La Voie lactée contiendrait une importante population cachée de novae

On parle souvent des supernovaesupernovae dans l'actualité et principalement celles qui appartiennent à deux types, les SNSN II et les SN Ia. Il faut dire que ces explosions d'étoiles sont effectivement spectaculaires car, quand elles se produisent, elles peuvent libérer autant d'énergie par seconde que les centaines de milliards d'étoiles qui composent une grande galaxie comme la Voie lactée.

Mais, depuis les années 1930, les astrophysiciensastrophysiciens font des différences entre ce que l'on appelle des novaenovae et des supernovae. À l'origine, le terme de nova était utilisé pour désigner toute apparition dans le ciel de ce qui semblait être une nouvelle étoile. Il était dû à l'astronomeastronome Tycho Brahe qui, au XVI^e siècle, avait observé la supernova SN 1572 dans la constellation de Cassiopée. Il l'avait décrite dans son livre De nova stella (ce qui signifie en latin  « au sujet de la nouvelle étoile »), donnant lieu à l'adoption du nom nova.

Basiquement, du point de vue observationnel, on sait que les novae sont intrinsèquement nettement moins lumineuses que ce que l'on appelle justement des supernovae pour indiquer cette différence. Bien qu'il y ait là aussi plusieurs classes de novae, les astrophysiciens s'accordent à dire qu'elles se produisent dans des systèmes binairessystèmes binaires où une des étoiles est une naine blanchenaine blanche qui se met à un moment, pour une raison ou pour une autre, par accréter de la matièrematière qui provient de son étoile compagne, en général une géante rougegéante rouge ou une étoile sur la séquence principaleséquence principale.

Les novae et les supernovae SN Ia

De l'hydrogènehydrogène frais tombe alors dans l'atmosphèreatmosphère et à la surface de la naine blanche laquelle est composée de différents éléments mais où les réactions thermonucléaires ont cessé. De la taille de la Terre, ces étoiles peuvent contenir jusqu'à 1,4 fois la massemasse du SoleilSoleil, la fameuse limite découverte par l’astrophysicien indien Chandrasekhar. Lorsque l'on est confronté à une nova, c'est que l'apport d'hydrogène est tel qu'il se produit aussi une augmentation de température conduisant à l'allumage de réactions de fusionfusion dans l'atmosphère de la naine blanche. Une explosion se produit consommant environ 5 % de l'hydrogène apportée et éjectant seulement 1/10.000 de la masse du Soleil.

Par contre, quand l'apport d'hydrogène conduit à dépasser la masse de Chandrasekharmasse de Chandrasekhar, c'est toute l'étoile qui explose du fait de son effondrementeffondrement et que des réactions thermonucléaires s'allument dans tout son volumevolume. On obtient alors une supernova SN Ia, bien plus lumineuse qu'une nova, et toute la naine blanche est détruite. À l'inverse, dans le cas d'une nova, le processus d'alimentation en hydrogène frais peut parfois recommencer puisque la naine blanche n'est pas détruite et obtient alors une nova récurrente. On connait ainsi quelques cas dont RS Ophiuchi qui a brillé en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, et  2006.

On estime que, dans notre Voie lactée, il se produirait, tous types confondus (SN II et SN Ia notamment), en moyenne trois à quatre supernovae par siècle et environ 50 novae sur la même période. Elles sont généralement invisibles, du moins à l'œilœil nu, car leur lumièrelumière est absorbée par des nuagesnuages de gazgaz et de poussières dans la Galaxie.

Aujourd'hui, une publication dans le journal Nature Astronomy, mais en accès libre sur arXiv, vient de donner plus de poids à une théorie avancée il y a environ 35 ans. Beaucoup de novae seraient en fait récurrentes, simplement, elles « hiberneraient » pendant des centaines de milliers d'années de sorte que celles que nous détectons avec les moyens de l'astronomie moderne, à l'échelle d'une vie humaine, ne seraient que la pointe émergée d'un immense iceberg de systèmes binaires pouvant donner lieu à des novae dans la Voie lactée.

