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La diversité des étoiles Les étoiles Wolf-Rayet (VII) Les étoiles Wolf-Rayet doivent leur nom aux astronomes français Charles Wolf et Georges Rayet qui découvrirent en 1867 des raies d'émissions très larges dans trois étoiles de 8eme magnitude de la constellation du Cygne, V1042, MR 100 et MR103 : "... Leur spectre se compose d'un fond éclairé dont les couleurs sont à peine visibles. Toutes trois présentent une série de lignes brillantes. L'identification des lignes lumineuses de ces étoiles avec celles des spectres des gaz incandescents nous a été impossible..." (Comptes rendus de l'Académie des Sciences, 1867, Vol. 65, p292).
On crut tout d'abord que ces "bandes" provenaient de molécules hydrocarbonées. En fait l'analyse spectroscopique se faisait alors visuellement car les plaques photographiques ne seront inventées que quelques années plus tard. Sans le savoir le Dr Wolf et Mr.Rayet avaient observé le premier laser cosmique presque 100 ans avant que le premier laser optique ne soit construit. Les étoiles Wolf-Rayet constituent une catégorie d'étoiles blanches très massives, de l'ordre de 15 à 25 M¤, très chaudes, 100000 fois plus lumineuses et 3 fois plus grandes que le Soleil. Ce rapport de luminosité correspond à la différence qu'il existe entre le Soleil et la Lune, c'est dire combien ces étoiles peuvent irradier leur environnement !
Le champ magnétique joue un rôle primordial dans l'évolution de ces étoiles. En effet, en raison de l'intensité de la pression de radiation de grandes quantités de matière sont éjectées dans l'espace, démantelant littéralement l'atmosphère supérieure de ces étoiles et créant une très forte turbulence. Chaque année on estime que ces étoiles libèrent l'équivalent de la masse de la Terre sous forme de particules (10-5 M¤) ! Ce phénomène génère un vent stellaire très intense autour de ces étoiles dont la vitesse est de l'ordre de 3000 km/s - contre 300 à 1000 km/s dans le cas du Soleil - dont le mécanisme demeure inconnu mais qui attira l'attention des astrophysiciens et des radioastronomes. Les étoiles Wolf-rayet sont déjà parvenues à un stade avancé de leur évolution. Cette phase instable qui dure moins de 500000 ans signe également leur mort car tel le chant du Cygne elle précède la phase explosive de supernova.
Il existe environ 200 étoiles Wolf-Rayet dans la Voie Lactée mais il en existe également quelques unes dans les galaxies du Groupe Local, dans les Nuages de Magellan et la galaxie M31. 80% des étoiles Wolf-Rayet sont localisées dans les régions H II denses et brillantes situées dans les bras de la Voie Lactée. Le noyau galactique à lui seul en contient 26. 35% des étoiles Wolf-Rayet présentent un anneau nébulaire qui est plus étendu dans les étoiles de type WN que celles de type WC telle l'étoile centrale de la nébuleuse NGC2359, baptisée HD 56925. Cette étoile Wolf-Rayet est l'une des rares représentantes dont la brillance intrinsèque est combinée à une perte de masse très importante qui, en compensation, réduit son instabilité. Son atmosphère supérieure est éjectée à environ 2000 km/s et interagit avec le gaz et les poussières alentour formant une immense bulle brillante autour de l'étoile. Cette étoile évolue dans une région isolée de la Voie Lactée riche en gaz interstellaire.
Le spectre des étoiles Wolf-Rayet Analysées par spectroscopie, ces étoiles présentent des raies d'émissions d'éléments ionisés signe d'une activité très énergique capable d'expulser les électrons difficilement excitables des atomes. On y trouve des ions d'hélium He II, du carbone C IV, de l'azote N IV et de l'oxygène O VI, dans les parties UV ou visibles du spectre. Ainsi que nous l'avons déjà sous-entendu, ces étoiles sont divisées en deux catégories en fonction de leur composition chimique, chacune d'elle étant subdivisée en 10 classes : - Le type WN où domine les ions de l'hélium et de l'azote - Le type WC où domine les ions du carbone, de l'oxygène et de l'hélium. Les étoiles Wolf-Rayet présentent également des variations d'intensité spectrale et photométriques qui peuvent atteindre plus d'une magnitude et qui se manifestent physiquement par la disparition des atomes fortement ionisés tels le HeII et le CIV tandis que les atomes peu ionisés tel le HeI et le CII restent à peu près inchangés. Pour expliquer ce phénomène, Paul A. Crowther et son équipe de l'University College de Londres (MNRAS 290, L59, 1997) pensent que le vent stellaire de ces étoiles subit un obscurcissement temporaire suite au transit d'un nuage de poussières dense, un phénomène analogue à ce qui se produit dans les étoiles variables de type R CrB et d'autres types de Wolf-Rayet de classe WC9 qui subissent occasionnellement des éclipses similaires. On estime que ces nuages de poussières présentent un diamètre équivalent à 30 fois celui du Soleil (10 fois le diamètre d'une étoile WC9), une dimension bien plus petite que le nuage qui entoure les étoiles R CrB qui peut atteindre 150 fois le diamètre du Soleil (50 fois celui d'une étoile WC9). Il n'est pas exclu que ces étoiles soient par ailleurs constituées en systèmes binaires avec une étoile OB ce qui expliquerait plus facilement la formation de ces nuages de poussières par l'action de fronts de chocs de turbulences.
