L’objet de Sakurai —Un éclair final possible d’hélium dans un noyau de nébuleuse planétaire
Reborn Star surprend les astronomes
Une vieille étoile qui renaît a surpris les chercheurs en survolant le processus 100 fois plus vite que prévu. L’étoile est une naine blanche, une étoile âgée semblable au Soleil qui a épuisé son combustible nucléaire et s’est effondrée. Une cuillère à café de son matériau pèserait environ 10 tonnes ici sur Terre. L’étoile, nommée V4334 Sgr, dans la constellation du Sagittaire. Il est mieux connu sous le nom d’« objet de Sakurai », du nom de l’astronome amateur japonais Yukio Sakurai, qui l’a découvert le 20 février 1996, lorsqu’il est devenu soudainement brillant. C’est la première explosion de ce genre observée à l’époque moderne.
« Nous avons maintenant produit un nouveau modèle théorique du fonctionnement de ce processus », a déclaré Albert Zijlstra, de l’Université de Manchester au Royaume-Uni. De nouvelles observations du radiotélescope Very Large Array (VLA) de la National Science Foundation soutiennent le modèle, a déclaré Zijlstra. Les résultats sont détaillés dans le numéro du 8 avril de la revue Science. Les astronomes pensent que l’éruption finale d’une naine blanche implique une explosion de fusion dans une coquille d’hélium qui entoure un noyau de noyaux plus lourds tels que le carbone et l’oxygène. Des simulations informatiques ont indiqué que la convection provoquée par la chaleur ferait descendre l’hydrogène de l’enveloppe extérieure de l’étoile dans la coquille d’hélium, entraînant un bref éclair de nouvelle fusion nucléaire. Cela provoquerait une augmentation soudaine de la luminosité. Les modèles informatiques originaux suggéraient une séquence d’événements observables qui se produiraient sur quelques centaines d’années. 
« L’objet de Sakurai a traversé les premières phases de cette séquence en quelques années seulement – 100 fois plus vite que prévu », a déclaré Zijlstra. « Nous avons donc dû revoir nos modèles. » Le nouveau schéma prédit que l’étoile devrait rapidement se réchauffer et commencer à ioniser les gaz dans sa région environnante. « C’est ce que nous voyons maintenant dans nos dernières observations VLA », a déclaré Zijlstra. Notre Soleil deviendra une naine blanche dans quelques milliards d’années, après avoir d’abord gonflé en une phase de géante rouge qui engloutira l’orbite de la Terre, vaporisant tout sur son passage.
« Il est important de comprendre ce processus », a déclaré Zijlstra. « L’objet de Sakurai a éjecté une grande quantité de carbone de son noyau interne dans l’espace, à la fois sous forme de gaz et de grains de poussière. Ceux-ci trouveront leur chemin dans les régions de l’espace où de nouvelles étoiles se forment, et les grains de poussière peuvent s’incorporer dans de nouvelles planètes. Certains grains de carbone trouvés dans une météorite présentent des rapports isotopiques identiques à ceux trouvés dans l’objet de Sakurai, et nous pensons qu’ils peuvent provenir d’un tel événement. Nos résultats suggèrent que cette source de carbone cosmique pourrait être bien plus importante que nous ne le pensions auparavant.»
La photométrie UBVRIJK et la spectroscopie optique de l’objet de Sakurai et l’imagerie directe de la nébulosité environnante sont présentées. L’étoile progénitrice est identifiée comme un objet bleu pâle de m j = 21. La nébuleuse planétaire circulaire a un diamètre de 32 & arcsec, sa distance, dérivée du &bgr;flux H, est de 5,5 kpc. Actuellement, l’objet est une supergéante lumineuse de type spectral approximatif F2, ayant M V= -4,1, et a des indications claires de sous-abondance d’hydrogène, avec une surabondance de carbone et d’oxygène. Sa vitesse radiale photosphérique est la même que celle de la nébuleuse planétaire environnante, indiquant qu’elles sont associées, et qu’il n’y a actuellement aucune perte de masse par un vent épais. Un excès marginal d’IR suggère la présence de quelques poussières chaudes.
INTRODUCTION
Les échelles de temps de l’évolution stellaire normale entre la pointe de la branche géante asymptotique (AGB) et la séquence de refroidissement de la naine blanche, lorsque l’étoile traverse le stade d’un noyau de nébuleuse planétaire (PNN), sont de l’ordre de plusieurs × 10 5 ans . Il y a cependant une seule phase —du flash final d’hélium —dans certaines étoiles mourantes, où une partie de leur phase géante post-AGB est revécue sur une période de temps relativement courte.
