a donné le nom de nova (latin nova stella ; au pluriel novæ) à des étoiles qui semblaient naître brusquement dans le ciel. En fait, il s’agit au contraire de vieilles étoiles devenues instables. Leur éclat augmente très brusquement.

Nova Cyg 1975

C’est la plus récente des novæ brillantes.

Elle a été découverte le 29 août 1975, alors qu’elle était de magnitude 3. On l’a retrouvée sur des clichés pris quelques heures avant, où elle n’était que de magnitude 8. Elle a atteint son maximum le lendemain, à la magnitude 1,8. Son augmentation d’éclat a donc été très rapide. Son déclin a été immédiat et rapide : une magnitude par jour au début, pour être ensuite un peu plus lent.

Cette étoile ne figurait pas dans l’Atlas du Ciel de Palomar, qui pourtant contient toutes les étoiles jusqu’à la magnitude 21. Donc sa magnitude antérieure était supérieure à 21 !

Une telle augmentation de l’éclat, et par conséquent de l’énergie dégagée par l’étoile, a posé un problème délicat d’interprétation. D’ailleurs, l’amplitude de variation de Nova Cyg 1975 est un record pour une nova.


courbe de lumière de Nova Cyg 1975

Après avoir déterminé sa distance, on a pu calculer sa magnitude absolue : -10,3 ; c’est aussi un record pour ce type de phénomène !

Classification

On sépare les novæ en :

Novæ rapides


courbe de lumière de GK Per (Nova Per 1901)

Quantification de la descente

On définit le temps T3 comme étant le temps mis par la nova pour perdre 3 magitudes, depuis son maximum.

Pour Nova Cyg 1975, T3 a valu 5 jours. C’est l’une des plus rapides.

Pour les différentes novæ :

Les novæ rapides représentent 67 % des novæ galactiques.

Les Novæ lentes

Les novæ lentes sont caractérisées par :

Nova Del 1967


courbe de lumière de Nova Del 1967

Nova Her 1934


courbe de lumière de DQ Her (Nova Her 1934)

Les Novæ lentes sont moins nombreuses que les rapides : 26 %

Les novæ récurentes

Quelques novæ ont montré plusieurs fois le phénomène explosif. Leur variation est limitée à 10 magnitudes, et l’intervalle entre deux sursauts est variable.

Les principales sont :

nommag maxΔmintervalle ansT3
T Pyx7,57,0-long
 7,27,312 
 6,67,918 
 7,17,424 
 7,07,523 
U Sco9,010,0--
 8,810,243 
 8,810,230 
 8,910,143 
RS Oph4,57,8-9 j
 4,67,735 
 4,87,525 
 5,37,09 
T CrB2,08,6-6 j
 1,88,880 

Δm est un symbole représentant la différence entre les valeurs extrêmes de m. C’est la variation de m.

Bien que les caractéristiques soient très variables d’une étoile à l’autre, pour une même étoile l’amplitude de variation est semblable pour les différentes éruptions, et les courbes de lumière sont identiques. Pour chacune, c’est donc bien un même phénomène qui se reproduit.

Spectre des novæ

Les spectres des novæ sont très particuliers, et ne ressemblent pas à ceux des étoiles calmes. On peut noter les caractéristiques suivantes :

Avant le maximum :

Après le maximum :

Toutes ces caractéristiques doivent être prises en compte et expliquées par les modèles.

Distance et magnitude absolue

Toutes les novæ observées à ce jour sont assez lointaines : il est impossible de mesurer leur distance par parallaxe.

On a développé deux méthodes de mesure :

Les magnitudes absolues des novæ forment deux groupes :

Ce ne sont donc pas des étoiles très brillantes en dehors de leurs manifestations éruptives.

Constitution des novæ

L’analyse des spectres, dont on a parlé plus haut, montre que ce sont des étoiles doubles. Elles sont trop proches l’une de l’autre pour qu’on puisse les séparer dans un télescope. Ce sont donc des binaires spectroscopiques. Le couple est souvent très serré : les périodes sont de quelques heures seulement.

