Rapport d’observations de la nova récurrente RS OPH, 2021
Résumé : RS OPH est l’une des 10 étoiles connus, situé dans notre galaxie et qui sont des novas récurrentes. Elle situé à 4566 AL., elle est composée d’une naine blanche et d’une géante rouge. La naine attire vers elle la matière de la géante et rempli son disque d’accrétion jusqu’à saturation, puis comme la pression et la chaleur augmente, l’explosion thermonucléaire se déclenche et le cycle d’environ 15-20 ans recommence.
À la base, RS OPH est une étoile cataclysmique, donc une étoile binaire :
De nombreux systèmes binaires impliquent une étoile géante et une naine blanche, donc les sursauts stellaires résultent de l’accrétion de matière de la seconde par la première. © Pearson Ed Elle est bien connue car c’est une des novas récurrentes les plus suivit. Spectaculaire, elle passe d’une magnitude de 12 à 5 et +. On lui connait plusieurs explosions, dont en 1898, 1933, 1958, 1967, 2006 et maintenant 2021.  |
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Courbe de lumière de l’explosion de 2006. (2006/01/13 au 2006/07/13) On a estimé une descente de 167 jours avant de retombé à la magnitude normale de l’étoile, soit magnitude 12 en filtre V.
Courbe de lumière de l’explosion de 2021. (2021/07/25 au 2021/10/13) soit 66 jours après.
(Si la courbe est similaire à celle de 2006, un retour à la normale de 12 est estimé autour du 22 janvier 2022)
2021
En 2021, c’est l'amateur irlandais Keith Geary fut le premier à rapporter l'explosion surprise de RS Ophiuchi, l'une des rares novas récurrentes connues. Il en a pris des photos d'une magnitude de 5,0 avec son appareil photo reflex numérique à 22h20 TU le 8 août et a confirmé son observation aux jumelles. Un autre membre de l’AAVSO, Alexandre Amorim du Brésil, a également repéré l'éruption 25 minutes plus tôt. Sur ce tableau, j’ai aussi l’honneur d’avoir été le premier à fournir un spectre de l’étoile à la communauté scientifique et PRO/AM.
Étonnamment, les explosions de RS Oph se comportent de manière très similaire les unes aux autres. Les explosions typiques affichent une augmentation rapide de la luminosité de la quiescence à environ la 5e magnitude sur une période de 24 heures. Le déclin se déroule en trois étapes distinctes : la première étape de déclin (t1) est rapide, la deuxième (t2) plus lente, et la troisième (t3) est intermédiaire, comme indiqué dans le tableau ci-dessous.
La variable revient ensuite généralement à sa magnitude minimale dans les 100 jours environ après l'explosion, après quoi il y a un léger éclaircissement à la 9e magnitude environ 700 jours après le début de l'explosion. En revanche, les intervalles entre les explosions ont tendance à différer les uns des autres, sans période commune détectée. Au minimum, la courbe de lumière montre des variations de luminosité irrégulières comprises entre 1 et 3 magnitudes. Chose facinante, c’est qu’à l’heure d’écrire ces lignes (63 jours après l’explosion), l’étoile reste stable à une magnitude de 10 en V. On attend la suite!
Les matériels et traitements
Les observations ont été faites à l’OMSJ au moyen de ses deux télescopes parallèles soit :
- Photométrie :
Lunette ED127 Triplet apochromatique ayant une focale 927mm et une caméra ST-7 XME munie de filtres photométrique Johnson/Cousin B,V,R,I. Le FOV est de 9 x 16.6 arcmin et l’échèle des pixels 1.95 arcsec/pixel - Spectroscopie :
Celestron C14 munie d’un réducteur de focale 0.63 pour obtenir une focale de 2463.3mm et un spectroscope Alpy-600 équipé du module de guidage (caméra Titan-Atik) et d’une caméra Atik 414ex.
Toutes les images ont bien sûr été calibrées avec des images Bias et Dark calibré à -20 degrés Celsius et les processus d’analyses
photométriques ont été fait sur logiciel MaximDL. Même chose du côté des images spectroscopiques à la différence que les images ont été traité avec le logiciel BassProject.
Les résultats sont déposés à l’AAVSO et sur le site de ARAS.