Jusqu’à présent, un seul exemple d’ objet « éclair final rapide à l’hélium ”a été identifié : V605 Aql (Nova Aql 1919 ; Seitter 1987a ; Duerbeck 1989). En quelques années seulement, V605 Aql a retracé son chemin évolutif depuis un PNN situé juste au-dessus de la séquence de refroidissement de la naine blanche, jusqu’à ce qui ressemblait extérieurement à une étoile post-AGB. L’évolution tardive sur l’AGB des étoiles de masse intermédiaire est marquée par une série d’ « impulsions thermiques. ”La coquille brûlant de l’hydrogène produit de l’hélium qui s’accumule dans une couche recouvrant le noyau de carbone dégénéré inerte. Lorsque la température de combustion de l’hélium est atteinte, la couche s’enflamme en un éclair et se dilate, éteignant la coque extérieure brûlant de l’hydrogène. Au cours de l’étape de combustion de l’hélium, des isotopes du processus s sont produits. Dans la phase de dragage ultérieure, ceux-ci sont mélangés dans les couches externes de l’étoile. Les impulsions se répètent à des intervalles typiquement de 10 4– 10 5 ans
On s’attend à ce que la majorité des étoiles de masse intermédiaire connaissent leur dernier éclair alors qu’elles sont encore sur l’AGB, ou immédiatement après. Certains PNN, cependant, juste avant d’atteindre la séquence de refroidissement de la naine blanche, lorsque la combustion de l’hydrogène a presque cessé, peuvent avoir accumulé une quantité suffisante d’hélium pour subir un dernier épisode de combustion explosive de l’hélium, le flash final d’hélium. 
Des éclairs finaux d’hélium ont été évoqués pour expliquer l’existence d’étoiles géantes avec des atmosphères riches en carbone et pauvres en hydrogène, des nébuleuses planétaires avec des condensations centrales pauvres en hydrogène (A30, A78), ainsi que l’objet variable particulier V605 Aql et son résidu pauvre en hydrogène dans la planète A58. Selon la masse du noyau stellaire, le flash final d’hélium évoluera sur des échelles de temps séculaires, suivant les modèles existants, ou sur des échelles de temps de quelques années, comme le suggèrent désormais les observations. L’objet de Sakurai, qui est entré en éruption au début de 1995, pourrait être le premier flash d’hélium final rapide et bien observé. Ici, nous donnons un bref compte rendu de la distance, des luminosités de pré-explosion et d’explosion, et des propriétés de la nébuleuse planétaire environnante (PN).
Objet de Sakurai
V4334 SGR est bien connu comme « l’objet de Sakurai ». Il a été découvert comme variable le 20 février 1996 par Yukio Sakurai du Japon alors qu’il cherchait des comètes. (Imaginez le nombre de variables découvertes de cette façon !) À l’époque, il s’agissait d’une nouvelle étoile de 12e magnitude que l’on pensait être une novæ. Mais très vite, on s’est rendu compte que les choses n’étaient pas si simples. Ne pas vieillir gracieusement.
L’objet de Sakurai est en fait une étoile très ancienne. Il est si vieux qu’il est très proche de la dernière phase de sa vie : le stade nain blanc. Mais l’objet de Sakurai ne s’efface pas tranquillement, comme le font les étoiles normales. Au lieu de cela, il cède par à-coups, essayant de retrouver sa stature de géant. Lorsqu’une géante rouge approche de la fin de sa vie, elle brûle à tour de rôle de l’hydrogène en hélium dans le noyau, puis lorsque l’hélium a accumulé une masse critique, elle brûle en carbone et en oxygène. (Pour plus de détails, consultez l’article de mai 2002 sur l’étoile variable du mois sur R Hydrae). Lorsque cela se produit, les couches externes de l’étoile se dilatent et des coquilles de matière sont projetées. Après quelques cycles de ceci, tout ce qui reste est le reste de carbone-oxygène dans le noyau. Ce noyau est une naine blanche, entourée d’une nébuleuse créée par tous les coquillages récemment soufflés. Cela donne des images HST très photogéniques, mais c’est plus important que cela. Une grande partie des éléments qui composent notre monde sont créés pendant cette période puis distribués par ces coquilles. Cette phase est appelée « Helium Flash » et peut se produire plusieurs fois.
