Un Phénomène Astronomique Imminent : La Nova de T Coronae Borealis

Dans un avenir proche, probablement dans quelques jours ou semaines, un nouvel astre fera son apparition dans notre ciel. Il s’agit en réalité d’une étoile ancienne, nommée T Coronae Borealis (ou T Cor Bor), qui est un système binaire composé d’une immense étoile géante rouge et d’une petite naine blanche. Bien que cette dernière soit de taille réduite, les naines blanches sont redoutables : elles concentrent une grande partie de la masse d’une étoile semblable au soleil dans une sphère de la taille de la Terre, ce qui les rend extrêmement denses et chaudes, avec une gravité très puissante.

La naine blanche de T Cor Bor aspire lentement l’hydrogène et d’autres gaz de l’étoile géante rouge, accumulant tout ce matériel sur sa surface. Lorsque suffisamment de matière sera rassemblée, la gravité intense provoquera la fusion de l’hydrogène, déclenchant une explosion qui équivaut à une bombe thermonucléaire de la taille d’une planète. Cette détonation sera si puissante que cette étoile, habituellement peu lumineuse et à peine visible avec des jumelles, brillera soudainement à l’œil nu, malgré une distance de 3 000 années-lumière de la Terre. En un instant, elle émettra plus de 100 000 fois l’énergie que le soleil produit en une année. C’est un événement majeur.

Cependant, cette explosion cataclysmique ne sera pas suffisante pour réduire la naine blanche en miettes. Au lieu de cela, elle s’estompera dans les jours et semaines suivant l’explosion, revenant finalement à sa luminosité plus modeste. Ce cycle se répète tous les 80 ans environ, ce qui explique l’excitation des astronomes face à l’imminence de l’éruption de T Cor Bor.

Comprendre le Phénomène de la Nova

Ce type d’événement est désigné sous le nom de nova, dérivé du latin « stella nova », signifiant « nouvelle étoile », car il semble qu’une étoile nouvelle soit apparue là où il n’y en avait pas auparavant. En réalité, il y avait déjà une étoile, en fait deux, et toutes deux sont assez anciennes. Une naine blanche est ce qui reste après la mort d’une étoile semblable au soleil, tandis qu’une géante rouge est une étoile en phase de déclin. Le processus d’évolution de ces étoiles prend des milliards d’années, rendant le terme « nova » quelque peu ironique. Cependant, ce terme est ancré dans l’histoire, et il est donc difficile de s’en défaire.

Mais si une nova peut se reproduire, cela signifie qu’il ne s’agit pas vraiment de la mort d’une étoile. Alors, comment les étoiles meurent-elles réellement ?

Pour les étoiles « normales », qui produisent de l’énergie en fusionnant des éléments légers en éléments plus lourds dans leur noyau, la mort survient lorsqu’elles épuisent leur carburant. Une étoile comme le soleil met environ 12 milliards d’années à transformer tout son hydrogène en hélium. Si l’étoile possède suffisamment de masse, elle pourra comprimer cet hélium pour le fusionner en carbone, générant ainsi encore plus d’énergie.

Toute cette énergie se propage dans l’atmosphère gazeuse de l’étoile, qui commence à se dilater. Cependant, un phénomène intéressant se produit : la surface de l’étoile en expansion augmente tellement que la quantité d’énergie qu’elle émet par centimètre carré diminue. La température du gaz chute, modifiant la couleur de l’étoile en vermillon. Nous avons alors une géante rouge.

En raison de sa taille colossale, pouvant atteindre jusqu’à 200 fois le diamètre du soleil, la gravité à sa surface s’affaiblit. Associée à la luminosité croissante de l’étoile, cela entraîne un flux de gaz s’échappant, créant un « vent stellaire » qui peut finalement éjecter plus de la moitié de la masse totale de l’étoile. Ce qui reste est le noyau : une cendre stellaire petite, brûlante mais très faible, que nous appelons naine blanche.

