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Les étoiles doubles et multiples

L'étoile double gamma Andromedae (Mv: 2.1 et 5, Sépar. 9.6", PA 63°) photographiée en août 2017 par Aldo Baràn avec un télescope newtonien de 347 mm équipé d'une caméra CCD ASI224. L'étoile bleue est également une double serrée.

Introduction

Imaginez un système de deux étoiles, bien souvent de couleurs différentes tournant autour de leur centre de gravité. Sur une planète en orbite autour de ces soleils, la lune présenterait des phases multicolores. Etendu dans votre transat, vous bronzeriez sous les couleurs multiples de deux soleils...

Les systèmes stellaires doubles ou multiples ne représentent évidemment pas un nouveau type d'étoile mais une simple configuration spatiale. Ils n'en sont pas moins intéressants sur le plan astrophysique car les interactions entre les composantes peuvent être très diverses et parfois spectaculaires lorsqu'elles sont très proches l'une de l'autre.

Comme on le voit ci-dessous à gauche, l'un des systèmes binaires les plus étonnnants est formé par l'étoile Wolf-Rayet WR104 situé à 4800 années-lumière dans le Sagittaire. Le système comprend une étoile bleue Wolf-Rayet, massive (25 M) et très lumineuse (10000 L) mais qui demeure invisible autour de laquelle orbite une étoile OB géante dont la période est de 220-240 jours. Cette étoile OB géante libère un immense panache sur 200 UA qui prend la forme d'une spirale composée de poussière chaude qui s'étend uniquement dans le plan orbital de l'étoile.

Un autre cas tout aussi spectaculaire est le système binaire LL Pegasi situé à 3400 années-lumière présenté ci-dessous à droite. Contrairement à WR104, les vitesses radiales de LL Pegasi mesurées à différentes fréquences ont montré que cette spirale s'étend dans les trois dimensions telle une coquille (voir la vidéo).

Il existe également des systèmes binaires dans lequel le couple dispose d'une ou plusieurs exoplanètes comme HD 188753 Cygni. Le système triple AB Doradus est associé à un courant stellaire et comprend également une explanète de 93 Mj, presque aussi peu massive qu'une naine brune (dont la masse varie entre 75-83 Mj).

On peut également citer le cas particulier des binaires à éclipses (Algol), des pulsars binaires (le fameux pulsar du Crabe PSR 1913+16 ou PSR B1913+16) et de quelques nébuleuses planétaires contenant un système binaire, souvent l'association d'une étoile bleue très chaude de classe O et d'un compagnon plus froid de classe A (par exemple NGC 3132 avec l'étoile binaire HD 87892 ainsi que NGC 1514).

A voir : Structure 3D de LL Pegasi

A gauche, image de l'étoile Wolf-Rayet WR104 situé à 4800 années-lumière dans le Sagittaire. C'est l'étoile OB géante qui libère cet immense panache sur 200 UA qui s'étend uniquement dans le plan orbital de l'étoile. Voici une animation montrant la rotation de la spirale. A droite, image composite du nuage de gaz moléculaire spiralé du système binaire LL Pegasi situé à 3400 années-lumière enregistré par ALMA et dont voici une photo en lumière blanche à titre de comparaison. Contrairement à WR104, cette spirale s'étend dans les trois dimensions telle une coquille (voir la vidéo). Documents Obs.Keck et ALMA.

Bien entendu la majorité des systèmes multiples ne sont pas aussi étonnants et sont même presque banals à quelques exceptions près que nous allons décrire.

Couples optiques et couples physiques

Alors que les couples optiques ne paraissent rapprochés que par un effet de perspective (par exemple Mizar/Alcor, ε Lyrae 1), la majorité des étoiles doubles sont liées physiquement l'une à l'autre. C'est William Herschel à la fin du XVIIIe siècle qui découvrit que bon nombre d'étoiles doubles étaient réellement des couples physiques à l'instar du système Terre-Lune.

Le plus bel exemple est β Lyrae déjà évoqué à propos des binaires à éclipses. Outre le fait que les surfaces des étoiles sont en contact et forment un disque d'accrétion, le système apparaît comme un système multiple. En effet, à 45.7" de distance, il existe une binaire visuelle de magnitude 7.2 et de type spectral B7V et autour de laquelle gravite une binaire spectroscopique C dont la période est de 4.34 jours. Ce système comprend également 3 compagnons plus faibles à une distance inférieure à 2' comme le mentionne le Catalogue des Etoiles Doubles de Washington (Section 4, réf. 18501+3322).

