Une Nova, est une étoile qui subit une augmentation brutale de sa luminosité d’une étoile. Une étoile de faible luminosité peut ainsi devenir très brillante au point qu’elle peut devenir observable à l’œil nu.
Étymologiquement, le mot nova veut dire en latin Nova Stella, une nouvelle étoile, un terme introduit par les astronomes Tycho Brahe et Johans Kepler à la fin du 16ème siècle, indiquant l’apparition d’une nouvelle étoile dans la voûte céleste.
Il a fallu attendre le 20ème siècle pour bien comprendre le mécanisme des explosions importantes thermonucléaire accompagnant le phénomène des Novae et bien les distinguer des supernovae.
Une nova est une étoile variable qualifiée de cataclysmique. Cette étoile est en réalité une étoile double ou binaire dont l’une des composantes est une naine blanche. Cette étoile compacte accrète la matière de l’autre composante qui est souvent une étoile de la séquence principale. Cette matière va s’accumuler à la surface de la naine blanche, subir une augmentation importante de la température atteignant une dizaine de millions de degrés K, au point d’amorcer une importante réaction nucléaire à l’origine de cette augmentation brusque de l’étoile. Après cette réaction nucléaire la naine blanche sort indemne, en opposition aux supernovae thermonucléaires qui sont associées à une destruction de cette étoile.
Suite à cette explosion, une enveloppe de plasma (du gaz chaud et donc ionisé) va s’échapper de ce couple stellaire. Ce plasma est tellement chaud et animé d’une vitesse d’éjection importante qu’il va donner un profil spectral particulier dit profil P-Cygni des raies d’hydrogène qui associe une composante d’une raie en émission décalée vers le rouge et une une seconde composante d’une raie en absorption décalée vers le bleu. A partir de la largeur de cette raie, il est possible d’estimer la vitesse d’éjection de cette enveloppe.
L’analyse spectrale permet d’identifier deux classes de novae, celle He/N dans lesquelles on observe une prédominance de la trace de l’hélium et de l’azote, et une autre classe ferrique montre des raies de Fe II.
Photométriquement, l’éclat d’une nova présente une courbe caractérisée par une phase d’ascension rapide, un maximum, puis une baisse graduelle de la luminosité.
Figure 1 : Courbe photométrique typique d’une Nova rapide ou lente
A partir de cette courbe, les novae peuvent être classées en novae rapide (NA), novae lentes (NB), ou novae très lentes (NC). Pour les novae de type NA, la luminosité baisse de 3 magnitude après le maximum dans un délai inférieur à 100 jours, et pour le type NB, cette baisse est plus lente avec un délai supérieur à 150 jours. Dans ce type, on peut noter un minimum de luminosité avant une reprise d’éclat (dip). La baisse de la luminosité du type NC est encore plus graduelle sur une décade, et ce type serait le progéniteur des nébuleuses planétaires.
Dans certains cas, la même étoile peut donner plusieurs sursauts espacés de quelques années voire des décennies. On parle dans ce cas de nova récurrente (NR).
Il est possible d’estimer la distance des novae NA à partir du délai de baisse de luminosité de 2 ou 3 magnitudes comme l’a suggéré en premier Zwicky en 1936.
NOVAE CASSIOPEIAE 2021:
Le 18 mars 2021, l’astronome japonais Yuji Nakamura a découvert une nova dans la constellation de Cassiopée, rapidement désignée par V1405 Cas ou Nova Cassiopeiae 2021. Cette nova a atteint une magnitude de 7,6 en visuel.
Figure 2 : Carte de ciel montrant la position de la Nova Cassiopeiae 2021 (générée par Stellarium)
Au sein de la Société Astronomique de Tunisie des commissions scientifiques ont été créées spécialisées dans des différents domaines d’astronomie. Le travail actuel a été le fruit d’une collaboration entre la commission d’astrophysique et la commission de l’astrophotographie amenant à l’étude de la nouvelle nova.
La Société Astronomique de Tunisie a réussi durant la soirée de mercredi 24 mars 2021 à identifier cette nova visuellement au télescope, un CPC800 altazimutal, puis photographiquement, et enfin a réussi à enregistrer son spectre basse résolution par un SA100 monté sur une caméra ZWO 120M.
Cette nova était visuellement de magnitude 8, ce qui l’a rendu accessible aux jumelles.
Photo 1 : Identification photographique de la Nova Cassiopeiae 2021
L’analyse spectrale a montré clairement des raies brillantes en émission de la série de Balmer de l’hydrogène. Ils s’y associent les raies de l’hélium, qui signifie que c’est une nova de classe He/N.
Figure 3 : Spectre basse résolution de la Nova Cassiopeiae 2021 (Les raies de H2O et OII sont celles de l’atmosphère terrestre)
A partir de la largeur de ces raies, en particulier la largeur à mi-hauteur de la raie en émission H alpha, en tenant en compte la largeur de la raie en relation avec la résolution effective de ce réseau, la vitesse déduite d’expansion de l’enveloppe gazeuse a été estimée à 1256 km/s (+/- 30%), de quoi voyager entre la Terre et la Lune en à peine 5 minutes.
Sofien Kamoun : Président de la Société Astronomique de Tunisie et Maître de conférences Agrégé en Cardiologie à la Faculté de Médecine de Tunis,
Hichem Ben Yahia : Vice-Président de la Société Astronomique de Tunisie et Médiateur en Chef à la Cité des Sciences à Tunis.