Pour les étoiles de faible à moyenne masse comme le soleil, c’est à peu près tout ; au fil des éons, une naine blanche se refroidit progressivement, s’éteignant lentement pour devenir un objet théorique appelé naine noire. (L’univers n’est pas encore assez vieux pour que des naines blanches aient atteint une telle température, donc nous n’en avons pas encore observé.) Si l’étoile se trouve dans un système binaire comme T Cor Bor, les choses deviennent plus intéressantes car elle peut devenir nova. Mais même dans ce cas, ce n’est pas nécessairement la fin. Certaines novae ne rejettent pas tout le matériel accumulé, et avec le temps, elles peuvent en fait augmenter leur masse. À ce stade, les choses deviennent beaucoup plus captivantes.

À mesure que la matière s’accumule, la force gravitationnelle augmente, ce qui fait également croître la pression à l’intérieur de la naine blanche. Cette pression interne peut devenir suffisamment élevée pour relancer des réactions de fusion qui combinent des noyaux de carbone, libérant ainsi une immense quantité d’énergie. La température augmente de manière exponentielle, atteignant des milliards de degrés, provoquant l’explosion de la naine blanche.

Cette explosion est d’une ampleur bien plus grande que les rêves apocalyptiques les plus fous de l’humanité : elle est 10 milliards de fois plus lumineuse que le soleil, suffisamment brillante pour surpasser une galaxie entière ! Cet événement est connu sous le nom de supernova, plus précisément une supernova de type Ia.

Il existe un autre type d’explosion stellaire, appelé, sans surprise, supernova de type II, qui se produit lorsqu’une étoile massive meurt. Les étoiles ayant plus de huit fois la masse du soleil possèdent suffisamment de pression dans leur noyau pour fusionner des éléments encore plus lourds. Le carbone est le dernier produit de fusion des étoiles semblables au soleil, mais des étoiles plus massives peuvent fusionner le carbone en néon, puis le néon en oxygène, et enfin l’oxygène en silicium. À ce stade, l’étoile est en grand danger. La poussée d’énergie radiante provenant de la fusion dans son noyau soutient l’étoile contre l’attraction gravitationnelle. Cependant, la fusion du silicium en fer nécessite plus d’énergie qu’elle n’en libère. De plus, tout le fer nouvellement formé absorbe des électrons du noyau qui soutiennent l’étoile.

Une fois que la fusion du fer commence, tout soutien stellaire disparaît, et le noyau s’effondre comme une chaise dont on aurait retiré les pieds. Cela libère une quantité d’énergie et de particules subatomiques (appelées neutrinos) d’une ampleur incroyable, comme allumer une allumette dans une usine de dynamite multipliée par un milliard. Les couches extérieures de l’étoile absorbent tant d’énergie qu’elles se rétractent vers l’extérieur, créant une immense supernova de type II (ou supernova par effondrement de noyau). Boum !

Dans certaines de ces explosions, le noyau se désintègre complètement, ne laissant derrière que les débris en expansion de l’explosion. En revanche, ce matériel est enrichi en éléments lourds qui formeront la prochaine génération d’étoiles et de planètes. Mais parfois, le noyau peut s’effondrer pour former une étoile à neutrons ultra-dense ou, plus terrifiant encore, un trou noir. Les détails de ces événements sont, sans surprise, très complexes, et les astrophysiciens continuent d’explorer toutes les subtilités de ces phénomènes.

Les supernovae de type Ia et II sont si brillantes qu’elles peuvent être observées à des milliards d’années-lumière, couvrant une vaste partie du cosmos observable. Nos télescopes sont désormais si sensibles que chaque année, les astronomes détectent des dizaines de milliers de ces cataclysmes stellaires quelque part dans l’univers. Bien sûr, elles sont également si explosives qu’il vaut mieux ne pas se trouver trop près d’une supernova, au risque d’être touché par les débris.

Et qu’en est-il de T Cor Bor, la nova récurrente qui a lancé cette discussion ? Il semble qu’elle soit du type qui accumule lentement de la masse après l’explosion, ce qui signifie qu’elle pourrait éventuellement atteindre une masse suffisante pour exploser en tant que supernova de type Ia. Dans ce cas, il y aura une dernière explosion de T Cor Bor avant la véritable et ultime détonation. Cependant, cela ne devrait pas se produire avant très, très longtemps, alors profitez du spectacle qu’elle va offrir bientôt. Elle ne se reproduira pas avant environ 80 ans !