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SS CYG – UGSS

SS Cygni est souvent surnommée la "Reine des variables cataclysmiques". En tant que prototype des variables de type U Geminorum (UGSS), elle est le laboratoire parfait pour comprendre la physique des disques d'accrétion.

Depuis sa découverte en 1896 par Louisa D. Wells de l'Observatoire du Harvard College, SS Cygni est sans conteste l'une des étoiles variables les plus observées du ciel nocturne. Au cours du siècle qui a suivi sa découverte, aucune de ses éruptions n'a été manquée. Près de 220 000 observations, soumises par des observateurs de l'AAVSO du monde entier, ont permis de suivre quelque 800 éruptions. Étant l'étoile la plus brillante de sa classe de nova naine, SS Cygni est sans aucun doute l'une des favorites de nombreux observateurs.

Elle fait partie de la famille des étoiles U Geminorum (UG) qui ont trois types de courbes de lumière : UGSS, UGSU et UGZ. On l’aura deviné, SS CYG est du type UGSS dont elle est l’exemple parfait. Sa magnitude apparente varie de 7.7 et 12.4 selon l’AAVSO et on peut s'attendre à un phénomène récurrent toutes les 4 à 10 semaines, d'une durée de 1 à 2 semaines. Tout de même proche de nous, 90 à 100 années-lumière de la Terre (Burnham, 1978).

Figure 1 : Courbe de lumière de SS Cygni montrant l’alternance d’éruptions larges et étroite. Gracieuseté de l’AAVSO.

Description

C’est une étoile cataclysmique qui se compose d’une naine rouge et d’une naine blanche. Selon certaines études, leurs distances sont très faibles, soit 160000 km et peut-être moins, car elles effectuent leurs périodes en 6.60312 heures (0.2751300 jour) seulement. L'inclinaison du système a été calculée à environ 50 degrés, ce qui donne des masses respectives de M1 = 0,60 masse solaire et M2= 0,40 masse solaire (Honey et al., 1989).

Les étoiles cataclysmiques fonctionnent toujours selon le même principe. Il y a une étoile donneuse, généralement une naine rouge, qui « donne » de la matière à une étoile receveuse, la plupart du temps, une naine blanche, qui reçoit la matière sous forme de disque d’accrétion, n’étant pas capable d’assimiler cette matière. Le résultat est qu’elle remplit son « lobe de roche » jusqu’à saturation. Lorsque la saturation est atteinte, la pression et la température augmentent jusqu’à déclencher une éruption. Il est à noter qu’une petite partie de matière est tout de même reçue par la naine blanche, qui augmente un peu plus sa masse, à chaque éruption. Un point important, SS CYG n’explosera pas en Supernova, car les masses impliquées sont bien inférieures aux masses nécessaires pour atteindre cette limite. L'observation de la courbe de lumière de SS Cyg (Figure #1) révèle des intervalles changeants d'éruptions larges et étroites, d'une durée respective d'environ 18 et 8 jours.

Sur SS CYG, on observe également des éruptions anormales occasionnelles, généralement rares, larges et symétriques, et caractérisées par une faible vitesse de montée. Bien que l'étoile ait généralement présenté cette caractéristique d'éruptions variables depuis sa découverte, SS Cyg a connu une période de « confusion » entre 1907 et 1908, durant laquelle elle a cessé de présenter son comportement d'éruptions normal et n'a subi que de légères fluctuations. 

Cannizzo (1993) a suggéré que le facteur déterminant la nature d'une éruption (étroite ou large) dépend de la masse présente dans le disque au début d'une instabilité thermique. Ainsi, une éruption étroite pourrait correspondre à un transfert de masse modéré, tandis qu'une éruption large pourrait être induite par un transfert de masse important.

 

Figure 2 - SS CYG : BBC – Sky ant Night Magazine - https://www.skyatnightmagazine.com/advice/ss-cygni
Représentation artistique du système binaire SS Cygni, avec disque d’accrétion et transfert de matière.

 

L’astrophysique de l’étoile

Premier point important, SS Cyg est une binaire non magnétique. C'est important, car si la naine blanche avait un champ magnétique fort (type Polaire), il n'y aurait pas de disque d'accrétion complet, et donc pas de "flash" du disque !

