La S.A.T. participe à l’étude de la Nova de Persée 2020

Résumé

Nous avons été prévenus le 26 novembre de l’apparition d’une Nova dans Persée. En utilisant le C11 de JLD et l’Alpy 600 de l’association, JLD et PJM ont acquis le 28 novembre, depuis le centre de Tours, le spectre de la nova.

Le traitement a été réalisé par le logiciel Demetra et corroboré par le logiciel ISIS. Les résultats, homologués dans la base de données ARAS1, sont en accord avec la structure Naine blanche-Géante rouge d’une nova, avec expulsion d’hydrogène accrété par la naine blanche puis expulsé à la vitesse de plusieurs centaines de km/s.

Le 25 novembre 2020 est découverte une nouvelle nova par Seiji Ueda au Japon, le réseau AFOEV (Association Française d’Observation des Etoiles variables) diffuse immédiatement cette information de l’apparition d’une Nova dans la constellation de Persée. Le samedi 28 la nuit est claire, JLD a déjà son télescope C11 de 280 mm de diamètre parfaitement en station depuis quelques jours, à Tours centre ; le spectromètre Alpy 600 de Shelyack Instrument, fraîchement remis en état et réglé, est à pied d’œuvre, nous sommes prêts à faire les acquisitions. Nous pensions être parmi les premiers à réaliser un tel  spectre, cela reste vrai, mais nous sommes quand même les 38ièmes dans la base de données amateurs et professionnelle ARAS1..!!!!

crédit : Olivier Garde

Quelques mots de technique

Le spectromètre Alpy 600 est un appareil qui capte la lumière au niveau de sa fente d’entrée et la décompose en un spectre2 qui est enregistré sur le capteur d’une caméra ATIK 314.

La manipulation consiste à faire l’image de la nova, obtenue par l’association du C11 de 2,8m de focale et d’un réducteur de focale (x6,3), sur la fente d’entrée (23 microns) du spectrosmètre. La précision de pointage requise est obtenue par l’excellente mise en station de la monture CGEM du télescope et le logiciel d’autoguidage PHD2. Le logiciel Demetra de Shelyack Instrument, que nous maîtrisons depuis relativement peu de temps, réalise les acquisitions de 5 minutes chacune, avec le capteur à moins 10°C de la caméra.

Comme pour les photos numériques de ciel profond , il faut maîtriser les différents ‘bruits’ parasites ce qui conduit à faire des ‘offset’3, des noirs4(Dark) et des PLU5 (Flat) mais ce n’est pas tout. En effet pour étalonner le spectre, il faut enregistrer un spectre connu, ici le spectre d’une lampe néon-argon, pour faire la correspondance entre la position en abscisse des pixels du capteur et la longueur d’onde. Il faut aussi enregistrer le spectre d’une étoile de référence sensiblement à la même hauteur au-dessus de l’horizon, ici Epsilon Persée, pour l’étalonnage en intensité.

On imagine bien la dose impressionnante de calculs fastidieux qui s’en suit, mais le logiciel Demetra s’en sort très bien et nous avons aussi fait le traitement avec le logiciel ISIS de Christian Buil pour vérifier.

Les résultats

Pierre-Jean Mercier / Jean-Louis Dumont (logiciel DEMETRA)

Nous avons obtenu le graphique ci-contre (gauche).

En abscisse sont les longueurs d’ondes en Angström. En ordonnée, les intensités lumineuses correspondant à chaque longueur d’onde, sont en valeurs relatives, un visuel coloré rappelle les couleurs associées aux longueurs d’ondes.

Nous avons soumis ce graphique au forum de la base de données ARAS1. Notre spectre a été jugé de bonne qualité, c’est la raison pour laquelle nous apparaissons maintenant dans cette base avec le nom d’auteur JLDPJM. C’est important pour notre association car notre pratique de la spectroscopie doit s’inscrire dans une perspective scientifique de coopération possible, certes encore très modeste, entre amateurs et professionnels.

Interprétation des résultats

Bien que l’aspect expérimental de notre démarche soit déjà assez ludique tout en nécessitant une grande patience, le décryptage des résultats est très émoustillant parce que tous les secrets de la nova sont concentrés dans son spectre. Encore faut-il les découvrir… et la quête est sans fin…

A notre échelle de modestes astronomes débutants en spectroscopie, voyons ce que l’on peut comprendre du phénomène de nova à l’aune du spectre de la nova 2020 de Persée.

Tout d’abord, qu’est-ce qu’une nova?

                On sait maintenant qu’une nova résulte de l’interaction de deux étoiles rapprochées tournant autour de leur centre de gravité commun, l’une est une géante rouge, l’autre une naine blanche.

Une géante rouge est une étoile qui peut faire jusqu’ à plusieurs centaines de fois la taille du Soleil, formée à la périphérie essentiellement d’hydrogène, éventuellement avec de l’hélium et quelques autres éléments. Sa température est relativement faible pour une étoile (3000° à 4000°), c’est la raison pour laquelle son apparence tire sur le rouge.

            Une naine blanche est le reste d’une étoile de masse comprise entre la moitié de la masse du Soleil et quatre masses solaires, qui a fini de fusionner son hydrogène en hélium, puis généralement son hélium en carbone et qui s’est effondrée sur elle-même à cause de sa propre  gravitation. Ce processus s’arrête sous l’effet d’une répulsion étrange, bien décrite par la mécanique quantique. Typiquement, notre Soleil dans 4 ou 5 milliards d’années sera une naine blanche, à l’état de carbone diamant, d’une trentaine de kilomètres de diamètre, avec une énorme gravitation au niveau de sa surface (plus de 2 milliards de fois la valeur actuelle à sa surface).

