Gravitation - De l'Univers

En partant d'informations reçues de scientifiques danois travaillant avec un télescope X pour la recherche et l'étude des sources célestes de rayonnement X, télescope placé sur un satellite soviétique, des astronomes de l'observatoire de l'ESO (Organisation Européenne pour des Recherches Astronomiques dans l'Hémisphère Austral) à La Silla au Chili viennent de découvrir une nouvelle étoile, au comportement pour le moins étrange, au sud de la constellation de Musca (La Mouche) dans l'hémisphère austral.

Les premières observations réalisées au moyen du télescope NTT (New Technology Telescope) de 3m50 de l'ESO indiquent que cet objet est une nova, c'est-à-dire une étoile qui, soudainement augmente d'éclat et devient beaucoup plus brillante pendant un laps de temps assez court et paraît ainsi constituer une étoile nouvelle, avant de reprendre peu à peu son éclat initial. Cette nova est à l'origine une petite étoile très dense faisant partie d'un système binaire, étoile dont la luminosité, à l'occasion d'une réaction extrêmement violente, s'est subitement accrue de l'ordre d'un millier de fois.

Ces observations vérifiées tant dans le domaine optique et que dans celui de rayonnement X, révèlent un objet relativement inhabituel donc particulièrement intéressant.

Les dernières informations reçues de l'ESO nous permettent de retracer l'histoire internationale de cette Nova Muscae 1991. C'est suffisamment rare pour qu'on puisse s'y attarder quelque peu. Et c'est aussi une belle saga astronomique internationale.

Cette nouvelle étoile fut détectée pour la première fois par la caméra à grand champ "Watch" pour le rayonnement X, un instrument mis au point par l'Institut danois de Recherche spatiale (Lyngby, Danemark) en collaboration avec l'Institut de Recherche Spatiale de Moscou. Cette caméra fut placée sur le satellite soviétique "Granat" mis sur orbite en décembre 1989.

Ce 10 janvier, lors d'un contrôle du débit des données fournies par la caméra "Watch", Søren Brandt, scientifique danois travaillant à la station "Granat" en Crimée, remarqua l'émergence soudaine, par rapport aux observations de la veille, d'une nouvelle source d'émission X dans le ciel austral.

Cette nouvelle source de rayonnement X était d'une intensité inhabituellement forte. Elle constituait même la seconde source la plus puissante dans le ciel observé à ce moment, deux fois plus intense que le rayonnement X de la célèbre Nébuleuse du Crabe, reste gazeux d'une explosion de supernova, datant de 1054, dans la constellation du Taureau. (1)

Brandt transmit immédiatement les données détaillées à Niels Lund à l'Institut de Recherche Spatial danois, principal responsable du projet "Watch". Cette source d'émission se trouvant dans le ciel austral, c'est-à-dire non observable depuis l'Europe, Niels Lund contacta, le même après-midi, des scientifiques de l'ESO au Chili, suggérant qu'une étude soit menée sur cette source céleste de rayonnement X, mais cette fois dans le domaine optique.

Nuits après nuits

Le premier repérage de la source X lui donnait une position dans la direction de la constellation de Musca, à l'intérieur d'un cercle d'un degré de diamètre. Cette position se situe à l'intérieur de la bande lumineuse et riche d'étoiles de la Voie lactée, à quelque 20° du pôle sud céleste.

Dès les premières heures du 11 janvier, à l'Observatoire de La Silla, une plaque photographique fut exposée durant 10 minutes au moyen de l'astrographe GPO (instrument destiné principalement à photographier des champs stellaires pout déterminer les coordonnées des objets qu'ils renferment). Elle n'enregistra cependant aucun nouvel objet visible dans la partie du ciel censée renfermer la source "Watch" d'émission X.

La nuit suivante, Guido Pizarro, assistant de nuit, répéta l'opération mais cette fois à l'aide du télescope de Schmidt. Une exposition de 45 minutes enregistra un grand nombre d'objets faibles. Mais toujours pas de nouvel objet dans le champ étudié. Cet objet aurait pourtant dû être plus brillant que la magnitude 16. (2)

Il en faut beaucoup plus pour décourager les astronomes. Au matin du 13 janvier, ils remettent ça, toujours au télescope de Schmidt, mais, cette fois, avec une exposition de 90 minutes et alors qu'un télex annonçait que le satellite japonais Ginga venait de préciser la position de l'émission de rayons X enregistrée dans la constellation de Musca.

Le nouveau cliché obtenu donna plusieurs milliers d'étoiles à l'intérieur même de ce qu'on appelle "la boîte à erreur X-ray", c'est-à-dire l'aire d'incertitude acceptable pour la position d'une source X.

La découverte de l'image optique de l'objet émettant des rayons X fut finalement réalisée l'après-midi du 14 janvier par les astronomes de l'ESO, Massimo Della Valle et Brian Jarvis.

Par une comparaison attentive des nouvelles plaques photographiques obtenues au télescope de Schmidt avec des plaques plus anciennes disponibles dans les archives de La Silla, ils détectèrent une nouvelle étoile relativement faible, d'une magnitude entre 16 et 17, aux limites de la "boîte à erreur X-ray".

Pendant la nuit du 14 au 15, grâce au télescope NTT (New Technology Telescope) qui est le télescope optique de 3,50 m le plus avancé du monde, ils purent obtenir des images CCD et le spectre de la source. A la surprise générale, on constata que l'étoile avait accru sa luminosité de manière considérable, passant alors à la magnitude 13. De plus, les premières analyses donnèrent à penser que l'étoile était plutôt bleue, signe indicatif d'un objet chaud, donc très énergétique.