Deux systèmes multiples physiques. A gauche, le système triple de l'étoile Polaire (Polaris) située à environ 430 a.l. photographié en janvier 2006 par le Télescope Spatial Hubble. Polaris est une étoile supergéante jaune de classe spectrale F7 et de 5.4 masses solaires. Le compagnon B de magnitude 8.7 est séparé de Polaris (Mv 1.98) de 18" (PA 218°0) soit d'environ 2580 UA (386 milliards de km) tandis que le compagnon Ab (Mv 9.2) n'est séparé que de 21 UA (3.2 milliards de km). A droite, simulation du système triple HD 131399 du Centaure abritant une exoplanète (HD 131399Ab de 4 Mj et 580°C, en rouge) dont une vidéo HD est présentée sur YouTube.

Les couples physiques décrivent des orbites autour de leur centre commun de gravité ou barycentre qui se situe généralement au centre de l'étoile la plus massive (l'étoile primaire dite A), mais qui n'est pas nécessairement la plus volumineuse ni la plus brillante du système. Si le couple est très serré (séparation < 0.05 UA), les deux étoiles peuvent graviter autour d'un barycentre commun situé en dehors de l'étoile primaire. Un exemple spectaculaire est le système triple HD 131399 du Centaure contenant une exoplanète de 4 Mj (HD 131399Ab) découverte en 2016 présentée ci-dessus à gauche et dont une vidéo HD est présentée sur YouTube.

Certains couples ne sont visibles que par des mesures photométriques de variation d'éclat global ou par des techniques spectroscopiques de dédoublement des raies lorsque la séparation est inférieure à la résolution de l'instrument (sous le disque d'Airy). On peut également déceler la présence d'un compagnon autour d'une étoile par les perturbations gravitationnelles qu'il engendre dans la course de cette étoile. C'est alors une étoile double astrométrique.

On estime aujourd'hui que trois étoiles sur quatre sont groupées dans des systèmes multiples, y compris les novae. Le Soleil lui-même aurait constitué avec son ancien compagnon Jupiter un ensemble double, mais Jupiter n'étant pas assez massif, il ne s'est pas transformé en étoile et est donc resté au stade originel, en formation.

Toutefois Jupiter contient les mêmes composants que le Soleil primitif et irradie plus d'énergie qu'il n'en reçoit du Soleil. Il sera donc très intéressant de l'étudier en tant que planète mais aussi en tant qu'étoile "ratée".

Une pléiade d'étoiles

A gauche, échantillonnage de quelques systèmes multiples au sein de l'amas ouvert M45 des Pléiades. Photographies réalisées avec l'optique adaptative du télescope CFHT d'Hawaii. A droite, les paramètres visuels (séparation et angle de position) caractérisant un système double. Documents CFHT et T.Lombry.

Zeta Cancri

Le système multiple de Zeta Cancri (ζ Cnc, 16 Cancri ou encore Σ1196) mérite aussi quelques instants d'attention car il est lié par la gravitation, mais d'une façon très complexe. Situé à quelques degrés à l'est de M44 par 8h12.2m et +17°39' ce système apparaît a priori comme un beau système double bien séparé dont les composantes dorées sont distantes de 5.7", l'une étant deux fois plus brillante que sa compagne. Mais l'effet est trompeur.

En réalité l'étoile la plus brillante du système Zeta Cancri est composé de deux étoiles de magnitudes 5.6 et 6.0 de coloration jaune vive (classe F7) séparées de 0.8" dans un angle de 72°. Sa résolution avec des moyens d'amateur est très difficile. Si les composantes AB demeurent en théorie à la limite de la résolution d'un petit instrument de 150 mm d'ouverture, en pratique même dans un télescope de 350 mm et à fort grossissement le couple ressemble à un objet oblong mais non séparé, les disques d'Airy restant soudés l'un à l'autre. Ces deux étoiles ont à peu près la même luminosité et leur masse est voisine de celle du Soleil, respectivement de 1.1 M et 1.0 M.

