L'étoile WR 104 (VIII)

L'étoile Wolf-Rayet 104 dans la constellation du Sagittaire est encore plus curieuse. Très éloignée dans le centre de la Voie Lactée, les techniques ordinaires ne permettaient pas vraiment de l'analyser en détail. Grâce à la puissance du télescope Keck de 10 mètres d'ouverture installé à Hawaii et de la technique d'interférométrie à synthèse d'ouverture on a découvert en avril 1998 qu'elle présentait une plume longue de 160 UA, deux fois la distance de Pluton au Soleil ! Grâce à ces nouvelles techniques les astronomes ont pu analyser la spirale qui était jusqu'à présent cachée à leurs yeux en raison de la turbulence de l'atmosphère terrestre.

A gauche NGC3603 est un complexe HII géant de la Carène photo-ionisé par le rayon ultraviolet des étoiles proches. C'est la région où se forme le plus d'étoiles dans notre Galaxie. On y trouve une vingtaine d'étoiles de plus de 60 masses solaires. Présentant un continuum Lyman (UV) typique de l'éclosion de jeunes étoiles, cette région contient au moins 3 étoiles Wolf-Rayet et 6 étoiles massives de classe O rassemblées dans un espace de moins d'une année-lumière ! Des analyses récentes de Paul Crowther de l'University College de Londres indiquent que ces étoiles Wolf-Rayet sont forts semblables à R136 du Grand Nuage de Magellan et dominent la région depuis plusieurs millions d'années. A droite WR104 formerait un système double avec une étoile OB invisible qui, dans son mouvement orbital entraînerait la formation d'une immense plume de poussières. Photographiée dans le proche infrarouge à 2.27 microns en avril 1998, l'image mesure 0.1" de côté ou 160 UA. Cela équivaut à observer une tête d'épingle à 3.3 km ! Il a fallut toute la puissance du télescope Keck de 10 mètres d'ouverture pour la photographier. Cliquer sur l'image de droite pour lancer l'animation (voir le texte pour les détails). Document P.Crowther/UCL et Keck/ISI/UCB.

La forme et l'étendue de la zone de poussières autour de l'étoile principale laissent à penser que WR 104 forme un système double avec une étoile massive de classe spectrale OB qui, sans être son frère-jumeau libérerait un vent stellaire intense.

C'est au contact du vent stellaire émis par les deux étoiles qu'un front de choc s'est formé, ayant pour effet de comprimer la matière contenue dans ce rayonnement particulaire. C'est dans ce "cocon" de particules que la densité élevée et la température modérée pourraient favoriser l'accrétion des poussières.

Reste la question de la spirale. Les étoiles comme les planètes sont en mouvements constants. La pouponnière de poussières située dans la zone de collision entre les deux vents stellaires est emportée dans le mouvement orbital naturel de l'étoile OB, lui faisant effectuer une rotation en 220 jours. La forme en spirale que l'on observe est la conséquence de la dispersion radiale de cette matière par le vent stellaire à mesure que le cocon de poussières évolue sur son orbite. Si vous examinez de près un sprinkler de jardin en action, lorsqu'il disperse l'eau sur un pelouse le jet est toujours éjecté radiallement à partir du centre mais à mesure que le jicleur tourne l'eau semble suivre un mouvement en spirale quand on l'observe du haut. C'est le même principe qui explique la forme de WR104.

L'étoile WR136

Il y a 250000 ans une étoile supergéante rouge dans la constellation du Cygne souffla les couches extérieure de son atmosphère dans l'espace, prémices d'une mort prochaine. Elle se transforma ensuite en étoile Wolf-Rayet, WR136,  émettant un vent stellaire intense et une lumière ultraviolette qui illumina le gaz à plusieurs dizaines d'années-lumière alentour. Aujourd'hui cette étoile Wolf-Rayet est entourée d'une immense bulle brillante bleutée et jaunâtre qui donna naissance à la nébuleuse en Croissant, NGC 6888 qui se compose d'hydrogène, de carbone, d'azote et d'oxygène.

Cette nébuleuse très tourmentée mesure 18'x13', un peu moins de la moitié de la Pleine Lune, ce qui correspond à une dimension physique de 25x16 années-lumière. Ce système inextricable et très complexe passionne les astronomes qui voient en elle un sujet de prédilection pour comprendre le cycle de vie des étoiles et leur rôle crucial dans l'évolution de notre galaxie et de ses populations stellaires.

A gauche l'une des rares images d'amateur de la nébuleuse en croissant NGC6888 dans le Cygne photographiée par Ray Gralak avec un télescope de 250mm f/9. L'étoile Wolf-Rayet WR136 est la belle étoile bleue située près du centre tandis qu'au centre de l'arc se trouve l'étoile double ADS 13515 de magnitude 7.2/10.5. Au centre et à droite deux documents professionnels nous donnant une toute autre image de la nébuleuse dont on peut deviner la turbulence dans les filaments chaotiques. Nous devons l'agrandissement couleur au Télescope Spatial Hubble qui nous présente une région située au NE de la nébuleuse qui s'étend sur 3 années-lumière (correspondant à la partie supérieure gauche de l'image de gauche). Document NASA/STSCI/HST/U.Arizona.