Deuxièmement, le comportement éruptif de SS Cygni est bien décrit par le modèle d’instabilité du disque (DIM), dans lequel l’accumulation progressive de matière dans le disque d’accrétion conduit à une transition brutale entre un état froid, peu visqueux, et un état chaud, ionisé et très visqueux. Cette transition déclenche une onde thermique qui se propage dans le disque, augmentant fortement la luminosité du système. La fréquence et la durée des éruptions dépendent du taux de transfert de masse, de la masse de la naine blanche, et du paramètre de viscosité α. Dans le cas de SS Cyg, les éruptions larges et étroites pourraient refléter des variations du taux de transfert de masse depuis la naine rouge, possiblement modulées par l’activité magnétique de cette dernière.

Il y a un concept physique fondamental ici : Le théorème du viriel. En théorie, la couche limite devrait émettre autant d'énergie (50%) que la totalité du disque d'accrétion (50%). C'est une source d'énergie massive !

 

En parlant de la « couche limite », on parle ici d’une autre partie de l’anatomie des étoiles cataclysmiques, aussi appelé le « flash », le « hot point » l’endroit ou la matière touche le disque d’accrétion. J’avais demandé à un astrophysicien qu’est-ce que l’on voir au juste quand on regarde l’étoile, la naine rouge? La naine blanche? Ou le disque d’accrétion?

Il m’avait répondu que c’était ce flash, une zone de transition ultra-chaude située entre le bord interne du disque d'accrétion et la surface de la naine blanche. C'est le principal moteur de l'émission de rayons X dans les variables cataclysmiques. De plus, le flash ne vient pas d'une réaction nucléaire (contrairement à une Nova), mais d'une libération brutale de chaleur. Pendant des semaines, le disque accumule du gaz comme un barrage qui se remplit. Quand la température monte un peu, le gaz devient ionisé, la viscosité explose, et le "barrage" cède. Le "Flash" que l'on voit, c'est l'énergie gravitationnelle de toute cette matière qui tombe d'un coup vers l'étoile et qui frotte violemment dans le disque.

Le flash ne s'allume pas partout en même temps :

• Le flash "Inside-out" : Parfois, l'instabilité commence près de la naine blanche et se propage vers l'extérieur du disque.
• Le flash "Outside-in" : C'est le plus fréquent pour SS Cyg. L'instabilité commence sur le bord extérieur du disque. Le "flash" de lumière visible se déclenche en premier, puis il se déplace vers le centre.
• Le bouquet final : Quand ce flux de matière atteint enfin la surface de la naine blanche, on a le "flash" de rayons X dans la couche limite dont nous avons parlé.

• C'est un flash soutenu : tant que le disque ne s'est pas vidé et refroidi, il continue de briller intensément.
• Une fois que le disque est devenu trop vide, la température chute, le gaz redevient neutre (moins visqueux), et l'étoile "s'éteint" pour retourner à son état de repos.
• Bref, dans la Naine Nova (SS Cyg), c'est le "disque" qui s'illumine!

Composante	Au Repos (Quiescence)	En Sursaut (Outburst)
Le Disque d'accrétion	Dominant (surtout le bleu/UV)	Écrase tout (95% + de la lumière)
La Naine Rouge	Visible (surtout dans le Rouge/IR)	Totalement noyée
La Naine Blanche	Très difficile à voir (cachée par le disque)	Invisible

 

L'instabilité thermique du disque

Figure 3- Courtoisie Copilot IA

 

- État de repos : Le gaz s'accumule dans le disque, mais la viscosité est faible. Le disque est "froid" et peu lumineux.

- Le déclenchement : Lorsque la densité critique est atteinte, l'hydrogène s'ionise. Cela provoque une augmentation brutale de la viscosité.

- Le sursaut : La matière tombe massivement vers la naine blanche, libérant une énergie gravitationnelle colossale sous forme de lumière (gain de 3 à 4 magnitudes).

- Sursauts "Narrow" vs "Wide" (Asymétrie des courbes de lumière)

- Sursauts étroits (Narrow) : Montée rapide, déclin rapide.

- Sursauts larges (Wide) : Le plateau de luminosité dure plus longtemps.

- Cycles : Bin que la période orbitale de l’étoile est de 6.6 heures (0.275 jour). L'intervalle moyen entre les sursauts est d'environ 50 jours et c’est variable.

 

La corrélation Optique / Rayons X

- Pendant le repos, elle émet des rayons X durs.

- Pendant le sursaut, le flux de rayons X durs chute souvent alors que les rayons X mous augmentent, car le disque interne "s'écrase" contre la naine blanche.

 

Un mot sur la photométrie.

Les variations rapides : Le "Flickering"

Les variations rapides que vous voyez en filtre B (souvent sur des échelles de quelques secondes à quelques minutes) ne sont pas le "flash" (le sursaut) lui-même, mais ce qu'on appelle le « flickering » (scintillement).