A voir : Orbiting Binary Stars

Applet Java préparé par Yervant Terzian et Terry Herter, U.Cornell

A télécharger : StarLight Pro

Simulateur d'étoiles binaires à éclipse créé par Dan Bruton (.exe de 260 KB)

Simulateur d'étoiles doubles, Johannes Schedler

A gauche, Mizar et Alcor, l'étoile double de la Grande Ourse visible à l'oeil nu est en réalité unie par un effet de perspective. A droite, le système multiple de Zeta Cancri dont la quatrième composante (en haut à gauche) fut identifiée en février 2000 par J.B.Hutching du Herzberg Institute of Astrophysics de Victoria au Canada. Cette composante Zeta Cancri D orbite en réalité autour des trois autres. Le couple de gauche est séparé de 0.3", celui de droite de 0.8" et les deux couples de 5.7". Cette photographie a été réalisée en utilisant une optique adaptative sur le CFHT. Il s'agit d'un compositage de 6 images infrarouges. Document amateur et CFHT.

La "deuxième" étoile plus pâle, celle que l'on distingue immédiatement, y compris dans une paire de jumelle, forme en réalité la troisième composante du système. Elle brille à la magnitude 6.2 et est séparée de 5.7" du couple AB dans un angle de 88°. C'est également une étoile jaune de classe G2. Seules ces trois étoiles étaient connues jusqu'à présent mais leurs mouvements restaient perturbés par un astre inconnu.

La quatrième composante fut identifiée en février 2000 par J.B.Hutching du Herzberg Institute of Astrophysics de Victoria au Canada grâce à une optique adaptive fixée sur le télescope CFH d'Hawaii pour annuler l'effet de la turbulence atmosphérique. Cette quatrième étoile de magnitude 9.7 est séparée de 0.3" de l'étoile C et est bien visible sur l'image présentée ci-dessus. Cette composante orbite autour des trois autres dans une configuration très complexe et extrêmement perturbée à "n corps". Les astrophysiciens ont exclu l'hypothèse qu'il s'agissait d'une étoile naine blanche car sa couleur est trop rouge et sa température trop froide. Ils pensent plutôt que cette étoile est elle-même un autre système binaire ! Une autre paire d'étoile de faible masse et de classe spectrale M. Leur coloration très sombre explique pourquoi elles n'ont pas été détectées en lumière visible jusqu'à présent. Le travail consiste maintenant à résoudre Zeta Cancri D et tenter de vérifier s'il s'agit bien d'un quintuplet et pourquoi pas de débusquer une nouvelle composante...

Albiréo, "Topaze et saphir"

Parmi les plus belles étoiles doubles du ciel, il faut citer Albiréo, β Cygni dont une photo et une illustration artistique sont présentées ci-dessous. Elle est également référencée dans les catalogues sous le numéro 6 Cygni, HD 183912, HR 7417 ou encore SAO 87301, le compagnon B sous le numéro HD 183914, HR 7418 ou SAO 87302.

Ce système stellaire que l'on surnomme "Topaze et saphir" en raison de la couleur des étoiles est situé à l'extrémité sud de la croix du Cygne dans une région riche en étoiles et en nébuleuses chaotiques (d'émissions et obscures), ces dernières étant uniquement visibles par photographie.

A voir : Binaries, Damian Peach

Albireo et son compagnon bleu

Albiréo, β Cygni, alias "Topaze et saphir". Cette étoile multiple dont les composantes brillent respectivement à la magnitude 3 (A) et 5 (B) présente un contraste de couleurs orange-bleu qui en fait l'un des plus beaux couples du ciel. Une lunette de 50 mm d'ouverture et un faible grossissement de 30x permet déjà de séparer le couple et de discerner ses couleurs. Documents Pete Roberts et T.Lombry.

Longtemps considérée comme une étoile double visuelle, les dernières mesures du satellite Hipparcos confirment qu'Albiréo forme en fait un couple physique. Il est situé à 386 ±26 années-lumière.

Albiréo de magnitude visuelle 3.08 est une étoile géante rouge de classe spectrale K3 II et d'une température effective d'environ 4100 K. Son rayon est de 20 R et sa luminosité environ 950 L ! Sa vitesse radiale est de -24 km/s et sa parallaxe 8.46 mas (0.0086"/an).

