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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.
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
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.
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.
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.
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...
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
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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