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La spectroscopie

Le système binaire T Pyxidis.

Le spectre des novae

Ainsi que nous l'avons évoqué dans le dossier consacré à la diversité des étoiles, les astronomes tentent de démontrer que la majorité des novae sont en fait des systèmes doubles dont les individus subissent des effets de marées gravitationnels extrêmement violents. Le couple est en général formé par une étoile variable qui peut être une étoile géante rouge ou bleue et un compagnon beaucoup plus massif, d'ordinaire une étoile naine qui accrète l'atmosphère supérieure de l'étoile principale. Les phénomènes les plus intenses de cette catégorie sont vraisemblablement liés aux étoiles à neutrons, aux pulsars et peut-être aux trous noirs.

Si la matière libérée par l'étoile géante se propage au-delà du lobe de Roche, elle tombe sous l'attraction de celle de son compagnon et se déverse sur lui en formant un disque d'accrétion.

Spectre UV de Nova Cygni 1992. Document INES/ESA.

Ce plasma dont la température peut atteindre 10000 K provoque une augmentation de la pression et de la température de l'étoile dense qui réamorcent les réactions de fusion thermonucléaire en surface. Cette réaction ne provoque pas, comme on pourrait le croire, l'explosion de l'étoile; la région subissant cette réaction est d'ordinaire limitée à 5% de la surface de l'astre. C'est ce réamorçage thermonucléaire qui est à l'origine du phénomène de nova. Ce phénomène est invisible dans les premiers jours mais peut-être mise en évidence par une analyse spectrale. En effet on observe soudainement un fort décalage des raies d'absorption vers l'ultraviolet, indiquant que la photosphère de l'étoile est en expansion et se rapproche de nous.

Après l'explosion les gaz émis deviennent partiellement transparents et n'émettent plus le spectre continu.

Dans les mois qui suivent les gaz absorbent encore un peu la lumière ultraviolette de l'étoile. Des raies d'émission apparaissent mais elles ne seront vraiment brillantes qu'après la phase de brillance maximale de la nova. 

Lorsque les gaz deviennent transparents, l'analyse spectrale révèle que le gaz est éjecté de tous côtés. Seules quelques raies sont visibles en absorption dans la direction de l'observateur mais elles sont fortement décalées vers l'ultraviolet. C'est seulement après quelques mois qu'une éventuelle enveloppe gazeuse apparaît au télescope.

Le spectre des novae est cannelé, entrecoupé de raies d'absorptions vers les courtes longueurs d'ondes après chaque bande d'émission, preuve que l'enveloppe se dirige bien dans notre direction.

En calculant la largeur des bandes d'émission et en mesurant le déplacement des raies sombres du côté violet nous pouvons déterminer la vitesse de détente de la bulle de gaz qui peut dépasser 1000 km/s.

D'après les mesures de l'intégralité de la lumière émise, les astronomes s'accordent à dire que seulement 10-4 masses solaires sont ainsi éjectées dans l'espace, ce qui en fin de compte ne représente qu'une faible partie de la masse totale de l'étoile.

Quelques novae sont récurrentes et rejètent dans l'espace périodiquement une partie de l'atmosphère qu'elles ont constituée en puisant dans l'atmosphère de leur compagnon. T Corona Borealis, T Pyxidis présentent une telle activité. Algol, g Velorum ou AX Monocerotis libèrent également un immense flux de gaz sur leur compagnon tandis que DG Tauri, GG Tauri ou BZ Camelopardalis sont enveloppées dans un immense nuage de gaz.

A gauche simulation hydrodynamique du disque d'accrétion créé par Algol. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (Mpeg de 936 Kb). Au centre le système multiple GG Tauri constitué de 4 à 5 étoiles entourées d'un disque circumstellaire. Les deux étoiles centrales sont séparées de 0.24". A droite GK Persei, alias nova Persei 1901. Documents NCSU/Blondin, Gemini North et WIYN.

Il sera donc très utile de surveiller l'apparition des novae en étudiant le spectre des étoiles candidates, en suivant par exemple les relevés effectués par les variabilistes, en observant périodiquement les novae ayant explosées au siècle dernier ainsi que toutes les novae "à répétition". Toute apparition soudaine de raies en émission sera le signe de l'explosion partielle de l'étoile.

Qualité des spectres

  

Si vous utilisez un spectrographe sans fente collimatrice à l'entrée, les résultats dépendront avant tout des conditions d'observation. La turbulence atmosphérique peut créer comme on le voit sur l'animation ci-jointe un bouillonnement des images stellaires qui ne peut que donner des résultats décevants. Dans ces conditions les raies spectrales sont diffusées, rendant l'identification et la mesure de la largeur des raies impossible à déterminer.