Le compagnon B brille à la magnitude visuelle 5.11 dans un angle de 55° (PA) à 34.3" d'Albiréo ce qui correspond à une séparation physique de 4040 UA (~604 milliards de km). C'est une étoile bleue légèrement variable de classe spectrale B8V et d'une température effective d'environ 11000 K. Son rayon vaut 3.3 R  et elle est 190 fois plus lumineuse. Sa période orbitale est estimée à 75000 ans. Sa vitesse radiale est de -18 km/s et sa parallaxe 8.67 mas.

Bien que très volumineuse, cette étoile bleue tourne excessivement vite sur elle-même; sa période de rotation est inférieure à 0.6 jour (contre 27 à 34 jours pour les couches supérieures du Soleil). Sa vitesse équatoriale dépasse 250 km/s (contre 2 km/s pour le Soleil) ! De ce fait, elle éjecte une partie de son atmosphère dans l'espace qui forme un disque de gaz autour d'elle

En 1980, des astrophysiciens ont également suggéré l'existence d'un ou plusieurs compagnons à moins de 1" ou 180 UA d'Albiréo. Un compagnon C aurait été localisé à 0.389" ou 46 UA de l'étoile primaire. Il s'agirait donc d'un système triple mais l'information n'a pas été confirmée par la suite bien que relayée depuis 2000 sur différents sites dont APOD. Dans tous les cas l'observation de ce compagnon C est très difficile.

Eta Carinae

L'étoile η Carinae ou plutôt le système binaire massif η Carinae est situé à environ 7660 années-lumière dans le complexe HII géant NGC 3372 de la constellation de la Carène, dans l'hémisphère Sud.

Les paramètres physiques (masse, température, luminosité, taille) des étoiles Eta Carinae A et B sont difficiles à déterminer en raison de la présence de la nébuleuse très dense de forme bipolaire qui les enveloppe appelée l'Homunculus (voir plus bas). Comme on le voit sur le schéma ci-dessous à gauche, la composante B gravite sur une orbite excentrique (e=0.9) inclinée à 130-145°dont le demi-grand axe mesure ~15.4 UA. et accomplit une révolution en ~5.54 ans (~2022.7 jours). Son dernier passage au périastre remonte à 2009.

Représentation du système binaire d'Eta Carinae constitué de deux étoiles très massives périodiquement en interactions. Documents T.Lombry.

Eta Carinae A serait âgée de moins de 3 milliards d'années. Selon une étude publiée dans les "MNRAS" en 2015 (en PDF sur arXiv) par Nathan Smith et Ryan Tombleson de l'Université d'Arizona, lors de sa formation l'étoile principale (η Car A) devait avoir une masse comprise entre 150-250 M qui fut peut-être le résultat de la fusion de deux étoiles.

 Au rythme des éruptions, Eta Carinae A a déjà perdu plusieurs dizaines de masses solaires avec un taux actuel de 10-3 M/an. Selon un rapport de la NASA publié en 2018, la masse de l'étoile est estimé à 90 M (mais selon les modèles, il reste une incertitude assez importante, si bien qu'en théorie sa mase est comprise entre 30-60 M ou 100-120 M). En dehors des phases éruptives, sa luminosité est estimé à 5 millions L

Sa masse qui est à la limite de la luminosité d'Eddington alliée aux interactions avec son compagnon expliquent les émissions violentes de vents stellaires.

Quant à son rayon, selon les modèles le coeur visible porté à 35000 K mesurerait 60 R mais si on considère l'extension de son atmosphère (une profondeur optique de seulement 0.67), on arrive à un rayon > 800 R ce qui suggère l'existence d'un vent stellaire très étendu et dense. On estime que lors de son éruption majeure au milieu du XIXe siècle (on observa un plateau lumineux entre 1845-1858), le rayon de Eta Carinae atteignit 1400 R, similaire à celui des plus grandes étoiles connues (voir plus bas).

Si on plaçait Eta Carinae à la place du Soleil, sa surface atteindrait la Ceinture principale des astéroïdes située en Mars et Jupiter ! Si on représentait cette étoile par la plus grosse des pastèques, le Soleil serait encore cent fois plus petit qu'une tête d'épingle...

