Les novae naines de type U Gem (ou UG) sont caractérisées par la survenance de brutales explosions relativement régulières (outbrusts) d'une amplitude allant de 2 à 6 magnitudes.

		U Geminorum Courbe AAVSO 21 09 2006 - 30 09 2007 Courbe de luminosité de U Geminorum, prototype des novae naines UG. La variabilté de U Gem a été établie dès 1855. Les outbusts d'une amplitude de 6 magnitudes se répétent tous les 100 jours environ.

		SS Cygni Courbe AAVSO 21 09 2006 - 30 09 2007

Dans les années '70, deux théories concurrentes tentent d'expliquer les outbursts

La première théorie, défendue notamment par Geoff Bath, est basée sur l'instabilité de l'étoile secondaire : de temps à autre, le taux de transfert de matière augmenterait ce qui provoquerait l'outburst.

La deuxième théorie a été développée par Yogi Osaki [1]: elle repose sur l'instabilité du disque d'accrétion, à taux de transfert de matière sensiblemnt constant : le disque accumule de la matière et progressivement atteint une densité et une viscosité telle que les particules entre en forte interaction, ce qui provoque un brusque échauffement du disque d'accrétion : l'hydrogéne passe butalement de l'état atomique (~3000 K) à l'état ionisé (~20000K). La matière du disque est transférée d'une part vers la naine blanche, ce qui augmente considérablement la luminosité du systéme et d'autre part vers l'extérieur du disque. Lorsque suffisamment de matière a échappé au disque, celui-ci retombe dans son état calme, non visqueux et recommence à accumuler de la matière.

Les observations et tout particulièrement celles des étoiles à éclipses et le développement de modéles théoriques donneront raison à Osaki.

Certaines étoiles cataclysmiques ont une inclinaison élévée par rapport à l'observateur. Cela conduit au phénoméne régulier d'éclipses par l'étoile secondaire : celle-ci masque à intervalle régulier une partie du disque, le point chaud, l'étoile principale. Outre la détermination précise de la période de révolution, l'établissement du profil de luminosité permet d'accéder à certaines des caractéristiques essentielles du systéme : taille, luminosité des différents constituants. Sur cette représentation schématique, on représente, vu du dessus, le systéme et la position de l'observateur.Ainsi, de la phase 0.5 à 0.9, le point chaud va produire une augmentation de luminosité (hump). Peu après la phase 0.9, l'étoile principale va être éclipsée, puis le point, produisant ainsi une baisse parfois notable de luminosité. L'étude des courbes de luminosité des éclipses a joué un rôle essentiel dans la compréhension du mécanisme des outbursts.

Courbe de luminosité de IP PEG le 18 09 2008 LX200 10"/6.3 Starlight SXV-H9 Poses 60 s Sans filtre L'éclipse d'environ 2 mags est clairement visible. On remarque également la différence de luminosité de 0.5 mag avant et après l'éclipse.

Caractéristiques des outbursts.

Aspect des outbursts

Fréquence des outbursts (Intervalle entre deux outbursts = Tn)

Si les outburst ne se produisent pas de façon périodique, l'échelle de temps est toutefois caractéristique de chaque systéme. La durée séparant deux outbursts (Tn) allant d'un facteur 2 (SS Aur 40j<Tn<75j ) à 3 (TW Vir 15j<Tn<44j).

La dispersion est élevée. Pour SS Cyg dont l'intervalle moyen est de 49,5 jours, l'écart-type est de 15,4 jours, avec des extrema compris entre 15 et 100 jours environ.

Les plus faibles valeurs sont de quelques jours pour certains systémes (jusqu'à 4 jours dans le cas de V1159 ORI selon Jablowski []). A l'autre extrême, on trouve intervalles se chifrant en années (300 jours pour DX And, 885 jours pour GK Per), voire en dizaines d'années (6600 jours pour V1017 Sgr).

	Tn (jours)
IP Peg	95
VN Ori	17
UU Aql	49
Ar And	25
X Leo	22
U Gem	101
TW Vir	27
CZ Ori	26
SS Cyg	40

 

Profil des outbursts

Pour une même nova naine, aucun outburst n'est exactement semblable aux autres.

Toutefois, certains aspects sont systématiques. En étudiant les courbes de luminosité de SS Cygni (AAVSO), Campbell a pu déteminer 4 classes d'outbursts, de A (croissance de luminosité la plus rapide ~2 jours) à D (croissance lente ~10 jours)

Bath (1983) a pu mettre en évidence une corrélation entre la magnitude de l'état calme et la durée de la phase de croissance

Classe A mag = 11.90 +/- 0.12
Classe D mag = 11.64+/- 0.30

Il a été mis en évidence pour SS Cygni et U Gem une forte tendance à l'alternance d'outbursts courts et longs.
La distribution de la durée des outbursts est clairement bimodale

Dans le cas de SS Cygni, on observe également une corrélation entre l'amplitude des outbursts et la durée de l'état calme précédent ET suivant l'ourburst [4]

Pour d'autre DN, l'amplitude et la durée de l'outburst ne sont corrélées qu'avec la durée de l'état calme qui précéde l'outburst (U Gem, VW Hyi [5]

Il existe également des DN pour lesquelles seule la durée est corrélée (UZ Ser, TU Men) ou seulement l'amplitude (WW Cet [6]

En fait de telles corrélations sont rares. Mais il convient de noter que de telles corrélations n'ont pu être établie que pour DN pour lesquelles on posséde le plus de données. L'accumulation de données d'observations plus sytématiques permettra peut-être de déterminer de nouvelles corrélations pour d'autres DN.

	Courbe SS Cyg AAVSO On note : - La relative disparité des durées séparant les outbursts - Les variations d'amplitude (Mag max) des outbursts
	Sur cet agrandissement, deux outbursts de profil différent (croissance rapide et lente) avec des amplitudes également différentes.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Références

[1] An accretion model for the outbursts of U Geminorum stars, Osaki, Astronomical Society of Japan, Publications, vol. 26, no. 4, 1974, p. 429-436
[2] Some Results of a Statistical Investigation of the Light Curve of SS Cygni, Campbell, Harvard College Observatory Bulletin No. 897, pp.9-11 (1964)
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[5] Smak 1985

 

 

Bibliographie

Cataclysmic variables stars : How and Why the vary, Hellier,C., Springer, 2001