*TEMPÉRATURE CALCULÉ PAR LE B-V:
Il est important de noter que nous avons volontairement omi de mentionner les températures de l'étoile basé sur le B-V et ce, à différent stade du développement de la nova. RS OPH, étant une nova symbiotique, donc composé d'une naine blanche et d'une géante rouge, ce qui la différencie complettement des nova classique ou nova naine. De plus, les étoiles synbiotique ont la facheuse habitude de dégager beaucoup de matière autour d'elle, ce qui rend difficile voir impossible la lecture de la surface de l'étoile. C'est donc un système dynamique ayant trop d'éléments qui peuvent interférer dans un calcul précis. Utiliser le B-V ou d'autres couleurs de filtre, lorsque vous avez affaire à un système dynamique aussi complexe est une erreur, d'autant plus que le lien entre la température effective de surface et tout ce qui concerne la distribution spectrale nécessite que l'objet rayonne comme un corps noir ou soit au moins statique. Or, avec RS OPH, ce n'est ni le cas pour l'un, ou l'autre.
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Les références : Échèle demandé : « E (30 arcmin) »
Variable Star Plotter Field photometry for RS OPH from the AAVSO Variable Star Database Data includes all comparison stars within 0.25° of Report this sequence as X26796EZ in the chart field of your observation report.
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Observations :
Première observation, durant la nuit du 2021-08-08 au 2021-08-09 :
Condition moyennement difficile : Couverture nuageuse de 0 à 25% et température dans le dôme variant entre 18.1 et 22.9 Celsius et une humidité relative moyenne de 80%.
Relevé SQM de la nuit :
Relevé Photométrique
Spectroscopie : Premier spectre de base pris le 2021/08/9.1235, sans corrections pour avoir la courbe du continuum.
Ce serait le premier spectre déclaré à la communauté amateur et scientifique.
- Coté photométrie, par le fait que l’étoile éclipsait toutes les étoiles de références, la lecture de la bande B ne s’est pas bien effectuée et donc pas de lecture B-V pour ce stade. Même après une recherche sur les données de l’AAVSO, nous n’avons pas trouvé de données en filtre B.
2021-08-10
Photométrie
Un B-V apparent de -0.281090909.
2021-08-13
Photométrie
Un B-V apparent de 0.6504.
2021-08-26
Photométrie
Un B-V apparent de 0.7618333.
2021-08-30
Photométrie
Pas de B-V.
2021-09-10
Photométrie
Avec un B-V apparent de 0.717333337.
2021-09-16
Photométrie
Un B-V apparent de 1.03314286.
Spectroscopie
Observation en spectroscopie grand champs :
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2021-08-08-08 |
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2021-08-08-10 |
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2021-08-08-13 |
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2021-08-08-26 |
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2021-08-08-30 |
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Compillation:
Conclusion:
Selon le document: "arXiv:2109.01101v1 (astro-ph.sr) 2 sept 2021", par le calcul de la masse de la naine de RS OPH, la place à 1.33 MS.
Un autre document plus ancien, "The Astrophysical Journal, 558:323-350, September 1, 2001", par le calcul de la masse de la naine de RS OPH mentionnait que sa masse était autour de 1.377 MS. Malgré ces variations entre calculs, cela situe tout de même l'étoile très près de la masse critique de Chandrasekhar, ce qui implique que l’étoile est une candidate à devenir une SN de type 1a.
Un point intéressant dans la suite du cycle de cette nova récurrente symbiotique est que lors de sa période de quiescence, une légère variabilité dans la bande B est remarquée...
C'est par l'échange de matière de la donneuse vers le disque d'accrétion, le point de jonction est le "hotspot" et brille dans cette bande de température. Peu après, son explosion en aout 2021, cette variation avait bien sûr disparu étant donné que le disque d'accrétion avait été détruit, mais un document: "Flickering Returns as RS Oph Reestablishes Quiescent Conditions Following its 2021 Nova Outburst" (https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022RNAAS...6..103M/abstract) nous informe le 9 mars 2022, soit +212 jours après l'éruption, RS Oph ne présentait pas encore de scintillement détectable.
La réapparition du scintillement coïncide avec la remontée de la courbe de lumière en bande B vers le 22 mars 2022 (+225 jours).
À partir du jour +250 l'amplitude enregistrée du scintillement semble dépendre davantage de la date d'observation réelle que de la luminosité de la bande B de RS Oph.