On détermine aussi, d’après les spectres, que les composantes sont très différentes : une géante jaune ou rouge et une naine blanche.

Caractéristiques

Le couple est très serré, et l’une des étoiles est une géante. Elle arrive donc à remplir son lobe de Roche, et elle perd de la matière au profit de la naine blanche. Cette matière provient des couches externes, c’est donc de l’hydrogène. En tombant sur la naine il constitue une couche. La masse de cette couche augmentant, sa température augmente ; lorsqu’elle atteint à sa base les 10 millions de degrés, il se produit des réactions de fusion par le cycle CNO ; l’énergie libérée chauffe la couche au-dessus, en y déclenchant les réactions. C’est alors une explosion qui provoque l’augmentation de luminosité, et l’expulsion de l’enveloppe.

La masse éjectée est de l’ordre de 1/10.000 à 1/100.000e de masse solaire (faible par rapport à la masse de l’étoile). Elle forme une nébulosité temporaire autour de l’étoile, et se dilue progressivement dans l’espace.

Répartition des novæ galactiques


Histogramme de 161 novæ galactiques

L’histogramme donne le nombre de novæ visibles dans une direction donnée. On y voit un pic très important dans la direction 0° (vers le noyau de la Galaxie). Les novæ se produisent donc de préférence dans une région peuplée de la Galaxie.

D’autre part, elles sont toutes proches du plan de la Galaxie, surtout dans la direction du noyau.

Novæ extragalactiques

On observe des novæ dans de nombreuses galaxies, grâce à leur grande luminosité. Dans les galaxies proches, on constate qu’elles ont les mêmes propriétés que dans la nôtre ; on en déduit une mesure de la distance de certaines galaxies.


Les supernovæ

La première supernova a été découverte en 1885 dans la galaxie d’Andromède. Il s’agissait d’une étoile nouvelle (a priori une nova), de magnitude visuelle 5,4. Mais dès qu’on a pu déterminer sa distance (s’assurer que ce n’était pas une étoile de notre Galaxie en premier plan), on s’est aperçu que sa magnitude absolue était très supérieure à celle d’une nova. Il s’agissait donc d’un objet nouveau auquel on a donné le nom de supernova (pluriel supernovæ).

Observations historiques

D’après les textes, on a pu retrouver les supernovæ suivantes :

annéemagnitude visuelleconstellationobjet associé
185-2Centaurepulsar MP 1449
source X
437-3Gémeaux 
827-10 (= Lune)Sagittaire 
1054 (Crabe)-6Taureaupulsar NP 05-31
source X Taurus A
1572 (Tycho-Brahé)-2Cassiopéesource X
1604 (Kepler)-2,5Ophiucussource X
19876GNM 

Toutes ces supernovæ sont dans notre Galaxie, sauf SN 1987 A (la dernière du tableau). Le phénomène semble assez rare dans notre Galaxie.

On a observé des supernovæ dans de nombreuses galaxies :

De grande magnitude absolue, les supernovæ sont visibles de très loin.

Aussi, servent-elles parfois d’étalon de distance.

Fréquence

Rares en apparence dans la Voie Lactée, comme nous l’avons déjà mentionné, les supernovæ sont nettement plus fréquentes dans les galaxies extérieures. Leur fréquence est de 1 supernova tous les 25 ans dans les galaxies extérieures ;

Leur rareté apparente dans la Voie Lactée est due à une limitation observationnelle : l’absorption par les gaz interstellaires près du noyau nous empêche de voir toutes celles qui explosent dans ces régions, ce qui explique les observations.

Courbes de lumière

L’analyse des courbes de lumière, et des magnitudes absolues, séparent les supernovæ en deux types : SN I et SN II.


courbes de lumières moyennes (SN I en haut)

1/3 des SN II ne présente pas le palier illustré sur la figure.

 SN ISN II
population stellaireII
(étoiles vieilles)
I
(étoiles jeunes)
magnitude absolue-19,9-17,6
vitesse éjection gaz20.000 km/s15.000 km/s

La luminosité des SNI est de l’ordre de 1010 L.