Lorsque la turbulence est trop sévère les spectres ne présentent même plus aucune raie ! 

Avec une fente de collimation, cet effet de flou ou de "délavement" aurait été attribué à la vitesse de rotation de l'étoile, effet que l'on observe d'habitude dans les étoiles chaudes et jeunes telles que Véga.

Spectre UV de la nova Cygni 1992 au paroxysme de son activité le 31eme jour. Au-dessus lorsque la turbulence est minimale la résolution est de 2 Å. En-dessous par forte turbulence on ne distingue plus aucune raie d'émission ! Document ESA et Lombry.

Eta Carina

L'étoile supergéante rouge Eta Carina enfouie dans le complexe HII géant de la nébuleuse de la Carène est une étoile variable éruptive qui est en train de souffler dans l'espace une partie de son atmosphère, faisant fluctuer notablement sa luminosité. 

Cette nébuleuse présente une bulle gazeuse centrale dénommée Homunculus. Elle s'étend sur 12" x 17" et affiche un mouvement propre d'extension proche de 1000 km/s. Sa masse sur la Séquence principale fut d'environ 150 M¤ et est estimée aujourd'hui à 120 M¤, à la limite de la luminosité d'Eddington, ce qui explique les émissions violentes de vents stellaires.

Seuls les satellites d'observation du rayonnement X, tel Chandra ont pu déceler l'étoile centrale, qui apparaît en bleue sur la photographie présentée ci-dessous.

Des spectres révèlent une éjection tout à fait remarquable de matière à plus de 400 km/s; il s'agit des condensations rouges-brunes que l'on observe tout autour de la bulle.

Le spectre d'Eta Carina présente 3 types de raies d'émissions :

Eta Carina. Document NASA/CXC/SAO.

- Des raies étroites et hautes (qui s'étendent sur toute la hauteur de la fente collimatrice du spectroscope) telles les raies interdites de l'(OIII) à 4959 et 5007 Å émises par la nébuleuse NGC 3372 toute proche,

- Des raies larges et petites se mélangeant au continuum dues à la dispersion de la lumière par l'objet central, dont le Fe II et le (Fe II) de chaque côté de la raie (N I) à 5199 Å.

- Des taches presque circulaires qui sont les images spectrales de la condensation S, très intense pour le (N I), (N II) et (S II). L'oxygène (O I), (O II) et (O III) n'est pas présent dans la condensation.

La raie de l'hydrogène alpha à 6563 Å est également très intense, l'élément étant plus abondant que le (N II) à 6583 Å, tant dans la nébuleuse (la condensation S) que dans le noyau Homunculus. C'est toutefois la raie d'émission du (N II) à 6548 Å qui est la plus brillante.

L'émission de l'hydrogène alpha est provoquée par la recombinaison de l'hydrogène porté à 20000 K ! Connaissant la densité électronique du milieu, la masse d'hydrogène ionisé et différents autres paramètres (magnitude, I.C., etc) on a estimé la distance de cette condensation à 2800 parsecs.

On a également établit que dans la Population I l'azote résultant du cycle C-N-O est surabondant en comparaison avec le carbone et l'oxygène présents dans la condensation S.

C'est l'observation des raies intenses de l'azote neutre ionisé, en l'absence d'oxygène, qui a conduit les astronomes à l'observer en ultraviolet. Ces résultats on révélé la présence d'azote ionisé par un potentiel très élevé sans pour autant révéler les raies du carbone, pourtant typique des nébuleuses.

Ces différentes observations tentent à démontrer qu'Eta Carina n'est pas une étoile située sur une pré-Séquence principale, entourée d'un nuage proto-stellaire. Cet excès d'azote signifie au contraire que l'étoile est au moins au stade de sa maturité. En outre le matériel azoté que l'on observe doit avoir été poussé jusqu'à la surface de l'étoile puis éjecté. Le cycle C-N-O mis en évidence témoigne qu'il s'opère dans son noyau des réactions nucléaires très intenses qui ont put éjecter dans l'espace une grande quantité de matériaux. Ce phénomène concorde assez bien avec les conditions observées dans quantité d'étoiles supergéantes.

De nombreuses étoiles supergéantes de classe O et B sont en effet candidates à un accroissement de l'azote dans leur atmosphère et cela s'est également vérifié pour quelques étoiles Wolf-Rayet.

Les spectres des étoiles Wolf-Rayet V1042 du Cygne et MR107. Noter la présence de plusieurs raies larges en émission, celles du CIII à 4650 Å, CIV à 5806 Å et celle beaucoup plus pâle de l'Ha à 6563 Å.