Ces étoiles sont souvent entourées de nuages de poussières mais qui ne sont pas émis pas l'étoile qui n'éjecte que du gaz et du plasma. Le vent stellaire intense que ces étoiles émettent est tellement chaud que même la poussière qui plane alentour est littéralement pyrolysée. Ce n'est qu'à plusieurs unités astronomiques de l'étoile que le gaz se refroidit mais il déjà trop dispersé pour que la poussière puisse se condenser. La question est donc de savoir quelle est l'origine de cette poussière. Survie-t-elle à cette fournaise par un mécanisme inconnu ou ne s'est-elle pas plutôt formée loin du foyer de cette étoile, dans les cirrus interstellaires ? La question est ouverte. Enfin, le spectre optique de certains quasars - des sortes de galaxies très énergétiques et très lointaines - ressemble de façon assez surprenante à celui des étoiles centrales des nébuleuses planétaires de la séquence O VI. Varshni a également découvert en 1977 une relation entre les quasars et les étoiles centrales des nébuleuses planétaires qui présentent des atmosphères aussi chaudes que celles des étoiles WR. Espérons que ces données nous permettrons un jour de comprendre la physique des quasars et d'enfin découvrir quel corps étrange se cache dans leur enveloppe qui reste pour la plupart du temps impénétrable. L'histoire des galaxies Pour étonnant que cela puisse être, les étoiles Wolf-Rayet racontent indirectement l'histoire des galaxies. Elles participent en effet à l'enrichissement du milieu interstellaire en éléments lourds, leur vent stellaire injectant une grande quantité de matière et d'énergie dans leur environnement. Ces étoiles massives font l'objet de très nombreuses études depuis quelques années car les galaxies présentant des redshifts élevés (très éloignées), qui sont les témoins d'une époque où l'univers n'avait que quelques milliards d'années, ressemblent beaucoup à certaines galaxies proches dans lesquelles nous observons une explosion de jeunes étoiles chaudes de type O. Mais les professionnels manquent d'instruments pour sonder l'univers à de si lointaines distances. Ainsi que je l'explique dans le dossier consacré à la cosmologie, nous savons qu'au début de l'univers celui-ci contenait uniquement de l'hydrogène et de l'hélium, les éléments plus lourds n'ayant pu se créer à cette époque en raison du refroidissement de l'univers. Tous les éléments lourds (par définition plus lourds que l'hélium) ont été créés au cours des réactions thermonucléaires dans le coeur des étoiles.
C'est pourquoi on peut dire que la quantité d'éléments lourds contenu dans une jeune galaxie, qualifiant sa métallicité, sera beaucoup plus faible que dans la Voie Lactée d'aujourd'hui qui connut l'explosion de millions d'étoiles en l'espace de 10 ou 12 milliards d'années, enrichissant lourdement le milieu interstellaire. La meilleure preuve est la composition chimique du Soleil. Non seulement il contient de l'hydrogène et de l'hélium mais son spectre est cannelé de milliers de raies du fer, élément qu'il n'a pas encore eu l'occasion de synthétiser. Il provient du milieu interstellaire, de l'époque de la formation de la nébuleuse proto-solaire voici environ 5 milliards d'années. La métallicité des galaxies joue donc un rôle crucial dans l'évolution des étoiles massives, car elle détermine à la fois leur structure interne, leur degré d'opacité et les propriétés du vent stellaire qu'elles émettent. Mais la grande inconnue demeure la relation précise qui existe entre la métallicité et la perte de masse de ces étoiles, un facteur clé pour assurer la synthèse des différentes populations d'étoiles dans les jeunes galaxies.
La méthode la plus directe pour dériver empiriquement le taux de perte de masse dans les étoiles chaudes de typeWolf-Rayet est d'analyser le rayonnement ultraviolet des ions métalliques les plus importants (la résonance des transitions). C'est en comparant la perte de masse avec la quantité de métal que l'on peut extraire des données intéressantes pour étudier les galaxies à grands redshifts. De telles pouponnières d'étoiles massives se matérialisent principalement lorsque les galaxies entrent en collision. Deux magnifiques représentantes de ce phénomène sont la galaxie "Les Antennes", NGC4038/39 et NGC4314 présentées ci-dessus, deux véritables nurseries stellaires !
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