Aujourd'hui WR136 a éjecté une quantité phénoménale de matière estimée à l'équivalent de ce que le Soleil perdrait en 10000 ans ! Ce vent stellaire est émis à près 1700 km/s, l'équivalent de 6.1 millions de km/h ! Ce rayonnement est violemment entré en collision avec les gaz proches de l'étoile, les soufflant au loin en former la fine bulle que nous observons qui se brisa rapidement, à l'image d'une bulle de savon qui éclate en mille morceaux. 

Le vent stellaire de WR136 continue à se propager et comme une tornade il démolit littéralement tout sur son passage en créant une onde de choc propice à la condensation de la matière. Ce front de choc se trouve aujourd'hui à hauteur des cirrus situés sur la bordure extérieure de la nébuleuse. Cette onde de choc produit une fine pellicule de gaz extrêmement chaude qui enveloppe la nébuleuse brillante d'un linceul bleu bien visible sur l'image de Hubble.

Cette onde de choc est analogue au bang supersonique produit par un avion qui dépasse le mur du son. Dans l'univers ce bang peut être vu mais il est évidemment inaudible en raison du vide. Cette matière interstellaire est trop fine pour être photographiée jusqu'au moment où l'onde de choc la frappe. Cette collision cosmique et les ondes de choc qu'elle génère implique qu'il existe en-dehors de la coquille nébulaire une très grande quantité de matière. Sa découverte pourrait expliquer la grande disparité qui existe entre la masse de la nébuleuse estimée à 4 M_¤ et la quantité de matière libérée par l'étoile au stade de supergéante, qui faisait alors 15 M_¤.

L'évolution à court-terme de NGC6888 sera moins spectaculaire et de courte durée. Lorsque le puissant vent stellaire aura franchit les condensations de matière, la pression de radiation autour d'elles chutera. Ce phénomène signifie qu'au moment du choc les condensations commenceront à briller et s'étendront puis elles finiront par perdre leur luminosité jusqu'à éventuellement devenir invisible. Par la suite l'enveloppe peut connaître une nouvelle phase de compression et devenir à nouveau brillante. Cette fois c'est l'étoile Wolf-Rayet qui en sera l'instigatrice. Mais elle soufflera une onde tellement intense et puissante qu'elle en sera fatale, se détruisant elle-même en explosant en supernova.

WR146

Située à 3900 a.l., WR146 est un système double constitué d'une étoile Wolf-Rayet de classe WC6 et d'une composante plus pâle de classe O9.5-BO. Comme toutes les étoiles Wolf-Rayet, WR146 émet un vent stellaire à une vitesse hypersonique qui oscille entre 1000 et 3000 km/s, libérant une fraction notable de son atmosphère dans l'espace. L'onde de choc qui se propage à quelques années-lumière émet au contact de la matière des rayons X intenses et des ondes radios synchrotrons qui intéressent tout particulièrement les radioastronomes. 

Ces rayonnements permettent d'étudier le rôle de la modulation de leur orbite sur des étoiles doubles à éclipse de classe O. Ces émissions seraient composées d'ondes émises par le vent stellaire du système double (émission free-free) associées à un rayon non thermique produit par la collision des deux vents stellaires qui serait modulé par l'orbite du système. Ce modèle doit cependant être affiné par des études infrarouges dans la bande du carbone et des mesures radioélectriques.

A gauche observée à 5 GHz, WR146 est résolue en deux sources, l'étoile WR de classe WC6 (en haut) et son compagnon plus pâle, une étoile O9.5-B0 source des émissions thermiques du système. A droite, photographiée dans la raie de l'hydrogène-alpha par le télescope Hubble, la nébuleuse M1-67 située à 15000 a.l. dans l'Aigle ressemble à l'explosion d'un feu d'artifices. Cette bulle très chaude et très noueuse abrite l'étoile Wolf-Rayet WR124 de classe WN8. Cette bulle mesure 170 milliards de kilomètres de diamètre, soit près de 50 fois la distance du Soleil à Pluton. L'étoile que l'on a occultée pour faire ressortir les détails extérieurs est entourée d'arcs lumineux très étendus composés de gaz que le télescope Hubble a résolu en structures filamenteuses et chaotiques mais qui n'ont pas encore pris une forme de coquille car l'étoile ne semble pas émettre son vent stellaire de façon homogène. Alors que le vent stellaire est émis à près de 700 km/s par l'étoile WR la bulle de gaz se propage à seulement 46 km/s pour une raison qui demeure mystérieuse. Documents DRAO et NASA/HST/U.Laval.