De jour +260 RS Oph a repris la même luminosité en bande B qui a caractérisé les 10 premières années de quiescence suite à l'explosion de 2006, indiquant que l'espace circumstellaire immédiat dans RS OPh a rempli à nouveau le disque d'accrétion qui est revenu à ses conditions d'avant l'éclatement de l'étoile.
On n'y mentionne aussi au sujet de la masse du disque d'accrétion:
"Un tel disque est probablement moins massif et étendu qu'il ne l'a été au cours des cinq dernières années précédant l'éruption de 2021, lorsque la quiescence luminosité de RS Oph augmentée de ∆B=0,3 mag. Ce fait suggère que, de manière similaire à ce qui est observé dans T CrB (Munari et coll. 2016 ; Luna et al. 2020), également dans RS Oph, l'accrétion sur le WD n'est pas régulière et constante entre les explosions, mais est au lieu d'une nature plus épisodique."
Un autre document (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2515-5172/ac6de9) décrit une nouvelle méthode pour déterminer quand une nova tel que RS OPH revient à la "normale".
Cette méthode est basée sur la réionisation des éjectas par photoionisation à partir du rayonnement libéré dans la couche limite par accrétion.
Pour aller plus loin... Un autre lien la variabilité de RS OPH en bande B (The recurrent nova RS Oph - simultaneous B and V band observations of the flickering variability)
Je vous laisse la lecture...
Remerciements:
Je tiens à remercié chaudement mon ami Malhar Kendurkar qui m'a beaucoup appris et avec qui j'apprends toujours un peu plus.
Steve Shore de l'Université de Pise qui, grâce à ses cours et ses conseils, "démistifié" les mystères de ces novas "Récurrentes" pour que l'on puisse mieux les comprendre.
On ne peut pas passé sous silence l'implication de L'AAVSO qui a fourni les graphiques, références et qui forment les amateurs à la science depuis 1911.
La prochaine à surveiller est T CRB qui sera dû bientôt (2023 - 2024)!
Référence sur le net:
https://apod.nasa.gov/apod/ap210822.html
https://www.aavso.org/vsots_rsoph
https://skyandtelescope.org/astronomy-news/recurrent-nova-rs-ophiuchi-just-blew-its-top/
https://fr.wikipedia.org/wiki/RS_Ophiuchi
https://trustmyscience.com/nova-etoile-rare-brillante-possible-observer-oeil-nu/
https://aras-database.github.io/database/rsoph.html
https://www.astrogeo.va.it/ans_spectroscopy/sup/20220119_index.html
https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2022RNAAS...6..103M/abstract
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2515-5172/ac6de9
https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/2012BASI...40..185S
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2515-5172/ac6de9
https://arxiv.org/abs/1807.01555
Monographie AAVSO #7 : RS Ophiuchi 1890 - 1995
Bode, MF, éd. RS Ophiuchi et le phénomène Nova récurrent . Utrecht : VNU Science P, 1987. ISBN 90-6764-074-3
Hack, M. et C. la Dous, éd. Variables cataclysmiques et objets associés . Washington, DC : Direction de l'information scientifique et technique de la NASA, 1993.
Livio, Mario, James W. Truran et Ronald F. Webbink. " Un modèle pour les explosions du récurrent Nova RS Ophiuchi ." The Astrophysical Journal , 308, 1986, 736-742.
Mauche, Christopher W. a un site Web merveilleux et informatif dans lequel il donne un excellent examen des variables cataclysmiques.
Oppenheimer, Benjamin D. et Janet A. Mattei. " Analyse des observations AAVSO à long terme de RS Ophiuchi. " Journ. AAVSO , 22, 1993, 105-109.
Sekiguchi, K. " Novae récurrentes. " Astrophysique et sciences spatiales , 230, 1995, 75-82.
Snijders, MAJ " Observations multi-fréquences de l'explosion de 1985 de RS Ophiuchi ." Astrophysique et sciences spatiales , 130, 1987, 143-254.
Warner, Brian. Étoiles variables cataclysmiques . New York : Cambridge UP, 1995. ISBN 0-521-41231-5.
Webbink, Ronald F., Mario Livio, James W. Truran et Marina Orio. " La nature des novae récurrentes ." The Astrophysical Journal , 314, 1987, 653-672.
Webbink, RF, M. Livio, JW Truran et M. Orio. " La nature des novae récurrentes ." Astrophysique et sciences spatiales , 131, 1987, 493-495.
JBD 2022