Son compagnon (η Car B) serait une jeune étoile chaude de type O également âgée de moins de 3 milliards d'années dont la masse est estimée à 30 M. Sa luminosité ne dépasserait pas 1 million L pour un rayon compris entre 14.3 et 23.6 R et une température effective de 37200 K. Suite à son interaction avec η Carinae A, elle perd également son atmosphère au taux de 10-5 M/an.

La taille des deux étoiles doit également être mise en relation avec leur séparation orbitale qui est d'environ 324 R au périastre soit 225 millions de kilomètres ou 1.5 UA (certaines estimations donnent une distance 27% inférieure, voisine de 1.1 UA), une valeur excessivement faible pour des étoiles de cette taille.

Selon une étude publiée en 2010 dans l'"Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv) par Amit Kashi et Noam Soker, la faible séparation entre les deux étoiles signifie que la composante B présente un rayon d'accrétion de ~60 R, ce qui implique une forte accrétion lorsque Eta Carinae B approche du périastre, avec pour effet la suppression du vent stellaire du compagnon

Ensuite, lorsque le compagnon traverse la photosphère étendue de Eta Carinae A, il déclenche une brutale augmentation de sa luminosité accompagnée d'une éjection de matière comme celle qu'on observa durant les grandes éruptions entre 1837-1858.

La nébuleuse de l'Homunculus présentée ci-dessous au centre se forma au cours des différentes explosions survenues au XIXe siècle. Elle forme deux lobes mesurant chacun ~7"x5" - 18" au total - soit un rayon d'environ 22000 UA et dont la masse totale représente 12 à 15 M avec un maximum de 40 M. Les émissions rayons X durs indiquent une température de 35000 K et sont concentrées dans un rayon de 1 mois-lumière autour de Eta Carinae mais on détecte encore des rayons X mous jusqu'à 2.2 années-lumière qui correspondent à la limite extérieure de la principale onde de choc qui suivit la Grande Éruption du XIXe siècle. Eta Carinae A émet de violents vents stellaires qui atteignent localement 3200 km/s.

A voir : Zoom on Eta Carinae, ESO

A gauche, une partie de la nébuleuse de la Carène NGC 3372 centrée sur Eta Carinae. A droite, image composite visible et X de l'étoile Eta Carinae en train d'éjecter les couches superficielles de son atmosphère dans l'espace. Documents Peter Ward et montage de T.Lombry basé sur des images visible et rayons X extraites de N.Smith/U.Az/NASA/ESA/STScI et CXC. A droite, cartographie composite de Eta Carinae réalisée en rayons X grâce à Chandra (le fond coloré). Les couleurs correspondent aux différents niveaux d'énergie des rayons X mous : 0.3-1 keV (rouge), 1-3 keV (vert) et 3-10 keV (bleu). A titre de comparaison, l'énergie de la lumière visible est d'environ 2-3 eV. Les lignes de contours vertes correspondent aux données du satellite NuSTAR qui révèlent les émissions de rayons X durs supérieurs à 30 keV. Ces observations indiquent que les vents stellaires interagissent avec le milieu circumstellaire et interstellaire, provoquant des collisions qui augmentent la température des particules; ils agissent comme un accélérateur de particules cosmiques générant des vitesses relativistes. Document NASA/JPL/CXC.

L'étoile qui ne voulait pas mourir

Les échos optiques de l'éruption survenue au XIXe ont été localisés et suivis depuis 2003 par les astronomes de l'observatoire du CTIO et de Gemini Sud installés au Chili. La vitesse d'exansion des éjecta fut mesurée par spectroscopie. Elle atteint 8900 km/s soit 32 millions de km/h; c'est 20 fois plus élevé que prévu. Une telle valeur ressemble plus au comportement d'une supernova qu'à celui d'une étoile massive libérant lentement ses couches extérieures avant de mourir.

Malgré la puissance de cette explosion qui aurait dû transformer Eta Carinae A en étoile à neutrons ou en trou noir, elle survécut. Comment  une étoile ayant subi un tel choc a-t-elle pu survivre ? L'accrétion de matière sur l'étoile a suffi pour provoquer l’éjection de ses couches externes mais l'énergie ne fut pas suffisante pour annihiler complètement l'étoile. Pour expliquer ce phénomène, les astronomes ont suggéré que ces éruptions correspondent en fait à la fusion de deux étoiles, mais il a été difficile de trouver un scénario "classique" capable d'expliquer toutes les évènements associés à Eta Carinae.