Phénomène supernova

Quelques temps après l’explosion, on voit apparaître une nébulosité autour de l’étoile, produite par les gaz éjectés lors de l’explosion, et qui en atteste la violence. Le phénomène supernova est beaucoup plus puissant que le phénomène nova.

Sur le plan physique, les supernovæ partagent une origine commune : un effondrement gravitationnel du cœur d’une étoile.

Mais nous allons voir que deux causes distinctes amènent à cet effondrement, et que la classification en SN I et SN II ne les reflète pas directement : les supernovæ de type I rassemblent dans une classe unique des phénomènes qui ne sont pas de même nature, et ce pour des raisons de ressemblance observationnelle.

Une autre classification est aujourd’hui utilisée, qui abandonne les propriétés spectrales, pour remonter aux phénomènes physiques responsables : on distingue les supernovæ thermonucléaires et les supernovæ gravitationnelles.

Supernovæ gravitationnelles

Les supernovæ gravitationnelles sont le résultat de l’effondrement d’une étoile simple, massive, en fin de vie, lorsque la fin des réactions nucléaires centrales, ne produisant plus l’énergie qui assurait l’équilibre avec la gravitation, laisse cette dernière l’emporter définitivement.

L’étoile, simple et massive, a brûlé son hydrogène, puis ses éléments plus lourds, et présente une structure en pelure d’oignon. Elle arrive à la synthèse du fer.

Jusque là, les réactions produisaient encore de l’énergie pour combattre la gravitation, mais c’est maintenant terminé. La production du fer est endothermique, et consomme de l’énergie au lieu d’en produire. Elle ne conduit donc pas à un nouvel équilibre, mais au contraire accélère la rupture.

A partir de ce moment, la gravité l’emporte. Le cœur s’effondre en produisant le fer, les couches situées au-dessus du cœur tombent en chute libre, en se contractant et en se chauffant. Il y a production d’énergie gravitationnelle, mais cette énergie est utilisée pour la photodissociation du fer qui constitue maintenant le cœur : à la température qui y règne, l’énergie est produite sous forme de photons gamma très énergétiques, qui cassent les noyaux de fer. En quelques secondes, il ne reste plus que des neutrons, des protons et des électrons. Les protons absorbent alors les électrons par une réaction béta, produisant des neutrons en émettant des neutrinos : le cœur devient une étoile à neutrons.

Si la masse du cœur est élevée, il ne peut se stabiliser sous cette forme et s’effondre encore en trou noir. Sinon, les reste de l’étoile est une étoile à neutrons.

Les couches extérieures, dans leur chute, s’écrasent sur le cœur en s’échauffant et explosent. Elles sont expulsées à très grande vitesse. Ce sont elles qui constitueront la nébuleuse observée plus tard autour de l’explosion.

Le grand nombre de neutrinos produits, prédit par la théorie, a été effectivement détecté dans SN 1987 A. Ce sont eux qui emportent l’essentiel de l’énergie produite par l’explosion. La lumière visible ne représente qu’une infime fraction, de l’ordre du dix-millième de l’énergie totale.

Supernovæ thermonucléaires

Comme dans le cas des novæ, il s’agit de l’évolution d’un couple d’étoiles de masses moyennes. Les masses initiales des deux étoiles sont différentes, et la plus massive, disons B, évolue plus rapidement que l’autre. Après la fusion de l’hydrogène et de l’hélium, elle devient naine blanche. L’autre composante du couple, soit A, un peu moins massive et d’évolution par conséquent plus lente, n’est qu’au stade de géante rouge (fusion de l’hélium).

La masse de la naine blanche B est inférieure à 1,4 masses solaires (limite de Chandrasekhar), et sa densité est très forte.