Ce n'est pas dû à l'éruption globale, mais à deux phénomènes très localisés :

• Le Hot Spot (Point chaud) : C'est l'endroit où le jet de gaz de l'étoile compagne frappe le bord du disque. C'est une zone de turbulence extrême. Imaginez un jet d'eau haute pression qui frappe un disque en rotation : ça crée des remous et des éclats de lumière constants.
• Les turbulences internes : Le disque n'est pas un fluide lisse ; il est plein de "grumeaux" de gaz magnétisés qui s'entrechoquent.

Pourquoi le filtre B ? Parce que ces phénomènes sont très chauds. Le bleu (B) et l'ultraviolet captent beaucoup mieux cette énergie thermique "agitée" que le rouge.

 

Spectroscopie

 

Figure 4-  Spectre de SS CYG, basse résolution au Alpy-600 - Juillet 2024

 

Du point de vue spectroscopique, SS CYG donne un spectre principalement en émission dont les raies de Balmer sont bien représentées, particulièrement lors des éruptions. On y remarque aussi quelques profils P Cygni à cause des vents et de la vitesse rapide des deux corps du système. On y remarque aussi des éléments comme l’hélium, le sodium et le fer.

 Le spectre montre des caractéristiques uniques d'un disque : des raies larges (élargissement rotationnel) et parfois des paires de raies d'absorption étroites avec un comportement orbital, indiquant des structures complexes ou des éclipses dans le disque.

 

Figure 5 - Courtoisie Gemini IA

Au repos : On voit des raies d'émission de l'Hydrogène (Balmer) très claires et fines. Elles viennent du gaz chaud et peu dense du disque. Elles sont souvent "doubles" (raies en cornes de vache) à cause de la rotation du disque (effet Doppler : un côté s'approche, l'autre s'éloigne).

Pendant l'éruption : Le disque devient si dense et si chaud qu'il se comporte presque comme une "surface" d'étoile (un corps noir).

- Les raies de Balmer ne "brillent" plus forcément en émission, elles deviennent souvent des raies d'absorption larges (comme dans une étoile normale de type A).

- Le "disque qui éclate", crée une telle pression de gaz que les raies s'élargissent (élargissement Stark). C'est le signe que le transfert de masse est devenu massif.

 

Conclusion

SS Cygni reste un laboratoire naturel fascinant pour l’étude des interactions binaires, des disques d’accrétion et des instabilités thermiques. Sa proximité, sa luminosité et sa régularité en font une cible de choix pour les astronomes amateurs et professionnels. Elle incarne à merveille la richesse des étoiles cataclysmiques et l’importance de la collaboration entre observateurs du monde entier.

 

Références :

- Warner, Brian. Cataclysmic Variable Stars . New York : Cambridge UP, 1995. ISBN 0-521-41231-5.

- Coel Hellier. Cataclysmic variable Stars – How and Why They vary : Springer, Praxis Publishing.

- Smak (1999) - Dwarf Nova Outbursts - https://acta.astrouw.edu.pl/Vol49/n3/pap_49_3_7.pdf

- Cannizzo, John K., et Janet A. Mattei « A Study of the Outbursts in SS Cygni ». The Astrophysical Journal https://iopscience.iop.org/article/10.1086/306165

- SS CYG – AAVSO: https://www.aavso.org/vsots_sscyg#:~:text=SS%20Cygni%20Takes%20the%20Stage,to%20fame%20was%20not%20predicted.

- John K. Cannizzo and Janet A. Mattei (1998) – “A Study of the Outbursts in SS Cygni” - https://iopscience.iop.org/article/10.1086/306165

- Sterne, T. E., and L. Campbell "Properties of the Light Curve of SS Cygni." Annals of the Observatory of Harvard College, 90, 1934, 189.

- An optical time-resolved spectroscopic study of SS Cygni. II. Outburst. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996A%26A...308..833M/abstract 

- Le Modèle d'Instabilité du Disque (DIM) :
  Lasota (2001) : The disc instability model of dwarf novae and soft X-ray transients

- L'Évolution des Rayons X et UV (Le délai Optique/X) :
  Wheatley et al. (2003) : The X-ray and extreme-ultraviolet evolution of the 1996 October outburst of SS Cygni

- Les Paramètres Physiques et Période (6,6 h) :
  Bitner et al. (2007) : The Masses and Evolutionary State of the Stars in the Dwarf Nova SS Cygni

- L'Analyse des Courbes de Lumière à Long Terme :
  Cannizzo (1993) : The 10-20 day oscillations in the light curve of SS Cygni

JBD 2026