Illustration du scénario qui s'est probablement produit durant la Grande Éruption de Eta Carinae des années 1837-1858. Voir le texte pour les explications. Document NASA/ESA/STScI.

Dans une étude publié en 2018 dans les "MNRAS", Nathan Smith précité et ses collègues ont suggéré que la façon la plus simple d’expliquer la plupart des évènements observés au cours des éruptions de Eta Carinae et son comportement actuel est qu'à l'origine il s'agissait d'un système triple composé d'un système binaire serré (η Car A et η Car B) autour duquel gravitait une troisième étoile (η Car C), l'ensemble subissant des interactions multiples. Selon Smith, c'est la manière la plus simple d'expliquer la façon dont le compagnon actuel (A) a rapidement perdu ses couches externes avant l'étoile principale (B) dont les rôles sont aujourd'hui inversés.

Comme l'explique les illustrations ci-jointes, lorsque l'étoile la plus massive du système binaire, η Car A, approcha de la fin de sa vie, elle commença à se dilater et perdit une grande partie de son atmosphère par accrétion au profit de sa petite soeur jumelle η Car B.

Le coeur brûlant d'hélium de l'étoile η Car A à présent exposé, le transfert de masse entre A et B modifia l'équilibre gravitationnel du système et l'étoile A s'est éloignée de l'étoile B à présent beaucoup plus massive. L'étoile A s'éloigna si loin qu'elle interagit gravitationnellement avec la troisième étoile C restée en périphérie. Cette interaction éloigna temporairement A du coeur du système mais en revanche, l'étoile C incurva sa trajectoire et s'approcha dangereusement de l'étoile B massive. Après quelques passages rapprochés, l'étoile C finit par fusionner avec son partenaire B, produisant une spectaculaire éjection de matière.

Au stade initial de la fusion entre les étoiles C et B, les éjecta étaient très denses et se dilatèrent relativement lentement. Par la suite, une explosion se produisit lorsque les deux étoiles fusionnèrent, provoquant l'éjection d'au moins 10 masses solaires à une vitesse 100 fois supérieure, créant les lobes bipolaires de l'Homunculus qu'on observe aujourd'hui. Cette matière rattrapa finalement les éjectas lents et les poussa telle un chasse-neige, chauffant le milieu jusqu'à l'incandescence. Ce matériau brûlant représenta la principale source lumineuse apparue lors de la Grande Éruption observée par les astronomes entre 1837-1858.

Pendant ce temps, la plus petite étoile η Car A continua à graviter sur son orbite elliptique, traversant les couches externes de l'étoile η Car B tous les 5.5 ans. C'est cette interaction qui génère encore aujourd'hui des ondes de chocs émettant des rayons X.

A voir : Animation Showing Scenario for Eta Carinae Outburst, NASA

Détails du scénario probable de la Grande Éruption de Eta Carinae des années 1837-1858. L'étoile A atteignit la phase géante et perdit progressivement son atmosphère au profit de l'étoile B qui vit sa masse augmenter et son atmosphère s'étendre. Réduite à son coeur d'hélium, l'étoile A s'éloigna de B et interagit avec l'étoile C gravitant à plus grande distance. L'étoile C incurva sa trajectoire pour se rapprocher de l'étoile B dans un mouvement en spirale jusqu'à fusionner avec elle. L'étoile B subit alors une explosion de matière dont l'onde de choc détruisit au passage l'étoile C. Pendant ce temps, l'étoile A continua de graviter autour de l'étoile B, traversant périodiquement son atmosphère supérieure, créant des ondes de chocs émettant des rayons X. Documents NASA/ESA/STScI adaptés par l'auteur.

L'avenir de Eta Carinae

On ignore précisément à quel stade évolutif se trouve Eta Carinae A (l'ancienne η Car B qui accréta l'atmosphère de η Car A réduite aujourd'hui à son coeur d'hélium) car cela dépend de sa masse qu'on ne connaît pas avec précision. Elle appartient à la famille des variables bleues lumineuses (LBV). On ignore si la réaction "triple alpha" a déjà débuté dans son noyau qui assure la transformation de l'hélium en carbone. Quand cela arrivera nous ne le saurons pas plus car il faudra attendre que les produits de cette réaction remontent en surface et que le carbone et l'oxygène soient détectables. A ce stade, l'étoile pourrait se transformer en étoile Wolf-Rayet WC ou WO. Actuellement, ce n'est pas le cas.

