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Variables cataclysmiques (CV)

 

Les CVs sont des systèmes binaires fermés semi-détachés dans lesquels il y a une naine blanche (WD) et une étoile secondaire qui lui transfère de sa masse. Dans la plupart des CV connus, la secondaire est (presque toujours) une étoile de séquence principale, et le transfert de masse de la secondaire vers la naine blanche se fait par un disque d'accrétion. Les périodes orbitales des CVs sont typiquement entre 75 min et 6hrs, bien qu'il existe des systèmes exceptionnels - généralement avec des étoiles donneuses évoluées ou compactes et avec des périodes en dehors de cette plage.

 

Une variable cataclysmique typique, consistant en une naine rouge secondaire qui a rempli son lobe de Roche et qui perd de la matière,
par l'intermédiaire d'un disque d'accrétion, au profit d'une naine blanche.

 

Nova naine (Dwarf Novae)

Les étoiles variables de type UG sont des CV consistant en un système d'étoiles serrées dans lequel l'un des composants est une naine blanche qui accrète la matière de sa compagne. Elles sont semblables aux novæ classiques dans la mesure où la naine blanche est impliquée dans les éclats périodiques, mais les mécanismes sont différents. La théorie actuelle suggère que les novæ naines résultent d'une instabilité dans le disque d'accrétion, lorsque le gaz dans le disque atteint une température critique qui provoque un changement de viscosité. Ce processus entraîne un effondrement de la naine blanche qui libère alors de grandes quantités d'énergie potentielle gravitationnelle.

 

Courbe de lumière de 1000 jours de U Gem

 

Il existe trois sous-types d'étoiles U Geminorum (UG), basés principalement sur leurs courbes de lumière : UGSS, UGSU et UGZ.

SS Cyg (UGSS), qui augmentent de luminosité de 2-6 mag en filtre V en 1-2 jours, pour revenir à leur luminosité d'origine, après quelques jours. Les périodes entre les supermaximas (outburst) vont de quelques jours à quelques années. Les périodes orbitales sont généralement plus longues que 3 heures.

 

 

Courbe de lumière de 500 jours de SS Cygni. Notez les deux types distincts de débordements.

 

Les étoiles SU Ursae Majoris (UGSU) ont des supermaxima plus brillants et longs. Les périodes orbitales sont habituellement inférieures à 2 heures.

Lors des supermaxima (outburst), une UGSU montre une modulation supplémentaire de la courbe de lumière, le supermaxima (outburst) qui est provoqué par la précession du disque d'accrétion. Les surcharges apparaissent donc dans la courbe de lumière sous forme de modulation avec une période légèrement plus longue (quelques %) que la période orbitale.

 


2500 jours de courbe de lumière de SU UMa montrant des normales et des "supermaxima" (superoutbursts) - AAVSO. 

 

 Les UGSU ont deux sous-classes reconnues :

Les étoiles WZ Sagittae (UGWZ) sont des UGSU à période ultra-courte (généralement 90 minutes ou moins) qui ne présentent que des ruptures ou irrigularités et leurs temps de cycle entre les explosions varie de quelques années à des décennies. Les amplitudes des explosions peuvent rivaliser avec celles des novæ (6-9 magnitudes). Plusieurs UGWZ montrent également des réverbérations ou des «éclats d'écho» pendant qu'elles baissent d’intensité.

 

Déclenchement en 2001 de WZ Sge et suites des échos subséquents 

Lecture suggérée :
SU Ursae Majoris
Http://www.aavso.org/vsots_suuma

WZ Sagittae
Http://www.aavso.org/vsots_wzsge

 

 

Les étoiles ER Ursae Majoris (UGER) sont des novae naines (dwarf nova) dont les intervalles entre les supermaximas (outburst) sont exceptionnellement courts (seulement 20 à 50 jours). Les étoiles ER UMa passent généralement d’un tiers, à la moitié de leur temps de vie en supermaximas. Lorsqu'elles ne sont pas en supermaximas, ces étoiles montrent de fréquents sursauts. (On les réfère parfois à l’étoile RZ LMi).