L’Objet de Sakurai ne se contente pas d’évoluer lentement vers une naine blanche. À la dernière minute, il a trouvé suffisamment d’hélium pour produire un dernier éclair d’obus d’hélium. C’est ce qui s’est passé en 1996. Ce qui rend cet objet intéressant, c’est que nous assistons au déroulement d’un processus qui prend des années et des décennies, pas des millénaires ! Nous pouvons en fait voir ce qui se passe à la surface de l’étoile lorsqu’elle atteint un point clé de son évolution. Grâce à la technologie moderne, les spectres et l’imagerie à haute résolution nous ont fourni une multitude de données qui n’étaient pas disponibles auparavant. Une seule autre étoile a subi un épisode similaire, V605 Aquilae, découverte en 1919 alors que les télescopes et les équipements n’étaient pas assez avancés pour mesurer ce qui se passait avec l’objet. Plus récemment, FG Sge et V838 Monont été suggérés comme analogues possibles pour les objets de Sakurai. C’est le moment
Chaque fois qu’un éclair d’hélium se produit, il « drague » la matière créée au cœur de l’étoile. Cela donne aux astronomes une chance de voir indirectement à l’intérieur de l’étoile et de tester des modèles modernes d’astrophysique stellaire intérieure. De plus, nous pouvons voir l’évolution d’une photosphère et la naissance d’une nouvelle nébuleuse. Tous ces domaines de la recherche astronomique où de nombreuses questions restent sans réponse.
La « renaissance » d’Old Star surprend les astronomes
Les astronomes utilisant le radiotélescope Very Large Array (VLA) de la National Science Foundation profitent d’une occasion unique de regarder une vieille étoile reprendre soudainement une nouvelle activité après avoir atteint la fin de sa vie normale. Leurs résultats surprenants les ont forcés à changer leurs idées sur la façon dont une si vieille étoile naine blanche peut rallumer son four nucléaire pour une dernière explosion d’énergie.
Les simulations informatiques avaient prédit une série d’événements qui suivraient une telle réactivation des réactions de fusion, mais l’étoile n’a pas suivi le scénario – les événements se sont déplacés 100 fois plus rapidement que les simulations ne l’avaient prédit. « Nous avons maintenant produit un nouveau modèle théorique du fonctionnement de ce processus, et les observations du VLA ont fourni les premières preuves à l’appui de notre nouveau modèle », a déclaré Albert Zijlstra, de l’Université de Manchester au Royaume-Uni. Zijlstra et ses collègues ont présenté leurs découvertes dans le numéro du 8 avril de la revue Science. Les astronomes ont étudié une étoile connue sous le nom de V4334 Sgr, dans la constellation du Sagittaire. Il est mieux connu sous le nom d’« objet de Sakurai », du nom de l’astronome amateur japonais Yukio Sakurai, qui l’a découvert le 20 février 1996, lorsqu’il a soudainement pris un nouvel éclat. Au début, les astronomes pensaient que l’explosion était une explosion de nova commune, mais une étude plus approfondie a montré que l’objet de Sakurai était tout sauf commun. L’étoile est une vieille naine blanche qui n’avait plus d’hydrogène pour les réactions de fusion nucléaire dans son noyau. Les astronomes pensent que certaines de ces étoiles peuvent subir une dernière explosion de fusion dans une coquille d’hélium qui entoure un noyau de noyaux plus lourds tels que le carbone et l’oxygène. Cependant, l’explosion de Sakurai’s Object est la première explosion de ce genre vue dans les temps modernes. Les explosions stellaires observées en 1670 et 1918 pourraient avoir été causées par le même phénomène.
Les astronomes s’attendent à ce que le Soleil devienne une naine blanche dans environ cinq milliards d’années. Une naine blanche est un noyau dense laissé après la fin de la vie normale d’une étoile alimentée par la fusion. Une cuillère à café de matière naine blanche pèserait environ 10 tonnes. Les naines blanches peuvent avoir des masses jusqu’à 1,4 fois celle du Soleil ; les étoiles plus grandes s’effondrent à la fin de leur vie en étoiles à neutrons encore plus denses ou en trous noirs. Des simulations informatiques ont indiqué que la convection (ou « ébullition ») provoquée par la chaleur ferait descendre l’hydrogène de l’enveloppe externe de l’étoile dans la coquille d’hélium, entraînant un bref éclair de nouvelle fusion nucléaire. Cela provoquerait une augmentation soudaine de la luminosité. Les modèles informatiques originaux suggéraient une séquence d’événements observables qui se produiraient sur quelques centaines d’années. « L’objet de Sakurai a traversé les premières phases de cette séquence en quelques années seulement – 100 fois plus vite que prévu- nous avons donc dû réviser nos modèles », a déclaré Zijlstra. Les modèles révisés ont prédit que l’étoile devrait rapidement se réchauffer et commencer à ioniser les gaz dans sa région environnante. « C’est ce que nous voyons maintenant dans nos dernières observations VLA », a déclaré Zijlstra.
