Les novae

Si l'explosion se révèle suffisamment puissante, elle n'affectera plus seulement les régions périphériques de la naine blanche. Elle la détruire complètement et l'on aura affaire à une supernova. Un déferlement d'énergie des milliers de fois plus puissant que celui rencontré dans les novae.

A noter qu'il existe d'autres possibilités pour qu'une étoile manifeste un comportement comparable à celui d'une nova. Ainsi en est-il en particulier, quand certaines étoiles de masse légèrement supérieure à celle du Soleil parviennent au stade de géante rouge et se débarrassent très brusquement de leur enveloppe lors d'une explosion, appelée le flash terminal d'hélium. Deux cas ont été signalées dans la Galaxie. Le plus connu est l'étoile (ou "nova") de Sakuraï dans le Sagittaire.

Novae récurrentes : L'une des caractéristiques des novae naines et de certaines novae ordinaires est la récurrence, c'est-à-dire qu'elles connaissent des explosions à intervalles très irréguliers. Il existe ainsi des novae qui, à l'instar de T CrB (Couronne Boréale), U Sco (Scorpion), ou RS Oph (Ophiuchus), gratifient les astronomes d'une nouvelle explosion de temps à autre. Pour T Pyx (Boussole), par exemple, qui bat tous les records de fréquence, ce sera tous les dix à vingt ans en moyenne. Les novae naines se montrent bien plus généreuses en matière d'explosions : U Gem, par exemple, connaît une crise en moyenne tous les trois mois. En fait, pratiquement toutes les novae peuvent être considérées comme potentiellement récurrentes. Simplement l'intervalle entre deux explosions dans le cas des novae ordinaires est de l'ordre de 10 000 à 100 000 ans et donc beaucoup trop long pour que les astronomes aient jamais pu enregistrer plus d'un événement!

Les astronomes Boris Kukarkin et Pavel Paranego ont montré dans les années 1930 qu'il existe pour les novae récurrentes une relation entre le temps écoulé depuis une explosion donnée et l'augmentation de luminosité observée au cours de l'explosion suivante. L'origine de cette relation peut se comprendre par un effet d'accumulation dans le processus de transfert de matière. La violence d'une explosion est en rapport avec la quantité de gaz qu'elle implique. Or cette quantité est d'autant plus importante qu'elle a disposé de temps pour s'accumuler.

Le mécanismes des explosions

Selon un schéma proposé par Evry Schatzman dès les années 1950, dans ces régions profondes, qui sont celles où la compression et l'échauffement sont maximaux, l'hydrogène et les autres atomes se trouvent dans un état très spécial qui a reçu le nom de dégénéré. Rien ne s'y produit alors comme il sied à de la matière placée dans les conditions habituelles. En particulier, l'élévation de température ne conduit pas à une dilatation. La naine blanche s'échauffe mais ne peut gonfler en géante rouge pour évacuer son trop-plein d'énergie. N'ayant pas une surface suffisante pour évacuer vers l'extérieur l'énergie produite, la température de l'astre augmente encore. Au point que les noyaux d'hydrogène fusionnent. Mais désormais, ce sera dans le cadre du cycle de réactions nucléaires dit CNO (carbone-azote-oxygène). Un processus rencontré ordinairement dans les étoiles chaudes, de masse supérieure à au moins deux ou trois masses solaires, et aboutissant également à la synthèse de l'hélium, mais catalysé par le carbone remonté, dans le cas présent, du coeur de la naine blanche. Le problème de l'élévation de température devient alors critique. L'enveloppe de la naine blanche produit de plus en plus d'énergie, mais ne parvient absolument pas à l'évacuer. Après un millier d'années à ce régime, la température dépasse les trente millions de degrés. En une semaine, les cent millions de degrés sont atteints, puis, très vite, les cent soixante millions... ainsi que le point de non retour. La naine blanche est devenue comme une cocotte-minute dont le contenu surchauffé n'aurait aucun véritable exutoire. Une seule solution alors : exploser.

Les régions inférieures de l'enveloppe de la naine blanche enfin déchargées du poids qui les comprimaient en profitent pour se détendre. L'astre gonfle alors jusqu'à un diamètre comparable à celui de notre étoile. Sa température superficielle chute rapidement au dessous de cinquante millions de degrés. Mais c'est bien suffisant pour que des réactions de fusion s'y produisent toujours. Désormais, cependant, l'astre possède une surface suffisamment dilatée pour évacuer confortablement l'énergie qu'il fabrique. Il s'ensuit que sont éclat croît démesurément. Et, en un ou deux jours, il brille comme dix mille soleils. Faute de combustible, le vampire est cependant condamné à revenir assez vite à sa nuit. L'étoile de nouveau se contracte en effet pour revenir à sa dimension originelle. La compression fera certes de nouveau augmenter la température. Mais maintenant son émission se fera principalement dans le domaine UV. En attendant une nouvelle éruption. Si la compagne de la naine blanche n'a pas trop souffert des événements, et surtout si elle possède encore assez de gaz dans son enveloppe pour continuer de nourrir le disque d'accrétion, peut-être que tout le processus pourra recommencer.

Après quelques semaines, c'est surtout de l'enveloppe qui a été expulsée par l'explosion, que viendra la lumière. La matière se disperse dans l'espace à une vitesse dépassant les mille kilomètres par seconde. Elle est d'abord transparente. Mais en se diluant et en se refroidissant, elle tend à bloquer les UV en provenance de l'astre central. Le rayonnement ainsi intercepté est alors réémis à des longueurs d'ondes plus grandes. L'enveloppe devient lumineuse dans le domaine visible et l'infrarouge. Sa lente diminution d'éclat accompagnant alors pendant les mois qui suive sa dilution progressive dans l'espace. La Galaxie s'en voit enrichie d'éléments chimiques lourds, dans des proportions sans doute bien moins importantes que lors de l'explosion d'une supernova, mais non négligeables. Les novae pourraient ainsi être responsables, depuis la formation de la Voie Lactée, de la dispersion dans le milieu interstellaire de l'équivalent de vingt millions de masses solaires.