Nova naine

Une nova naine (pluriel novae), ou variable U Geminorum , est l'un des nombreux types d' étoiles variables cataclysmiques , constituées d'un système binaire d'étoiles rapprochées dans lequel l'un des composants est une naine blanche qui accrète de la matière de son compagnon. Les novae naines sont plus faibles et se répètent plus fréquemment que les novae « classiques ».

La première à avoir été observée fut U Geminorum en 1855 ; cependant, le mécanisme n'était pas connu avant 1974, lorsque Brian Warner montra que la nova est due à l'augmentation de la luminosité du disque d'accrétion. novae classiques dans la mesure où la naine blanche est impliquée dans des explosions périodiques, mais les mécanismes sont différents. Les novae classiques résultent de la fusion et de la détonation de l'hydrogène accrété à la surface de la naine primaire. La théorie actuelle suggère que les novae naines résultent de l'instabilité du disque d'accrétion, lorsque le gaz dans le disque atteint une température critique qui provoque un changement de viscosité , entraînant une augmentation temporaire du flux de masse à travers le disque, ce qui chauffe l'ensemble du disque et augmente donc sa luminosité. Le transfert de masse de l'étoile donneuse est inférieur à ce flux accru à travers le disque, de sorte que le disque finira par retomber en dessous de la température critique et reviendra à un mode plus froid et plus terne.

Les novae naines se distinguent des novae classiques par d'autres aspects : leur luminosité est plus faible et elles sont généralement récurrentes sur une échelle allant de quelques jours à quelques décennies. La luminosité de l'explosion augmente avec l'intervalle de récurrence ainsi que la période orbitale ; des recherches récentes avec le télescope spatial Hubble suggèrent que cette dernière relation pourrait faire des novae naines des chandelles standard utiles pour mesurer les distances cosmiques.

Il existe trois sous-types d'étoile U Geminorum (UG) :

• Les étoiles SS Cygni (UGSS), dont la luminosité augmente de 2 à 6 mag en V en 1 à 2 jours, et reviennent à leur luminosité d'origine au cours de plusieurs jours suivants.
• Les étoiles SU Ursae Majoris (UGSU), qui ont des explosions de « supermaxima » plus brillantes et plus longues, ou « super-explosions », en plus des explosions normales. Les variétés d'étoiles SU Ursae Majoris comprennent les étoiles ER Ursae Majoris et les étoiles WZ Sagittae (UGWZ).
• Les étoiles Z Camelopardalis (UGZ), qui s'arrêtent temporairement à une luminosité particulière en dessous de leur pic ; un comportement appelé « arrêt ». Elles sont interprétées comme occupant la frontière entre les classes de nova naines et les variables plus stables de type nova.

En plus des grandes explosions, certaines novae naines présentent des éclaircissements périodiques appelés « superbosses ». Ils sont causés par des déformations du disque d'accrétion lorsque sa rotation est en résonance avec la période orbitale de la binaire.