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GAPHE
Institut d'Astroph. et de Géoph.
Université de Liège
Quartier Agora
Allée du 6 août, 19c - Bât. B5c
B-4000 Liège (Sart-Tilman)
Belgique

Tel.: +32 (0)4.366.97.16
Fax: +32 (0)4.366.97.46

Les étoiles massives

Introduction

N11B

Les étoiles massives naissent avec le type spectral O. Elles ont des masses de quelques dizaines à cent masses solaires. Leurs températures de surface vont de 30 000 à 150 000 Kelvin et leurs luminosités s'élèvent au minimum à quelques centaines de milliers de fois celle de notre Soleil. A cause de ces luminosités extrêmes, elles épuisent leur combustible nucléaire beaucoup plus vite que les étoiles de plus faible masse et leur durée de vie n'est par conséquent que de quelques millions d'années (à comparer à 10 milliards d'années pour le Soleil).

Les générations précédentes d'étoiles massives (les objets dits de Population III) ont joué un rôle crucial dans l'évolution de l'Univers. En effet, ces étoiles étaient responsables de la ré-ionisation de l'Univers à des époques correspondant à un décalage vers le rouge de 10 à 20. Elles sont probablement aussi les progéniteurs des sursauts gamma, ces spectaculaires explosions que les satellites gamma enregistrent tous les jours en provenance du Cosmos profond. Au cours de ces explosions, des trous noirs se sont formés qui sont peut-être liés aux trous noirs supermassifs qu'on trouve au centre des galaxies de Seyfert et des quasars.

Le maximum de l'énergie des étoiles massives est rayonné dans le domaine ultraviolet, ce qui en fait les sources de rayonnement ionisant les plus importantes de notre Galaxie. Les étoiles massives sont donc notamment responsables de la formation des nébuleuses d'émission. En outre, du fait de leur champ de radiation intense, les étoiles massives éjectent en permanence une quantité importante de matière sous forme d'un vent stellaire très dense et très énergétique: une étoile O typique éjecte à chaque seconde 5 1014 tonnes de matière dans l'espace! Cette matière est accélérée par la pression de radiation jusqu'à des vitesses colossales de l'ordre de 3000 km/s! Les vents stellaires très énergétiques ont des conséquences sur leur environement. Tout d'abord, ils façonnent le milieu ambiant. Ensuite, dans le cas des étoiles doubles (appelées aussi systèmes binaires) comportant deux étoiles massives ayant chacune un vent stellaire, la collision des deux vents produit une zone de choc au sein de laquelle la matière est chauffée jusqu'à des températures de plusieurs millions de Kelvin. Cette matière très chaude produit donc une émission X intense qui peut être étudiée par des simulations numériques et  grâce à des observations dans les hautes énergies. Une fraction des particules au voisinage de la zone de choc se trouve accélérée jusqu'à des vitesses proches de celle de la lumière. Ces particules relativistes peuvent notamment générer un rayonnement gamma qui peut à son tour être recherché au moyen d'observatoires gamma, comme le satellite INTEGRAL.

Du fait de leurs durées de vie très courtes, les étoiles massives contribuent également de manière significative à l'évolution chimique de notre Galaxie. Des éléments chimiques lourds synthétisés à l'intérieur d'une étoile massive sont rejetés dans le milieu interstellaire soit au travers des vents stellaires, soit par l'explosion de type supernova qui marque la fin de la vie d'une étoile massive. Sans ces objets, la composition chimique de notre système solaire ne serait donc pas celle que nous connaissons.

L'étude des propriétés des étoiles massives est donc essentielle pour notre compréhension de l'évolution et de la dynamique de notre Galaxie, car elles jouent un rôle crucial dans ce domaine. C'est pourquoi le GAPHE consacre tant d'efforts à une étude observationnelle multi-longueur d'onde de ces objets.

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Paramètres physiques

vitesses de WR20a

Mesurer la taille, la masse, la luminosité ou la température d'une étoile n'est pas chose aisée. On ne peut évidemment pas placer les astres sur une balance ou à côté d'un mètre ! La masse est un des paramètres physiques les plus difficiles à estimer précisément. En fait, il n'y a qu'un moyen pour ce faire : étudier des binaires spectroscopiques à éclipses. Grâce aux lois de Kepler, l'analyse des variations de vitesse radiale (déterminée par effet Doppler) fournit une évaluation de la masse - à l'inclinaison près ! Les variations de luminosité lèvent cette incertitude et permettent en outre de déterminer les rayons des astres et, partant, leur distance. Le GAPHE s'est ainsi spécialisé dans l'étude des systèmes binaires, notamment en développant des techniques de recherche de période ou de désengluage des spectres. Appliquées à des amas, elles permettent aussi de contraindre la fraction globale de binaires, un paramètre fortement lié aux modèles de formation stellaire et qui semble varier d'un amas à l'autre suivant la densité stellaire.