Au cours de sa révolution, la géante rouge peut passer si près de la naine blanche que la matière de la géante rouge tombe sur celle de la naine blanche. A cause de la formidable gravitation, ce gaz se concentre à la surface de la naine blanche, voit sa température atteindre une valeur telle, que des réactions nucléaires de fusion d’hydrogène en hélium se déclenchent, c’est une sorte d’explosion, c’est le phénomène de nova.

Que nous dit le spectre?

            D’emblée, on voit que le spectre sera compliqué, parce qu’il sera nécessairement la superposition du spectre de la naine blanche et de celui de la géante rouge.

            Tout d’abord, on remarque un pic vers 6563 Angström, c’est une raie en émission, bien connue de l’atome d’hydrogène. En effet les atomes d’hydrogène sont fortement excités par le rayonnement de la naine blanche ou éventuellement sont localement fortement chauffés et se retrouvent dans des états d’énergie élevée, plus précisément, le seul électron de l’atome d’hydrogène peut se retrouver sur un de ses niveaux d’énergie élevé (ici le 3ième niveau possible,E3). En se désexcitant , l’électron ‘tombe’ sur un niveau inférieur (ici le second niveau possible, E2), il perd de l’énergie sous forme d’un grain de lumière (photon), d’énergie exactement E3-E2 ce qui correspond à cette fameuse raie Ha  de l’hydrogène en émission.

            A contrario, on remarque des chutes brutales de la luminosité pour des longueurs d’onde très précises, il s’agit de raies d’absorption. C’est le mécanisme inverse du mécanisme précédent : de la lumière, sous forme de photon d’énergie exactement de la valeur E3-E2 de tout à l’heure, a exactement  la valeur requise pour faire passer l’électron de l’atome d’hydrogène du niveau E2 au niveau E3 , elle est donc absorbée, d’où le pic inversé sur la courbe de luminosité.

Grossissement du spectre au voisinage de la raie H-alpha

         Il est important de remarquer que les raies de l’hydrogène en absorption sont décalées vers le bleu par rapport à leur valeur de laboratoire : la raie Ha de 17,7 Angström, la raie Hb de 11,5 Angström. C’est dû à l’effet Doppler, effet que tout le monde connaît : lorsqu’une voiture arrive vers nous, le bruit du moteur est  plus aigu que lorsque la voiture s’éloigne de nous. Ce phénomène est commun à toute onde, qu’elle soit sonore, lumineuse ou autre. Pour la lumière, ‘plus aigu’ signifie plus bleu. Dans notre cas, tout devient cohérent si on imagine que l’hydrogène apporté par la géante rouge soumis à l’explosion de la nova, est violemment expulsé vers nous à partir de la naine blanche. C’est lui qui absorbe le rayonnement issu de la naine blanche. D’après notre spectre, la vitesse d’éjection des couches d’hydrogène absorbantes de la nova est de plusieurs centaines de km/s. Les calculs faits avec respectivement les raies Ha,Hb,Hg et Hd donnent respectivement 790,710,623 et 601 km/s. Peut-être  peut-on faire l’hypothèse que les différentes vitesses proviennent de différentes zones de l’hydrogène accrété sur la naine blanche.  Ces ordres de grandeur se retrouvent pour d’autres novas

            On retrouve donc bien la superposition des spectres des deux étoiles, au moins pour l’hydrogène.

Perspectives d’avenir

Nous allons suivre l’évolution de cette nova pour contribuer à la base de données ARAS.

Il y a encore beaucoup de renseignements à explorer dans ce spectre.

Les gaz expulsés par la nova finiront par se diluer et progressivement nous devrions voir apparaître certaines raies ‘interdites’ caractéristiques des nébuleuses

 

 …à suivre.

Pierre-Jean MERCIER / Jean-Louis DUMONT | 16 décembre 2020


Notes de pied de page :

1-ARAS

                Le groupe ARAS (Astronomical Ring for Access to Spectroscopy) se compose d’astronomes professionnels et amateurs qui collaborent sur des projets de spectroscopie.

2-Spectre

            Le fruit de la décomposition de la lumière comme par exemple dans l’arc-en-ciel, est un spectre. Le spectre d’une lumière est l’ensemble des radiations monochromatiques  (= de longueur d’onde déterminée) constituant cette lumière.

 Remarque: à toute lumière de longueur d’onde donnée correspond une nuance de couleur.

3-Offset

                En l’absence de toute lumière et pendant un temps de pose extrêmement court, c’est ‘l’image’ enregistrée par le capteur. On a ainsi un enregistrement du ‘bruit ‘ dû uniquement à la constitution du capteur.

4-Noir ou Dark

            En l’absence de tout signal lumineux arrivant sur le capteur pendant un temps de pose idéalement égal au temps de pose utilisé pour les spectres, c’est ‘l’image ‘ enregistrée sur le capteur. On a ainsi le ‘bruit ‘ dû à la constitution du capteur auquel s’ajoute le bruit dû à l’agitation thermique des électrons.

5-PLU ou Flat

            La Plage de Lumière Uniforme (ou flat) est l’image d’un fond uniformément éclairé. Il permet de corriger les défauts de transparence de l’optique (poussières, taches, vignettage) et aussi dans notre cas, il permet de tenir compte  des modifications de la luminosité selon la longueur d’onde, à cause de la nature de la source.

Laisser un commentaire

Votre adresse e-mail ne sera pas publiée.

Ce site utilise Akismet pour réduire les indésirables. En savoir plus sur comment les données de vos commentaires sont utilisées.

© SOCIETE ASTRONOMIQUE DE TOURAINE 2020 – Tout droit réservé