Cette conclusion vient de simulations numériquessimulations numériques effectuées par des chercheurs des universités d'ArielAriel et de Tel-Aviv en Israël, sous la direction de Michael Shara, astrophysiciens en poste à l'American Museum of Natural History.

Un modèle unifié des différents types de novae

Shara et ses collègues proposent donc maintenant un modèle unifié de tous les types de novae connus grâce aux simulations de plusieurs milliers de cas de système binaire pouvant donner des novae en tenant compte de nombreux processus physiquesphysiques impliqués dans leur évolution avant et après l'occurrence d'une nova -- l'explosion peut conduire les étoiles à s'éloigner temporairement, ce qui fait chuter le taux de transfert de matière par accrétionaccrétion. Cela n'a été possible que grâce à la montée en puissance de calcul des ordinateursordinateurs. « Il n'y avait tout simplement pas la puissance de calcul nécessaire pour faire cela il y a 30 ans, ou 20 ans, ou même 10 ans », a déclaré Shara dans un communiqué de l'American Museum of Natural History.

Des explosions spectaculaires continuent de se produire dans le système d'étoiles binaires nommé RS Ophiuchi. Tous les 20 ans environ, l'étoile géante rouge jette suffisamment d'hydrogène gazeux sur son étoile naine blanche pour déclencher une explosion thermonucléaire à sa surface. À environ 2.000 années-lumière de distance, les explosions en novae qui en résultent font que le système RS Oph devient visible à l'œil nu. L'étoile géante rouge est représentée à droite du dessin ci-dessus, tandis que la naine blanche est au centre du disque d'accrétion brillant à gauche. Alors que les étoiles tournent en orbite, un flux de gaz passe de l'étoile géante à la naine blanche. Les astronomes supposent que, à un moment donné au cours des 100.000 prochaines années, suffisamment de matière se sera accumulée sur la naine blanche pour la pousser au-dessus de la limite de Chandrasekhar, provoquant une explosion beaucoup plus puissante et finale connue sous le nom de supernova SN Ia. © David A. Hardy & PPARC, APOD

Selon le scénario qui est soutenu par ces calculs, tout commence, si l'on peut dire, par exemple avec une naine rougenaine rouge en orbiteorbite rapprochée autour d'une naine blanche ; rappelons que les naines rouges sont les étoiles les plus nombreuses dans la Voie lactée et que les systèmes binaires sont majoritaires. Il y a alors quatre situations possibles.

Les deux étoiles ne sont pas en contact par un transfert de matière.

Elles le sont mais le taux d'accrétion n'est pas très important et il peut se produire ce que l'on appelle des novae naines, les explosions sont plus faibles et apparaissent liées à des  instabilités dans le disque d'accrétiondisque d'accrétion.

Il y a les novae classiques où l'explosion due à l'apport d'hydrogène est si forte que la luminositéluminosité du système binaire devient de l'ordre d'un million de fois celle du Soleil.

Enfin, on parle de système « nova-like » quand le taux d'accrétion est important juste avant et juste après l'occurrence d'une nova classique.

Sur plusieurs milliards d'années, les simulations montrent alors qu'au début de l'existence d'une binaire pouvant donner une nova, elle va osciller pendant 5 % de sa vie entre un état de nova classique et un état « nova like ». Ensuite, pendant 10 % du temps, elle va osciller entre trois étapes nova, « nova like », nova naine ; puis, pendant le reste de son temps, elle va osciller entre les trois états précédents plus un état de longue duréedurée où le transfert de matière entre les étoiles est interrompu, c'est proprement à ce moment là qu'elles sont en hibernation.

Il en résulte que les novae que nous observons le plus souvent sont celles en début de vie, et qu'il existe donc bien plus de systèmes binaires qui peuvent donner des novae qu'on ne le pensait précédemment. Le premier cycle prendrait environ 10.000 ans alors que le cycle en quatre étapes prendrait lui un million d'années.