Nova 61355 31465128 2008-07-10T12:35:22Z Ir4ubot 296177 transition du param 2 vers le param date du modèle:sources {{ébauche|astronomie}} {{sources|date=date inconnue}} {{Voir homonymie}} [[Image:Nova-ennen-ja-jälkeen.gif|thumb|left|Nova pendant et après explosion]] En [[astronomie]], une '''nova''' est une [[étoile]] qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut être de l'ordre de 10 magnitudes (éclairement multiplié par 10000). Cette vive luminosité ne dure que quelques jours, et l'étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial. Le mot ''nova'' étant emprunté au latin, le pluriel latin est ''novæ'', avec une tolérance pour ''novae'', qui est également le pluriel employé par les anglophones. En français, ''novas'' est également une forme correcte. Les astronomes qui les découvraient les considéraient comme de ''nouvelles'' étoiles, puisqu'elles apparaissaient là où n'existait pas d'étoile précédemment, et les ont ainsi appelé des ''novæ''. Certaines ''novæ'' sont récurrentes, et ont subi plusieurs explosions depuis qu'elles ont été observées, avec des intervalles de l'ordre de plusieurs décennies. La connaissance de ce phénomène provient principalement de l'étude [[spectrographie|spectrographique]] des novæ. Les étoiles qui deviennent des novæ, appelées ''prénovæ'', sont en général de [[type spectral]] A, et peu lumineuses. Au moment de l'explosion, le [[Spectre électromagnétique|spectre]] se rapproche de celui des [[supergéante]]s, mais avec un déplacement de toutes les raies vers le violet, proportionnellement à leur [[longueur d'onde]]. L'interprétation de ce [[effet Doppler-Fizeau|décalage]] est que le [[rayonnement électromagnétique|rayonnement]] est émis par un gaz en expansion qui s'échappe de la surface de l'étoile, avec des vitesses de l'ordre de 1000 km/s. Cette énorme explosion nucléaire, dont l'énergie est de l'ordre de 10<sup>38</sup> à 10<sup>39</sup>&nbsp;J, serait la conséquence de l'[[accrétion]] d'hydrogène à la surface d'une [[naine blanche]]. Lorsqu'une naine blanche a une [[étoile binaire|étoile compagne]] proche qui vieillit et augmente de volume en devenant une [[géante rouge]], l'atmosphère externe de cette compagne sera souvent attirée par la [[gravité]] de la naine blanche. Les gaz ainsi capturés consistent principalement en [[hydrogène]] et en [[hélium]], les deux principaux constituants de la [[matière]] dans l'[[univers]]. Les gaz sont écrasés à la surface de la naine blanche par son énorme gravité, comprimés et chauffés à des températures de l'ordre de la dizaine de millions de [[kelvin]]s pendant que de la matière additionnelle continue de s'ajouter. À un certain moment, les pressions et les températures de la couche d'hydrogène deviennent assez grandes pour déclencher une réaction de [[fusion nucléaire]] qui convertit rapidement une grande quantité d'hydrogène en hélium et d'autres [[élément chimique|éléments]] plus lourds. L'énorme quantité d'[[énergie]] libérée par ce processus expulse les gaz restants de la surface de la naine blanche et produit un éclat extrêmement lumineux mais de courte durée. {| class="wikitable" !Année !! Nova !! Luminosité maximale |- |[[1891]] |[[T Aurigae]] |3.8 mag |- |[[1898]] |[[V1059 Sagittarii]] |4.5 mag |- |[[1899]] |[[V606 Aquilae]] |5.5 mag |- |[[1901]] |[[GK Persei]] |0.2 mag |- |[[1903]] |[[DM Geminorum]] |6 mag |- |[[1905]] |[[V604 Aquilae]] |7.3 mag |- |[[1910]] |[[DI Lacertae]] |4.6 mag |- |[[1912]] |[[DN Geminorum]] |3.5 mag |- |[[1918]] |[[V603 Aquilae]] | -1.8 mag |- |[[1919]] |[[HR Lyrae]] |7.4 mag |- |[[1919]] |[[V849 Ophiuchi]] |7.4 mag |- |[[1920]] |[[V476 Cygni]] |2.0 mag |- |[[1925]] |[[RR Pictoris]] |1.2 mag |- |[[1934]] |[[DQ Herculis]] |1.4 mag |- |[[1936]] |[[CP Lacertae]] |2.1 mag |- |[[1939]] |[[BT Monoceretis]] |4.5 mag |- |[[1942]] |[[CP Puppis]] |0.3 mag |- |[[1943]] |[[V500 Aquilae]] |6.1 mag |- |[[1950]] |[[DK Lacertae]] |5.0 mag |- |[[1960]] |[[V446 Herculis]] |2.8 mag |- |[[1963]] |[[V533 Herculis]] |3 mag |- |[[1970]] |[[FH Serpentis]] |4 mag |- |[[1975]] |[[V1500 Cygni]] |2.0 mag |- |[[1975]] |[[V373 Scuti]] |6 mag |- |[[1976]] |[[NQ Vulpeculae]] |6 mag |- |[[1978]] |[[V1668 Cygni]] |6 mag |- |[[1984]] |[[QU Vulpeculae]] |5.2 mag |- |[[1986]] |[[V842 Centauri]] |4.6 mag |- |[[1991]] |[[V838 Herculis]] |5.0 mag |- |[[1992]] |[[V1974 Cygni]] |4.2 mag |- |[[1999]] |[[V1494 Aquilae]] |5.03 mag |- |[[1999]] |[[V382 Velorum]] |2.6 mag |} == Novæ récurrentes == Une [[naine blanche]] peut produire des novæ à de multiples reprises pendant que de l'hydrogène additionnel provenant de son étoile compagne continue à s'accroître sur sa surface. Un exemple est [[RS Ophiuchi]], dont on connaît six éruptions (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 et en 2006). Cependant, tôt ou tard, l'étoile compagne aura épuisé sa matière ou la naine blanche subira une nova si puissante qu'elle sera complètement détruite par ce processus. C'est un peu semblable à une [[supernova]] de type I ; cependant, en général les supernovæ impliquent des processus différents et des énergies beaucoup plus élevées et ne devraient pas être confondues avec les novæ ordinaires. *[[T Coronae Borealis]] *[[RS Ophiuchi]] *[[T Pyxidis]] == Voir aussi == * [[Étoile variable]] * [[Supernova]] * [[Hypernova]] {{Commons}} {{Etoile}} {{Portail astronomie}} [[Catégorie:Nova|*]] {{Lien AdQ|fi}} [[ar:مستعر]] [[bn:নবতারা]] [[ca:Nova]] [[cs:Nova]] [[de:Nova (Stern)]] [[el:Καινοφανείς αστέρες]] [[en:Nova]] [[eo:Nova]] [[es:Nova]] [[fa:نواختر]] [[fi:Nova]] [[he:נובה]] [[hu:Nóva]] [[it:Nova]] [[ja:新星]] [[ko:신성 (천체)]] [[lt:Nova (astronomija)]] [[lv:Nova]] [[nl:Nova (sterrenkunde)]] [[pl:Nowa klasyczna]] [[pt:Nova]] [[ro:Novă]] [[ru:Новая звезда]] [[sk:Nova]] [[sv:Nova]] [[tr:Nova]] [[zh:新星]]