Un comportement inhabituel

Ces observations donnaient à penser que cette nouvelle source X provenait plus probablement d'une étoile qui avait explosé, c'est-à-dire une nova dont la lumière (optique) nous parvenait encore.

Une des images digitales CCD fut transmise le 15 janvier au matin au quartier général de l'ESO. L'astronome Richard West arriva à mesurer la position de cette étoile avec une précision de 0,2 seconde d'arc. Ce qui lui permit d'en déduire qu'on était en présence d'une étoile très faible (magnitude 21) de couleur bleue ayant exactement la même position que l'étoile enregistrée sur des plaques photographiques réalisées en 1976 et 1984 au télescope de Schmidt. C'est cette étoile qui avait dû exploser.

L'ESO transmit aussitôt l'ensemble de ces informations à l'Union Astronomique Internationale (IAU) qui les publia le même jour par sa circulaire 5165 avec la suggestion que d'autres observatoires aussi bien au sol que dans l'espace se joignent à la campagne d'observation de cet objet inhabituel, désigné, selon la coutume astronomique, par "Nova Muscae 1991".

Dans notre galaxie, on observe en moyenne, chaque année, deux novae. Il en est de même dans les galaxies voisines. Une nova type brille jusqu'à atteindre son maximum durant quelques jours. Sa luminosité décroît ensuite lentement durant une période, généralement de plusieurs semaines.

Manifestement, le comportement de notre Nova Muscae 1991 était inhabituel puisqu'elle avait commencé à émettre des rayons X avant même de se manifester dans le visible.

Il semble aujourd'hui certain que cet objet appartient à la classe rare des dénommées "X-ray novae", dont certaines ont été détectées en 1975, 77, 80 et 89. Ils sont différents de la nova classique dans la mesure où ils ont de très fortes émissions X. Dans le cas des "X-ray novae", le rapport entre l'énergie émise dans le domaine X et dans celui du visible est d'environ 1000, alors que dans le cas de la nova classique, le rapport est seulement de 0,0001, c'est-à-dire dix mille fois moins.

Naine blanche, étoile à neutrons ?

On pense que les phénomènes nova apparaissent dans des toiles binaires et qu'ils sont causés par un transfert de matières d'une étoile de cette composante vers l'autre qui est un objet compact, c'est-à-dire une naine blanche ou une étoile à neutron, l'hypothèse d'un trou noir n'étant pas exclue. (3)

De toute façon, le processus est le même. De la matière se rassemble en un disque autour de l'étoile compacte et, de l'intérieur de ce disque, elle s'enroule en spirale de plus en plus serrée à la surface de l'étoile.

Dans une nova classique, l'étoile compacte est une étoile naine blanche qui pèse presque autant que le Soleil mais qui n'est pas plus grosse que la Terre.

A un certain moment, une réaction thermonucléaire peut se produire dans cette matière riche en hydrogène, à la surface de l'étoile qui projettera de la matière stellaire dans l'espace environnant. Durant cette explosion, la formidable croissance de la luminosité de la nova est causée par la lumière émise au niveau de l'enveloppe chaude entourant l'étoile binaire.

Contrairement à l'explosion d'une supernova, l'étoile naine blanche survit à cet événement catastrophique. Certains de ces objets peuvent faire l'expérience d'explosions répétées. Ils sont connus comme étant des "novae récurrentes".

Dans les novae à émission X comme la nova Muscae 1991, on pense, par contre, que l'objet compact est une étoile à neutrons, étoile extrêmement dense, aussi massive que le Soleil mais avec un diamètre de seulement 10 à 15 km. Dans ce cas, le phénomène nova est causé par une instabilité gravitationnelle dans la matière même provenant du disque et tombant dans le cœur de l'étoile.

Une soudaine émission de l'énergie gravitationnelle près de la surface de l'étoile à neutron (émission qui peut aussi comprendre une réaction de type thermonucléaire, mais dans ce cas, il n'y a pas assez de matière pour créer une enveloppe en expansion) peut se produire.

Déterminer la phase ultime

Dans les X-ray Novae, l'augmentation de la luminosité est causée par la chaleur du disque qui émet alors fortement en X autant que dans le visible. Certaines étoiles à neutrons sont en fait des pulsars, des remanants de supernovae.

Aucune fluctuation dans l'émission X-ray de Nova Muscae 1991 n'a pu être observée, mais les observations par satellites se poursuivent. Il est déjà prévu que le spectre ultraviolet sera obtenu grâce au satellite IUE.

Les spectres optiques ont été obtenus le 16 janvier et le 17 janvier par l'astronome allemand Manfred Pakull au moyen du spectrographe du télescope de 1,5 m de l'ESO à La Silla. Ils révèlent un certain nombre de larges bandes d'émission d'atomes d'hydrogène, d'hélium, d'atomes et d'ions dans le disque, reflétant son état hautement énergétique actuel et une grande vitesse de rotation, de l'ordre de plusieurs centaines de km/sec.

Nova Muscae 1991 est, de toute évidence, un objet très intéressant qui va être maintenant étudié avec tous les moyens disponibles. Grâce à une excellente collaboration internationale, elle fut découverte alors qu'elle était dans sa phase critique de transition. Cette même collaboration internationale devrait pouvoir déterminer très bientôt sa phase ultime et donc sa nature exacte.

Pierre Bastin