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. « Le premier maximum connu de RS Oph n'a été découvert qu'au début des années 1900. Une enquête sur les photographies du Henry Draper Memorial par Williamina Fleming a révélé un spectre qui ressemblait étroitement à celui de Nova Sagittarii et Nova Geminorum (affichant des raies d'hydrogène de H-zeta, H-epsilon, H-delta, H-gamma, H-beta et aussi deux lignes qui correspondent aux bandes lumineuses 4656Å et 4691Å, en gamma Velorum).  Lors de la publication de la circulaire de 1905, Edward Pickering a confirmé que l'étoile, sur la base du spectre et des courbes de lumière, être "considéré comme une nova, plutôt que comme une étoile variable, et sa désignation appropriée sera Nova Ophiuchi, n° 3". Une étude de la courbe de lumière par Annie Jump Cannon a révélé que la "nova" avait atteint une augmentation significative de la puissance lumineuse en 1898, au cours de laquelle elle avait très probablement atteint un maximum d'environ 5ème magnitude. » (https://www.aavso.org/vsots_rsoph)

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.