 

500 jours de courbe de lumière de ER UMa montrant de fréquents de sursauts normaux et plusieurs super-éclats.

 

Illustration d'un disque basculé à la même phase orbitale tandis que l'inclinaison subit une précession à travers le cycle.

 

Les étoiles Z  Camelopardalis (UGZ) sont des DNe qui tiennent autant des novae naines et des "nova-like" et qui présentent des éclats normaux de type U Gem (une montée de luminosité de 2 à 6 magnitudes et 1 à 3 jour de durée), ainsi que des arrêts aléatoires. Un arrêt se compose d'une période de luminosité minimal constante, de 1 à 1,5 magnitude sous la lumière maximale et qui peut durer de quelques jours à 1000 jours. Les arrêts sont sensés se produire lorsque le taux de transfert de masse de l'étoile secondaire dans le disque d'accrétion autour de l'étoile primaire est trop grand pour produire des éclats normaux.

Un arrêt dans la courbe de la lumière du prototype de Z CAM.

 

Lectures suggérées :
Pourquoi observer les étoiles Z Cam?
https://sites.google.com/site/thezcamlist/why-observe-z-cam-stars
RX Andromedae
http://www.aavso.org/vsots_rxand

 

 

Les variables Nova-like (NL) sont celles qui ont un taux de transfert de masse tellement élevé qu'elles sont essentiellement bloquées en sursauts continus. Leurs courbes de lumière sont fondamentalement plates, montrant des fluctuations de l'ordre d'une magnitude au plus.

Courbe de lumière de CM Del, une variable de type nova montrant une activité limitée à environ 1 magnitude dans le spectre V.

 

Le nom est confus, et mérite un peu d'explication. Les premiers observateurs connaissaient les novæ et les novæ naines, mais ils ont également découvert des étoiles qui ressemblaient aux restes de vieilles novæ du passé. Ils les appelaient «nova-likes» parce qu'ils supposaient (avec raison) que les nova-likes et les vieilles novæ étaient du même type, la seule distinction étant de savoir si elles avaient été observés pendant qu'elles étaient une éruption ou non.

Lecture suggérée :
UX Ursae Majoris
Http://www.aavso.org/vsots_uxuma

Dwarf Novae
Http://www.aavso.org/vsots_archive#ugem

 

 

Les Novae

Les novae (N) sont des systèmes binaires rapprochés, avec des périodes orbitales de 0,05 à 230 jours. La cause d'une nouvelle éruption est une réaction thermonucléaire à la surface de la naine blanche. Après des années d'échange de masse entre la paire d'étoiles du système binaire, la température et la pression à la surface de la naine blanche est suffisante pour faire exploser la couche de matériau accrété comme une bombe à l’hydrogène. La différence est que cette bombe peut avoir la masse de 30 planètes comme la Terre!

Une fois que la température devient suffisamment élevée, cette couche commence à se dilater. En moins d’une minute, la coquille peut rayonner à 100.000 luminosités solaires et l'expansion peut égaler 3000 km / s. Finalement, l'enveloppe de tout le système binaire et le mouvement orbital de la paire agit comme une hélice. Après 1000 jours environ, l'enveloppe se dilate au point où elle peut être vue comme une nébulosité entourant le système. Puis cette coquille se dissipe dans le milieu interstellaire au cours des siècles qui suivront.

La plupart des novæ font éruption probablement plus d'une fois dans leur vie; c'est la masse de la naine blanche qui détermine la quantité de matériau accumulé avant le déclenchement du processus. On a observé que les systèmes ayant une naine blanche de 0,6 masse solaire pourraient prendre jusqu'à 5 millions d'années entre les éruptions. Un système avec une naine blanche de 1,3 masse solaire pourrait par contre en prendre seulement 30 000 ans, entre les éruptions.

 

Courbe lumineuse de V1494 Aql (NA) montrant son déclin rapide par rapport au maximum

 

Les novæ ayant les plus grandes amplitudes d’explosion, sont celles qui baissent aussi le plus vite.
Les novæ sont ainsi subdivisées en plus par le temps qu'elles prennetnt pour baisser de 3 magnitudes de leurs intensités maximales.