Selon une étude sur les étoiles massives publiée dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2014 (en PDF sur arXiv) par l'équipe de Sylvia Ekström de l'Université de Keele, l'Homunculus contient 60% d'hydrogène et 40% d'hélium. La quantité d'azote qu'elle produit est 40 fois supérieure à celle du Soleil ce qui indique qu'elle poursuit toujours le cycle CNO de fusion de l'hydrogène. Cette émission d'azote est intéressante car sur base de l'analyse de la dynamique du SNR de Cassiopeia A, c'était également ce type d'émission qui fut à l'origine de l'explosion de cette supernova il y a 3 siècles.

Eta Carinae émet des rayons X de basse énergie (< 10 keV). Ils proviennent de l'endroit où le gaz émit par l'étoile entre en collision avec le vent d'origine interstellaire, portant le milieu à 40 millions de degrés. Selon une étude publiée en 2018 dans la revue "Nature Astronomy", grâce au satellite NuSTAR, l'équipe de Kenji Hamaguchi du centre GSFC de la NASA a découvert une source de rayons X durs de plus de 30 keV, une valeur supérieure à celle prédite par l'émission des ondes de chocs en interactions avec le vent interstellaire. 

A titre comparatif, ce niveau d'énergie très élevé est équivalent à celui qu'on trouve dans des galaxies ultralumineuses (ULX) comme NGC 3256 et NGC 3310 ou des galaxies formant de nombreuses étoiles comme M83 et NGC 253 (cf. cette étude de B.D. Lehmer et al., 2015).

En plus d'émettre des rayons X d'une énergie comprise entre 0.3 keV et plus de 30 keV, Eta Carinae est également une source gamma. Sa période mesurée grâce au satellite Fermi est similaire à celle de la source de rayons X durs. Mais l'orientation spatiale du système fait que le beam gamma n'est pas orienté vers la Terre (de toute façon à cette distance, le rayonnement serait inoffensif).

A voir : Superstar Eta Carinae Shoots Cosmic Rays, NASA/GSFC

Selon les chercheurs de la NASA, les émissions de rayons X durs et de rayons gamma proviennent d'électrons accélérés par de violentes ondes de chocs situées à l'interface des collisions avec le vent interstellaire. Certains des électrons ultra-rapides ainsi que d'autres particules accélérées s'échappent du système et certains finissent probablement par arriver sur Terre, où on les détecte comme des rayons cosmiques. Grâce à NuSTAR, c'est la première fois que les astronomes ont pu associer un système binaire à des sources d'émissions aussi énergétiques et étudier ses propriétés en détails.

A terme, l'évolution de Eta Carinae A est toute aussi difficile à déterminer étant donné que son stade ultime dépendra de sa masse à la fin de son activité thermonucléaire et de ses interactions avec son compagnon massif. En bref, tous les scénarii sont possibles.

Selon une autre étude de l'équipe de Ekström précitée également publiée dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2013 (en PDF sur arXiv), dans moins de 3 millions d'années le coeur de Eta Carinae A pourrait s'effondrer et se transformer en étoile Wolf-Rayet avant soit d'exploser en supernova de Type Ib ou Ic ou en supernova superlumineuse (SLSN) soit il s'effondrera directement en trou noir sans explosion visible à moins qu'ayant perdu énormément de matière elle se transforme en étoile à neutrons.

Notons qu'en 2007 les astronomes de l'Université de Montréal ont identifié dans la même nébuleuse de la Carène une seconde étoile hypermassive d'une masse de 114 M. Baptisée A1, il s'agit d'une binaire à éclipse dont le compagnon pèse 84 M. Ce système se trouve au centre de l'amas ouvert HD 97950, le plus dense de la Voie Lactée, situé lui-même au coeur de la région HII NGC 3603 dans la nébuleuse de la Carène.

On reviendra sur Eta Carinae à propos du spectre des novae.

Deuxième partie

AR Scorpii

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