En 1996 Dougherty et son équipe ont obtenu au moyen du radiotélescope du DRAO des mesures en haute résolution aux fréquences de 1.6 et 5 GHz qui ont permit de résoudre la source WR146 en deux composantes séparées d'environ 0.116". L'image de WR146 présentée ci-dessus montre les deux étoiles. La source la plus faible (au sud) est la source du rayonnement thermique émis par le vent stellaire de l'étoile Wolf-Rayet, tandis que la source la plus forte (au NE) d'un diamètre de 0.38" et d'une température de brillance d'environ 1 million de degrés K constitue la source des émissions non thermiques, c'est-à-dire des rayons X. Ces dernières seraient émises lors de l'interaction du vent stellaire de l'étoile WR146 avec son compagnon récemment découvert. Fort heureusement pour les radioastronomes, il semblerait que ce rayonnement non thermique ne soit pas pour l'essentiel absorbé par les particules du vent stellaire émis par WR146, ce qui permet aux scientifiques d'étudier la collision des vents stellaires dans un système double WR/étoile chaude.

Les systèmes Wolf-Rayet binaires

Certaines étoiles doubles composées d'étoiles Wolf-Rayet de début de classe sont en orbite tellement serré l'une autour de l'autre que leur volume prend la forme d'une goutte qui s'étire jusqu'à former un disque d'accrétion qui tombe sur leur compagnon. Certaines d'entre elles émettent un rayonnement X d'environ 2 KeV signe que le plasma est porté à très haute température par un processus non thermique (collision, etc). Parmi ces étoiles doubles citons V444 Cygni et g Velorum qui émettent un vent stellaire si intense qu'il entre violemment en collision avec le vent stellaire émis par leur compagnon créant des turbulences extrêmement sévères qui, parfois, au cours de leur lente rotation peuvent se transformer en disque d'accrétion.

Si les étoiles sont suffisamment rapprochées, le refroidissement radiatif peut modifier la dynamique de cette collision ainsi que l'on simulé Stevens, Blondin et Pollock en 1992.

Simulation du vent stellaire du système binaire g Velorum constitué des étoiles WC8+O9. A gauche le refroidissement radiatif altère la façon dont le vent stellaire entre en collision avec celui de son compagnon. A droite le vent stellaire émis par l'étoile WR produit temporairement un disque d'accrétion. Cliquer sur les images pour lancer les animations (mpeg de 2 MB). Document NCSU/Blondin.

Si vous avez l'occasion d'observer le ciel dans l'hémisphère Sud, munissez-vous d'un spectroscope et observer g Velorum; ce système multiple constitué de 5 étoiles est tout un univers à lui seul. Ces cinq étoiles ne sont pas toutes liées gravitationnellement. Grâce aux mesures du satellite Hipparcos nous savons aujourd'hui  que g¹ Velorum est située à environ 1600 a.l., g² Velorum à 840 a.l. 

C'est g² Velorum qui nous intéresse, alias HD 68273, qui se situe par 08h 09m32.0s et -47°20'12". Elle fut découverte en 1871 par Respighi et n'a depuis cessé d'intriguer les astronomes. Aujourd'hui des modèles numériques tentent d'appréhender son comportement. Il s'agit d'une étoile double de classe WC8+O9I qui brille à la magnitude 1.74. Son compagnon de magnitude 4.3 est à 41" de distance ce qui correspond environ à la distance Terre-Soleil dans une position angulaire de 220º.  Sa période est de 78.5 jours. Cette étoile O présente une température superficielle de 35000 K et rayonne 200000 fois plus d'énergie que le Soleil, principalement en rayonnements UV. Il s'agit d'une étoile de 30 M_¤ évoluant vers une phase de géante bleue, dont le noyau est constitué d'hélium. L'étoile Wolf-Rayet est moitié moins lumineuse et contient moins de 10 M_¤ pour une température superficielle estimée à 60000 K, 10 fois plus chaude que le Soleil !

Analysée par spectroscopie, g² Velorum présente une raie d'émission très brillante dans la partie bleue du spectre ainsi qu'un groupe de trois magnifiques raies dans la partie jaune et orange, rendant son profil vraiment spectaculaire et d'une rare beauté digne des cas d'école.

Pour sa part la binaire à éclipse V444 Cygni, de classe WN5+O6 émet un rayonnement X constitué de deux composantes, l'une de 0.6 KeV l'autre de ~2.0 KeV. La première composante, la plus douce, est émise par les étoiles individuelles tandis que la plus énergétique proviendrait de la collision des vents stellaires qui se produirait près de la surface de l'étoile O6.

Pour plus d'information

Le catalogue des étoiles Wolf-Rayet (PDF de 1.2 Mb de SRON)

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