Physique des Novae Classiques

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Physique des Novae Classiques
Qu'est ce qu'une nova? Etat des lieux de nos
connaissances sur les novae Que
cherche-t-on? Conclusion

• P. Jean - O.M.P./C.E.S.R. - Toulouse

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I - Qu'est ce qu'une nova?
 Nova stella  Augmentation de la luminosité de
9 magnitudes
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Système binaire
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(No Transcript)
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II- Etat des lieux de nos connaissances sur les
novae
Du système binaire à lexplosion
Observations durant les phases quiescentes -
périodes orbitales lt 24h loi de Kepler
gt systèmes binaires serrés - spectroscopie
photométrie gt éléments orbitaux M1 ,
M2, a1, a2, i gt naine blanche (0.6 - 1.3
M ) étoile (1 M )
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- La secondaire remplie son lobe de Roche gt
transfert de masse gt accrétion
Luminosité UV 10 L due au disque
daccrétion gt taux daccrétion
10-10-10-8 M/an
Equipotentielles de Roche
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Origine de l'explosion réactions
thermonucléaires
conditions pour réaliser lexplosion
thermonucléaire - masse accrétée suffisante
pour atteindre la pression critique 2 1019
dynes cm2 g-2. gt T 2.5 107 K gt
combustion de lH par la chaîne CNO - base de
lenveloppe partiellement dégénérée. gt r
104 g/cm3 , T lt TFermi gt sinon,
lenveloppe réagit à la variation de température
gt évite le ralentissement du taux de
réaction - enrichissement en éléments
CNO. Z0.3
surface

NB
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lexplosion thermonucléaire - combustion de lH
par la chaîne CNO gt réactions nucléaires
exothermiques gt augmentation de T gt
augmentation du taux de réactions
nucléaires gt augmentation de T gt etc -
convection gt apport déléments frais vers la
base gt transport disotopes radioactifs -
augmentation de T non infinie gt T gt TFermi
gt disparition de la dégénerescence gt
expansion de lenveloppe gt baisse de la
température
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- nucléosynthèse gt compétitions entre les
réactions (p,g) et les (b) dépend de la
température t(p,g) ltsvgt-1. t(b)
constante. gt production déléments Na, Mg,
Al, gt éléments radioactifs --gt transportés
par convection --gt emission de raies gamma
--gt anomalies isotopiques Combustion p-p
continue à la surface de la NB
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Courbe de lumière
- Montée vers le maximum bolométrique --gt la
convection transporte lénergie vers la surface
--gt lente expansion de lenveloppe 1-10 km/s -
Montée vers le maximum optique --gt enveloppe en
expansion --gt pour T8 103 K recombinaison de
lH gt opacité augmente gt la
photosphère atteint son rayon maximum 1013 cm
L4pR2sT4 105 L. gt MV -8. - Déclin
en optique --gt Lbolométrique LEdd
constante --gt emission translatée en UV --gt
déclin due principalement à
laugmentation de BC MV -2.5
log(L/L)4.72-BC(t) --gt pression de
radiation véjecta 70 - 2000 km/s
Flot de Hubble
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Morphologie dune courbe de lumière de nova
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Classification des courbes de lumières
______________________________________________ Vit
esse t2 (jours) ________________________________
______________ Très rapide lt10 Rapide 11-25 Mod
érément rapide 26-80 Lente 81-150 Très
lente 151-250 __________________________________
____________ (C. Payne-Gaposchkin, 1957)
- Classe de vitesse dépend de t2 (ou t3),
temps au bout duquel la luminosite de la nova
diminue par 2 (3) mag. au dessous du maximum. -
Lien entre la classe de vitesse et les
caractéristiques physique de la nova --gt
Observations log(véjecta ) 3.75 - 0.45
log(t3) (McLaughlin, 1960) MVmax -10.67
1.80 log(t3) (Pfau, 1976) --gt Modèle grossier
(Shara, 1981)
Plus la nova est rapide plus la masse de la naine
blanche est grande
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Estimation des distances
MMRD (Maximum Magnitude versus Rate of Decline),
Della Valle Livio, 1995
Observations mV et t2 --gt MMRD --gt mV - MV 5
log(D) - 5 AV.
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Fréquence et distribution spatiale dans notre
galaxie
- Fréquence de découverte 3 par
an - Fréquence galactique
Données de 1670 a 1995 (Shafter, 1997)
____________________________________________ Auteu
rs Méthode Taux (an-1) _________________________
___________________ Allen, 54 Gal.
100 Kopylov, 55 Gal. 50 Sharov, 72
Gal. 260 Liller, 87 Gal.
73/-24 Ciardullo, 90 Ext. G. 11-46 VdB,
90 Ext. G. 16 DellaValle, 92 Ext.
G. 19/-6 DVL, 94 Ext. G.
15-24 Shafter, 97 Gal.
35/-11 Hatano, 97 Gal.
41/-20 Shafter, 2000 Ext. G.
27/-9 Shafter, 2002 -
30/-10 __________________________________________
__
- Distribution spatiale disque (rh 3-5 kpc ,
zh 0.1-0.35 kpc) sphéroïde (R1/2 1.4-2.7
kpc) Problèmes distribution spatiale non
connue, fraction de novae dans le bulbe
galactique, existence de 2 populations de
nova (donc de 2 distributions) . . .
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Récurrence des novae
- fréquence de récurence nrec --gt taux
daccrétion constant 10-9 M/an --gt MNB
0.6 - 1.35 M. --gt relation RNB - MNB
(Eggleton, 1982) --gt trec 4000 - 106
ans - Remarque novae recurentes --gt 10
observations --gt trec 10 - 100 ans --gt MV
lt -5.5 --gt véjecta gt 300 km/s --gt taux
daccrétion 10-8-10-7 M/an --gt MNB
MChandrasekhar
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III - Que cherche-t-on?
Problèmes irrésolus détermination précise de
la masse des naines blanches. influence du taux
daccrétion sur lexplosion. processus du
mélange de la matière de la naine blanche avec la
matière accrétée. influence de la nature non
sphérique de léjecta. formation de
poussières. processus physique à lorigine de
la phase de transition. les modèles théoriques
narrivent pas à reproduire la masse éjectée
observée. large incertitudes sur les sections
efficaces de réaction nucléaire. contribution
des novae à lévolution chimique de la Galaxie.
distribution spatiale des novae. relation entre
les novae récurrentes et les SNIa. . . .
Observation à venir mesure de sections
efficaces de réaction nucléaire emission gamma
des novae (observatoire spatial INTEGRAL) ...
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Conclusion
Besoin dobservations intensives pour détecter
les novae et leur progéniteurs --gt surveillance
régulière du ciel