Mais l'analyse spectrale d'astres à l'atmosphère dense reste difficile. On peut alors tenter de trouver des astres éjectant des matériaux moins denses, par exemple en étudiant la condensation S plutôt que le noyau de Eta Carina, ce dernier contenant trop de poussière qui absorbe trop lumière.

D'autres candidats permettent de prédire l'activité d'Eta Carina :

- Dans NGC 6888 du Cygne ou dans le Grand Nuage de Magellan des bulles de gaz enveloppent des étoiles bleues W et O où l'analyse spectrale révèle des concentrations d'azote,

- Cassiopeia A, l'objet réminiscent de l'explosion d'une supernova révèle des flocules riches en azote qui on été éjectées d'une étoile massive alors au stade de pré-nova,

- Puppis A, un autre résidu de supernova contient aussi l'azote en abondance.

Aussi, tout comme Cassiopeia A éjecta des flocules riches en azote avec d'exploser (déduit de la vitesse et de la composition des gaz résiduels), par analogie nous pouvons dire que nous sommes témoin chez Eta Carina d'une éjection de matière prélude à son explosion...

Deux résidus riches en azote : à gauche, NGC 6888 où les gaz sont libérés par l'étoile Wolf-Rayet HD192163 et à droite, les résidus de la supernova Cassiopeia-A. Documents HST et CFHT.

Enfin, distinguons la différence entre Eta Carina et la nébuleuse de la Carène.

Des photographies interférentielles de la nébuleuse de la Carène réalisées par Nolan Walborn en 1975 ont révélé une étonnante variété de structures. Le "Nuage D" par exemple est particulièrement anormal. Il serait partiellement constitué d'une nébuleuse de réflexion. Des spectres de ce nuage montrent que sa lumière est en fait celle réfléchie par Eta Carina.

Ce résultat a permis de dire aux Dr M.Liller et N.Walborn qu'Eta Carina était en fait associée à la nébuleuse de la Carène et donc aussi avec les étoiles brillantes de type O qui excitent la nébuleuse d'émission. Certaines de ces étoiles présentant un spectre de début de classe étant très massives, cela tend à confirmer le fait qu'Eta Carina est elle-même une étoile très massive.

Le fait que les nuages denses de poussière situés à l'ouest réfléchissent la lumière d'Eta Carina implique aussi des conclusions significatives sur la description controversée de la nébuleuse faite par Hershel en 1847[1].

Pour l'essentiel le problème est qu'Herschel dessina la région de la nébuleuse immédiatement située à l'ouest de Eta Carina beaucoup plus brillante qu'elle ne l'est aujourd'hui. En 1932, M.Bok ne vit aucune relation entre Eta Carina et la nébuleuse brillante qui fût plus tard attribuée à la nébuleuse d'émission : la température effective d'Eta Carina était insuffisante que pour l'exciter. Depuis lors les astronomes ont démontré que la poussière qui s'était accumulée à l'ouest d'Eta Carina réfléchit la lumière d'une étoile variable qui fut 6 à 7 magnitudes plus brillantes du temps d'Herschel, ce qui a put considérablement accroître la brillance de la nébuleuse de réflexion à cette époque.

Depuis lors, l'aspect observé par Herschel il y a plus de 150 ans qui nota une étonnante différence de brillance avec la nébuleuse de la Carène proche d'Eta Carina réapparaît depuis quelques décennies. Sa description était en fait très précise pour l'époque.

A lire : L'histoire de Sanduleak, SN1987A

Le spectre de la nébuleuse formée après l'explosion de la supernova SN1987A dans la Tarentule. On discerne en rouge-blanc et bleu les émissions de l'hydrogène, en rouge l'oxygène et en vert l'azote. Document NASA/STSCI/HST.

En conclusion Eta Carina est en passe de devenir l'étoile la plus brillante du ciel, juste précédée par la Lune et le Soleil. Associée à des étoiles chaudes W et O, sa grande masse nous empêche encore de conclure sur son stade évolutif car il se peut encore qu'il s'agisse d'un système binaire constituée de deux étoiles de 60 M¤, mais l'hypothèse n'est pas confirmée.

Ces études permettent aux astronomes de tirer des conclusions sur l'évolution générale des étoiles et en particulier sur les étoiles massives, dont les processus d'éjection de masses sont encore mal connus.

Dans tous les cas Eta Carina ne mourra pas oubliée et froide dans la nuit cosmique. Sa mort ne sera pas calme du tout : elle explosera telle une supernova pour briller deux fois plus que Vénus. Surveillez donc son comportement car Eta Carina nous surprendra dans les années à venir.

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[1]Cette situation fut très bien illustrée par L.Gratton en 1963 dans "Proceedings of the International School of Physics Enrico Fermi", course 28, p297, New-York, Academic Press.


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