La géante rouge A, de densité très faible car très dilatée, rempli son lobe de Roche, et perd de la matière au profit de B. Mais…

…lorsque la masse de B dépasse 1,4 masses solaires, la pression quantique des électrons ne peut plus s’opposer à la gravitation. Il y a effondrement instantané, et l’énergie dégagée en un temps si bref est libérée par l’explosion complète de l’étoile, qui répand la totalité de sa matière dans l’espace. Il n’en reste rien…

Les explosion thermonucléaires correspondent aux supernovæ de type Ia.

SN II

Une supernova de type II est une jeune géante bleue de plus de 10 masses solaires ; l’origine du phénomène est un brusque déséquilibre, qui entraîne une contraction brutale du cœur comme dans les deux théories précédentes.

Cette rupture de l’équilibre provient d’une grande production de neutrinos, qui emportent l’énergie produite sans exercer de pression sur les couches externes. Celles-ci s’effondrent donc.

La cause précise de modification des réactions, qui produisent soudainement des neutrinos, n’est pas connue à l’heure actuelle.

SN I implosion du cœur d’une étoile massive
effondrement d’une naine blanche en étoile à neutron, par accrétion de matière en provenance d’un compagnon
SN II implosion du cœur d’une géante bleue par production brutale de neutrinos

Action des supernovæ

Lors de l’explosion, les couches externes qui viennent s’écraser sur le noyau et exploser, sont comprimées et chauffées à des températures que l’on n’atteint nulle part ailleurs. Les noyaux atomiques qui les composent sont ceux compris entre l’hydrogène et le fer, car les éléments plus lourds ne sont jamais synthétisés dans une étoile. Dans l’explosion, ces éléments fusionnent avec des noyaux d’hydrogène (protons) ou d’hélium (particules alpha), et produisent tous les éléments naturels plus lourds que le fer. Les éléments plus lourds que le fer trouvent, presque tous, leur origine dans ces explosions.

L’énergie produite par l’explosion propulse ces éléments dans l’espace à très grande vitesse, donc très loin ; ils vont enrichir le milieu interstellaire en éléments lourds (augmenter sa métallicité). Tous les éléments plus lourds que le fer que l’on trouve sur Terre proviennent d’un tel phénomène.

La matière éjectée à très grande vitesse vient percuter le milieu interstellaire, où elle produit une onde de choc. Lorsqu’elle rencontre un nuage d’hydrogène, cette onde de choc peut le déstabiliser, en provoquer la contraction. A partir de là, la gravité l’emporte et le nuage s’effondre. On pense qu’ainsi s’allument de nouvelles étoiles.

C’est peut-être le cas dans le complexe d’Orion, où de grands nuages d’hydrogène baignent des étoiles bleues très jeunes.

Naissance du Soleil

Il est possible aussi que notre propre Soleil se soit allumé à la suite d’une telle explosion proche. En effet :


SN 2006 gy

Voilà un objet tout récent, comme son nom l’indique. C’est une supernova observée en septembre 2006.

Il s’agit de l’explosion la plus violente jamais vue ! Elle a dû être 100 fois plus violente qu’une supernova ordinaire… Pour expliquer un tel cataclysme, il faut admettre que l’étoile devait avoir la masse limite possible, de l’ordre de 150 M.

Elle a été observée par le satellite Chandra en rayons X. Celui-ci a montré que l’explosion ne pouvait être produite par une naine blanche atteignant la masse critique par accrétion, car elle aurait brillé 1.000 fois plus en rayons X.

Avant l’explosion, l’étoile a violemment expulsé une grande quantité de matière. Exactement comme le fait actuellement Eta Carinæ 

L’effondrement d’une étoile très massive pourrait avoir une origine différente du mécanisme standard de supernova. Pour maintenir son équilibre, l’étoile doit avoir un cœur extrêmement chaud, tellement chaud qu’il produit des rayons gamma de grande énergie. Cette énergie est même suffisante pour qu’un photon se désintègre en créant une paire particule-antiparticule. Alors, la quantité d’énergie qui correspond à la masse au repos de la paire de particules disparaît, et ne sert pas à maintenir l’équilibre. Si de nombreuses particules sont créées dans un temps bref, une grande quantité d’énergie, nécessaire à l’équilibre, disparaît. L’équilibre se rompt alors brutalement, et le cœur de l’étoile s’effondre.