« Il est important de comprendre ce processus. L’objet de Sakurai a éjecté une grande quantité de carbone de son noyau interne dans l’espace, à la fois sous forme de gaz et de grains de poussière. Ceux-ci trouveront leur chemin dans les régions de l’espace où de nouvelles étoiles se forment, et les grains de poussière peuvent être incorporés dans de nouvelles planètes. Certains grains de carbone trouvés dans une météorite présentent des rapports isotopiques identiques à ceux trouvés dans l’objet de Sakurai, et nous pensons qu’ils peuvent provenir d’un tel événement. Nos résultats suggèrent que cette source de carbone cosmique pourrait être beaucoup plus important que nous ne le pensions auparavant », a ajouté Zijlstra. Les scientifiques continuent d’observer l’objet de Sakurai pour profiter de la rare opportunité d’en savoir plus sur le processus de réallumage. Ils font de nouvelles observations VLA juste ce mois-ci. Leurs nouveaux modèles prédisent que l’étoile se réchauffera très rapidement, puis se refroidira lentement, revenant à sa température actuelle vers l’an 2200. Ils pensent qu’il y aura un autre épisode de réchauffement avant qu’elle ne commence son refroidissement final en une cendre stellaire. 
Zijlstra a travaillé avec Marcin Hajduk de l’Université de Manchester et de l’Université Nikolaus Copernicus, Torun, Pologne ; Falk Herwig du Laboratoire national de Los Alamos ; Peter AM van Hoof de l’Université Queen’s de Belfast et de l’Observatoire royal de Belgique ; Florian Kerber de l’Observatoire européen austral en Allemagne ; Stefan Kimeswenger de l’Université d’Innsbruck, Autriche ; Don Pollacco de l’Université Queen’s à Belfast; Aneurin Evans de l’Université Keele dans le Staffordshire, Royaume-Uni ; Jose Lopez de l’Université nationale autonome du Mexique à Ensenada ; Myfanwy Bryce de l’Observatoire de Jodrell Bank au Royaume-Uni ; Stewart PS Eyres de l’Université de Central Lancashire au Royaume-Uni ; et Mikako Matsuura de l’Université de Manchester.
OBSERVATIONS – Comment observer et à quoi s’attendre 
En ce moment, l’objet de Sakurai est assez faible. En fait, il est si faible que nous n’avons aucune observation positive de l’objet en 4 ans. La dernière observation a été faite par Steve O’Connor le 25 octobre 1998. L’étoile est maintenant entourée d’une coquille poussiéreuse et est donc très faible en lumière optique. Cependant, les observateurs CCD avec de grandes ouvertures et des filtres I peuvent vouloir essayer d’imager l’objet car il est beaucoup plus brillant dans l’infrarouge car la poussière renvoie la lumière optique qu’elle absorbe. Des études récentes (IAUC 7879) suggèrent qu’il se réchauffe rapidement. L’activité future de cette étoile est inconnue, la surveillance à long terme est donc très importante. Pour tous les observateurs, essayez de faire une estimation de cette étoile une fois par mois juste pour garder un œil dessus. Les utilisateurs de CCD essaient de surveiller en V et I. Si quelque chose arrive, ce sera un grosdeal et vous pourriez être le prochain amateur à le redécouvrir. Soyez prudent lorsque vous l’observez faible avec un CCD. Le champ est très encombré et l’objet n’apparaît même pas sur une image DSS (prise avant l’explosion de 1996). Si vous avez des questions sur son identification, veuillez consulter l’AAVSO. N’oubliez donc pas de garder un œil sur cette étoile, une fois par mois environ !
Objet de Sakurai
En 1996, une « nouvelle » étoile brillante a été découverte dans le Sagittaire par l’astronome amateur japonais Yukio Sakurai. Il s’est avéré qu’il ne s’agissait pas d’une nova habituelle, mais plutôt d’une étoile traversant un état évolutif dramatique, rallumant son four nucléaire pour une dernière explosion d’énergie appelée «l’éclair final d’hélium». Ce n’était que le deuxième à être identifié au XXe siècle. Une étoile comme le Soleil termine sa vie active en tant qu’étoile naine blanche se refroidissant progressivement dans l’oubli visuel. L’Objet de Sakurai avait une masse plusieurs fois supérieure à celle du Soleil. Son effondrement après avoir fusionné la majeure partie de son hydrogène à l’hélium a tellement augmenté sa température qu’il a commencé la fusion nucléaire de ses restes d’hélium. Cela a été confirmé en utilisant son spectre lumineux pour identifier les éléments présents.
https://iopscience.iop.org/article/10.1086/310241/fulltext/5313.text.html
https://www.space.com/708-reborn-star-surprises-astronomers.html
https://www.nrao.edu/pr/2005/sakurai/