WR104 (XII)

L'étoile Wolf-Rayet WR104 située à environ 8000 années-lumière dans le Sagittaire et présentée ci-dessous à gauche est très 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 Hawaï et de la technique d'interférométrie à synthèse d'ouverture, on découvrit en avril 1998 qu'elle présentait une plume longue de 160 UA, deux fois la distance du Soleil à Pluton ! Grâce à ces nouvelles techniques les astronomes ont pu analyser la spirale qui était jusqu'à présent invisible en raison de la turbulence de l'atmosphère terrestre.

La forme et l'étendue de la zone de poussière autour de l'étoile WR104 suggère qu'elle forme un système binaire 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.

A gauche, WR104 forme un système double avec une étoile OB géante invisible qui, dans son mouvement orbital entraîne la formation d'une immense plume de poussière chaude. 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 fallut toute la puissance du télescope Keck de 10 mètres et de technique interférométrique pour la photographier. Cliquer sur l'image pour lancer l'animation (voir le texte pour les détails). A droite, NGC 3603 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. Documents Keck/ISI/UCB et P.Crowther/UCL.

Reste la question de la spirale. Les étoiles comme les planètes sont en mouvements constants. La pouponnière de poussière 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 à 240 jours. La forme en spirale 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 radialement 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. On y reviendra lorsque nous décrirons les étoiles doubles et autres systèmes multiples.

Enfin, sachant que WR104 forme un système binaire composé de deux étoiles massives, en théorie elle pourrait se transformer en supernova de Type Ia. Pire, comme l'explique l'astrophysicien Peter Tuthill de l'Université de Sydney, elle pourrait également émettre des éruptions de rayons gamma et serait à ce titre la candidate GRB la plus proche du système solaire. Ceci dit, les conditions actuelles ne sont pas réunies (son spin et son vent stellaire sont trop faibles). Mais si cela devait se confirmer, à  cette distance le risque qu'elle balaye la Terre de rayons gamma mortels est quasi nul et donc sans risque pour notre survie. Ouf ! On reviendra sur les effets des rayons gamma.

Apep

Parmi les autres systèmes en spirale, citons le système Apep alias 2XMM J160050.7–514245 présenté ci-dessous découvert en 2018 à 8000 années-lumière du Soleil dans la constellation de la Règle (Norma). Grâce à l'optique adaptative NACO du VLT, des astronomes ont découvert que le système est formé de trois étoiles comprenant un système binaire serré composé de deux étoiles Wolf-Rayet de sous-types WC8 et WN4-6b. Leur masse est équivalente à 10 ou 15 M et sont 100000 fois plus brillantes que le Soleil. Leur température effective est d'environ 25000°C. La troisièmé étoile est une supergéante chaude qui orbite autour du couple à 1700 UA de distance et boucle sa révolution en ~125 ans (cf. Y.Han et al., 2020; U.Sydney).

Pour expliquer sa structure en spirale, les astrophysiciens de l'Université de Sydney ont établi un modèle qui montre que les vents stellaires soufflent à plus de 3300 km/s tandis que la queue en spirale s'étend quatre fois plus lentement. C'est la collision des vents stellaires des deux étoiles qui a généré le nuage de poussière en spirale.

A voir : Apep - a Wolf Rayet Star System, U.Sydney

A gauche, distribution des étoiles Wolf-Rayet dans la Voie Lactée. La croix située au-dessus du centre à 8 kpc de distance représente le Soleil. Au centre, le système Apep composé de deux étoiles Wolf-Rayet serrées et d'une supergéante (hors champ) capturé par l'instrument VISIR du VLT. A droite, la simulation du système. Cliquez sur l'image pour lancer l'animation (GIF de 1.8 MB). Documents K.A. van der Hucht (2001)/SRON adapté par l'auteur, ESO/VLT et Y.Han et al./U.Sydney (2020).

En bordure du système, le vent stellaire d'Apep souffle à ~3330 km/s et la poussière à ~555 km/s, suggérant qu'au moins une composante Wolf-Rayet tourne rapidement sur elle-même, sa gravité de surface étant proche d'être équilibrée par sa force centrifuge dirigée vers l'extérieur. Cette composante produit des vents stellaires plus rapides à partir de ses pôles et des vents plus lents à partir de son équateur, l'interaction du vent équatorial avec le vent de sa compagne produisant cette forme particulière en spirale double ou en moulinet.

Les étoiles Wolf-Rayet à rotation rapide sont théoriquement capables de produire un sursaut gamma lorsqu'elles se transforment en supernova, et Apep a déjà été catalogué 2XMM J160050.7−514245 car c'est une source de sursauts gamma.

Comme d'autres étoiles Wolf-Rayet, le système Apep a la particularité d'être une source de sursauts gamma ou GRB (cf. D.Clery, 2018) mais dont le faisceau n'est pas orienté vers la Terre. Pour produire ce rayonnement intense, l'étoile principale doit tourner très rapidement sur elle-même.

L'étoile WR136

Il y a 250000 ans une étoile supergéante rouge dans la constellation du Cygne souffla les couches extérieures 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.

La nébuleuse en Croissant NGC6888 du Cygne. A gauche, une photo dans les raies Hα et OIIII prise par D.López de l'IAC et une vue générale prise par Nicolas Kizilian. Au centre, gros-plan sur l'un des filaments photographié par Ray Gralak avec un télescope de 250 mm 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. A droite, la région située au NE de la nébuleuse (voici la zone encadrée) qui s'étend sur 3 années-lumière (correspondant à la partie supérieure gauche de l'image de gauche). Documents NASA/ESA/STScI/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 détruit 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 prise par 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 franchi 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 années-lumière, WR146 est un système binaire constitué d'une étoile Wolf-Rayet de type WC6 et d'une composante plus pâle de classe O9.5-B0. 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 radio 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 type 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 type 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 Spatial 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 permis 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 binaire WR/étoile chaude.

γ Velorum

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 γ Velorum et V444 Cygni 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'ont simulé Stevens, Blondin et Pollock en 1992.

Simulation du vent stellaire du système binaire γ 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. Cliquez 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 observez γ 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 γ¹ Velorum est située à environ 1600 a.l., γ² Velorum à 840 a.l.

C'est γ² Velorum qui nous intéresse, alias HD 68273, qui se situe aux coordonnées équatoriales A.D.: 08h 09m32.0s et Déc.:-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.