Ce mécanisme est prévu théoriquement depuis longtemps, mais n’avait jamais été observé. Il semble que SN 2006 gy vienne soutenir ces vues théoriques.


photo NASA

La photo de gauche montre la galaxie NGC 1260 dont on voit le noyau (à gauche, jaunâtre), et à droite la supernova qui lui appartient ! Elle est beaucoup plus brillante que l’ensemble de la galaxie. L’ensemble est situé à 240 millions d’AL de la Terre.

A droite, une photo prise en rayons X par la satellite Chandra.

Luminous Blue Variables ; Eta Carinæ

Les Luminous Blue Variables (LBV) sont des étoiles massives en fin de vie. Celles dont la masse est comprise entre 20 et 25 M sont dans leur phase avant l’explosion en supernova. Les plus massives passent par cette phase plus tôt dans leur évolution. Leur luminosité est comprise entre 250.000 et 1 million de L. Du fait de leur masse importante, les LBV sont des étoiles à durée de vie très courte, de quelques millions d’années seulement. Dans la phase LBV, elles restent moins d’un million d’année. Cette brièveté, alliée à la rareté des étoiles massives, explique la très faible abondance des LBV : on n’en connait aujourd’hui que 16 ! La dernière, WS1, vient d’ailleurs d’être découverte en mars 2015, grâce au télescope SALT en Afrique du Sud.

Ces étoiles montrent des éruptions très violentes, séparée par des périodes de calme. Au cours des éruptions, elle expulsent de grandes quantités de matière à un millier de km/s. Pendant les périodes calmes, elle éjectent un vent stellaire très violent. Ces pertes cumulées sont donc considérables, et forment une nébuleuse très dense autour d’elle.

La nébuleuse formée a donc deux composantes : celle produite par le vent stellaire, à peu près isotrope, et celle produite par les explosions, qui est localisée. Ce qui introduit une disymétrie parfois importante de la nébuleuse.

La nébuleuse est un milieu complexe qui lui-même émet de la lumière. Il n’est pas facile de distinguer, dans le spectre, ce qui correspond aux propriétés de l’étoile, de la contribution de la nébuleuse. La cause de ces éruptions est inconnue, mais ces étoiles pourraient être un stade d’évolution vers les Wolf-Rayet.

Les explosions produisent une variation de la luminosité, qui fait des LBV des étoiles variables.

L’étoile produit des raies d’émission, car elle est chaude. A côté des raies de l’hydrogène, on trouve d’abondantes raies du fer ionisé. Mais la largeur de ces raies n’est pas la même. Les plus larges proviennent de la masse éjectée à 1.000 km/s : selon l’angle sous lequel on voit la matière, la vitesse radiale est différente, c’est ce qui élargi les raies. Mais d’autres raies sont beaucoup plus fines, indiquant une vitesse plus homogène et bien plus basse : seulement 50 km/s. La matière qui émet ces raies est plus éloignée de l’étoile, à quelques UA.

Eta Carinæ est une LBV. C’est une étoile extraordinaire, car elle présente des variations importantes.

Eta Carinæ

Eta Carinæ était connue au début du XIXme siècle, comme une étoile de magnitude 2, légèrement variable : sa magnitude descendait parfois jusqu’à 4. En 1837, elle a commencé à augmenter d’éclat, atteignant la magnitude 1, et même -1 en 1843. Elle fluctuait autour de cette valeur. Cette période si remarquable est nommée Grande Eruption. Cet événement a duré une vingtaine d’années, ce qui est tout à fait exceptionnel. Mais bien plus, au cours de cette période, elle aurait dépassé la luminosité d’Eddington ! Sa luminosité mesurée est de 107,3 L.

Après cet épisode, elle est redevenue moins brillante, redescendant à une magnitude de 7 à 8.