  • (NA) novae rapide, avec une augmentation rapide de luminosité, suivie d'une luminosité de déclin de 3 magnitudes dans les 100 jours.
  • (NB) Novae lentes, avec une baisse de 3 magnitudes en 150 jours ou plus.
  • (NC) Novae très lentes, restant au maximum de lumière pendant une décennie ou plus, baissant d’intensité très lentement. Il est possible aussi que les novæ de type NC soient des objets très différents physiquement des novæ normales. Les composants de ces systèmes sont probablement des géantes ou supergéantes, parfois des variables semi-régulières, et même des variables Mira. Elles peuvent aussi être des nébuleuses planétaires en cours de formation.

 

Courbe de lumière de HR Del typique nova lente (NB) - AAVSO 

 

Lecture suggérée :
Novae (2012 Edition)
http://www.aavso.org/vsots_novae

 

Novæ récurrentes (NR)

Dans le catalogue général des étoiles variables (GCVS), les novæ récurrentes sont incluses dans la même catégorie que les novæ, la principale distinction étant dans les caractéristiques de leurs courbes de lumière. Selon les caractéristiques de leurs variations de lumière, les novæ sont subdivisées en catégories rapide (NA), lente (NB), très lente (NC) et récurrente (NR).

Les novæ récurrentes diffèrent des novæ typiques par le fait que deux ou plusieurs sursauts (au lieu d'un seul) séparés par 10-80 ans ont déjà été observés (exemple : T CrB).

Cela implique que le mécanisme de supermaxima ("outburst"), les périodes orbitales, les spectres et la nature des composants de ces binaires proches sont identiques ou très similaires.

Donc, les novæ récurrentes seraient tout simplement les mêmes types de systèmes, mais avec une naine blanche encore plus massive?

Le taux d'accrétion d'un système avec une naine blanche de 1,4 masse solaire pourrait avoir un temps de récurrence de moins de 100 ans. L’étoile T Pyx peut ressembler à un tel système, mais il n'est pas clair à l'heure actuelle que le mécanisme d'éclatement soit le même pour toutes les novæ récurrentes, ou si certains soient le résultat de l'accrétion par le « trop-plein » de Roche-lobe ou par des vents stellaires, ou des instabilités.

 

L'ensemble de la courbe de lumière historique de RS Ophiuchi montrant les explosions connues - AAVSO 

 

 

*Encore plus intéressant, la possibilité que les novæ récurrentes peuvent en fait être des progéniteurs de supernova de type Ia. Les observations des éruptions novæ et des nébuleuses résultantes indiquent que le mélange de la couche accrétée avec les couches externes de la naine blanche peut provoquer la perte de masse des naines blanches au cours du temps et des éruptions répétées.

Les naines blanches les plus massives, avec un taux d'accrétion plus élevé, peuvent en fait gagner de la masse au fil du temps! Bien qu'une grande partie de la masse de l'enveloppe soit soufflée par le vent, ces primaires peuvent retenir une partie substantielle de la masse de l'enveloppe. Dans certaines novæ récurrentes, les naines blanches ont maintenant grandi jusqu'à atteindre près de la limite de masse de Chandrasekhar et pourraient bientôt exploser comme une supernova de type Ia.

 

Lecture suggérée : VSOTS U Scorpii
Http://www.aavso.org/vsots_usco

T Pyxidis
Http://www.aavso.org/vsots_tpyx

RS Ophiuchi
Http://www.aavso.org/vsots_rsoph

La Nova de 1923 d'Hubble à Andromède éclate de nouveau! :
Http://simostronomy.blogspot.com/2012/02/hubbles-1923-nova-in-andromedaerupts.html

Les astronomes amateurs alertent le monde sur une éruption stellaire rare :
Http://simostronomy.blogspot.com/2010/01/amateur-astronomers-alert-world-to-rare.html

*Source : Le manuel "Classification des étoiles Variables et courbes de lumière" de l'AAVSO