Au début du XXe siècle, une nébuleuse est apparue autour de l’étoile. C’est la matière qui a été éjectée au cours de la Grande Eruption. Excitée par le rayonnement de l’étoile, la nébuleuse est aujourd’hui l’objet le plus brillant du ciel en IR.

Depuis 1940, l’éclat augmente lentement, et sa magnitude atteint presque 5 aujourd’hui.

Eta Carinæ est probablement une étoile hypergéante, dont on estime la masse à 100 M, et la luminosité à 4 millions de luminosités solaires. Comme SN 2006 gy, elle pourrait exploser dans peu de temps. Lorsque ceci se produira, il ne faudra pas manquer le spectacle, car il se passera à 7.500 AL de nous, juste à côté.

La luminosité de Eta Carinæ en fait une Variable Bleue Lumineuse (Luminous Blue Variables ou LBV) proches du type S Doradi.

Eta Carinæ est aussi, depuis cinquante ans, une variable périodique. Les raies de certains métaux ionisés (Néon, Fer, Argon), et de l’hélium, disparaissent du spectre avec une périodicité de 5,52 ans. Dans le même temps, le rayonnement infrarouge augmente. Cette périodicité est corrélée avec les éruptions.

Pour expliquer tout cela, on envisage l’opacité liée à l’ionisation du fer, à une tempértaure de l’ordre de 30.000 K, qui provoquerait une instabilité de l’enveloppe. Un tel mécanisme rendrait compte des éruptions, mais difficilement d’une périodicité aussi précise que 5,52 ans. Une période aussi marquée évoquerait plutôt une variable à éclipses, avec deux composantes de 70 M. Mais cette interprétation pose d’autres problèmes. En effet, la période de 5,52 ans indique une distance conséquente entre les deux composantes, qui empêche des interactions importantes, ou alors l’excentricité de l’orbite devrait être extrêmement forte.

Un flux X dur est observé depuis peu, présentant une augmentation du rayonnement autour de 5 keV, avec décroissance rapide. Ce flux varie selon la période de 5,52 ans, ce qui renforcerait l’hypothèse de l’étoile binaire. Si l’orbite est très excentrique, au périastre, la vitesse du compagnon est très importante. Or il se déplace dans un milieu dense. Donc, le choc sur ce milieu va dégager une grande énergie sous forme de rayons X. La température produite est estimée à 60 millions de degrés. Un comportement semblable a été observé pour d’autres LVB.

Mais on a observé en plus, depuis 1996, une variabilité du rayonnement X avec une périodicité de 85 jours... Cette nouvelle caractéristique a permi d’envisager même que l’étoile soit triple !

Le mystère reste entier !

Novoïdes

On appelle novoïdes des étoiles éruptives plus calmes que novæ et supernovæ. Elles forment un groupe disparate, classé en trois types :

courbe de lumière de BU Tauri en U et V

Voici un nouveau type d’étoiles, dont les propriétés sont assez déroutantes. Les étoiles symbiotiques présentent deux spectres superposés :

Ce sont donc des systèmes doubles, alliant une composante bleue (trop faible pour être séparée spectroscopiquement) à une composante rouge.


courbe de lumière de Z And (juillet 60 - octobre 72)

Explication

Les étoiles symbiotiques ressemblent aux variables à longue période ; le compagnon très chaud variable perturbe.

Les variations pseudo-périodiques sont produites par la composante rouge brillante ;

Les maxima importants sont produits par la composante bleue.

 


Novæ naines

Semblables en certains points aux novæ, les novæ naines explosent souvent, mais leurs sursauts sont de faible amplitude. Elles forment encore un groupe très disparate.

On distingue deux types photométriques distincts :


courbes de lumière de 3 novæ naines

La magnitude absolue est probablement de 5 à 10, donc ce sont de petites étoiles faibles.

Elles présentent toutes des variations complexes et faibles au minimum :

Ce sont des couples :

L’anneau de matière émet des rayons X qui ont été observés ;

Les paliers du type Z Cam pourraient être produits par les éclipses du point chaud.


Suite : variables nébulaires

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