HR

En outre, l'ajustement de modèles d'atmosphère aux spectres observés permet de déterminer la température effective des étoiles, leur gravité, les caractéristiques de leur vent, ainsi que leur composition chimique en surface. Les abondances stellaires sont importantes car elles permettent de détecter un mélange, qui peut provenir de l'évolution naturelle de l'astre, d'un épisode de transfert de masse dans une binaire, ou encore de la présence de processus particuliers (liés une rotation rapide, aux champs magnétiques,...). Les étoiles massives sont également de bons indicateurs de l'abondance actuelle en metaux du milieu interstellaire et sont de plus facilement observables à de grandes distances. Ceci permet, en conjonction avec l'étude de populations stellaires plus anciennes, de mieux comprendre l'évolution chimique de notre Galaxie.

GAIA

Pour améliorer encore nos connaissances de ces étoiles, il est indispensable d'en observer un grand nombre avec précision. C'est pourquoi le GAPHE s'investit particulièrement dans la mission européenne GAIA. Successeur d'Hipparcos, ce satellite mesurera pendant 5 ans dix mille fois plus d'objets que son prédécesseur, soit un milliard d'étoiles de notre Galaxie. Il fournira de la photométrie, de l'astrométrie et de la spectroscopie, ce qui permettra de déterminer la distance (donc la luminosité absolue - paramètre physique ne pouvant être déterminé autrement), la vitesse (donc la structure 3D de notre Galaxie), et la multiplicité des étoiles. Parmi les astres observés, il devrait y avoir 50 000 étoiles OB, qui nous intéressent particulièrement. Depuis plusieurs années, le GAPHE participe activement à l'élaboration du logiciel de traitement des données de cette mission ambitieuse.

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Etoiles Wolf-Rayet

spectres

Nommées en l'honneur des astronomes français Charles Wolf et Georges Rayet qui, en 1867, découvrirent dans la constellation du Cygne les 3 premières étoiles de ce type, les étoiles Wolf-Rayet - notées couramment WR - sont des objets très chauds (température effective d'au moins 50000 K) et très lumineux (luminosité environ 300 000 fois supérieure à celle du Soleil) dont le spectre présente des caractéristiques particulières, les rendant facilement identifiables : présence de raies d'émission très larges et très intenses de l'hélium, de l'azote, du carbone et de l'oxygène et absence quasi-générale de raies d'absorption. Utilisant la présence de ces raies intenses en émission, le GAPHE a développé un système de filtres permettant de répérer facilement les WR dans d'autres galaxies, et l'a utilisé avec succès au cours des dernières années.

Les étoiles de type Wolf-Rayet se répartissent en trois sous-classes, définies en fonction des éléments responsables des raies d'émission dominantes : les WN (raies d'He et N), les WC (raies d'He, C et O) et - d'introduction plus récente - les WO (raies d'He, C et O très ionisés). Par rapport à une composition de type solaire, les WN présentent donc des abondances fortement renforcées de l'hélium et de l'azote alors que leur abondance en carbone et oxygène est réduite. Dans les WC, par contre, c'est l'hélium, le carbone et l'oxygène qui apparaissent en grande abondance, alors qu'on n'y trouve aucune trace d'azote. L'hydrogène ne semble présent, en très faible proportion, que dans quelques rares WN. Cette absence d'hydrogène dans la quasi-totalité des WR constitue d'ailleurs une des caractéristiques notoires de ce type d'objet.

La composition chimique non-solaire est en accord qualitatif avec les scénarios selon lesquels, dans les WR, nous observons les produits de réactions nucléaires qui ont eu lieu au coeur de l'étoile (combustion de l'hydrogène via le cycle CNO dans le cas des WN; combustion de l'hélium dans le cas des WC). Il est en effet maintenant généralement accepté que les étoiles de type WR représentent une étape avancée de l'évolution des étoiles massives, essentiellement des étoiles de type O. Divers scénarios ont été proposés pour expliquer l'apparition en surface des produits de combustion. Le plus populaire pendant longtemps a été un transfert de masse dans le cas de systèmes binaires serrés, transfert de masse qui met à découvert les couches profondes de la composante initialement la plus massive du système binaire, mais d'autres scénarios ont également été proposés, scénarios qui ne nécessitent pas la présence d'un compagnon proche (modèles d'évolution incluant la perte de masse et des processus de mélange des couches internes).

WR102

Malgré leur nombre limité (environ 300 objets répertoriés dans notre Galaxie), les WR jouent un rôle crucial dans la vie, dans l'écologie des galaxies notamment à cause de leur perte de masse importante (~10-5 fois la masse du Soleil par an). Outre l'apport en énergie cinétique (cf. "bulles"), ce qui rend particulièrement intéressant cet apport de matière au milieu interstellaire par les WR, c'est le fait qu'il s'agit presque essentiellement de produits de la fusion nucléaire de l'hydrogène ou de l'hélium : le vent des WR contribue de façon importante à l'enrichissement chimique du milieu galactique.

En dépit de leur intérêt, les WR restent  des objets encore très mal connus. Une incertitude majeure concerne la fraction de binaires dans la population d'étoiles WR, et partant, l'importance de la binarité dans l'évolution des WR. C'est pourquoi le GAPHE procède à des campagnes d'observations de WR afin de mettre en évidence la signature éventuelle de compagnons. Nous avons ainsi pu caractériser de nombreux systèmes binaires encore inconnus, par exemple WR25 et WR20a.

La perte de masse étant une propriété cruciale des WR, il est important de la caractériser au mieux. Le GAPHE a donc naturellement étudié la variabilité de ces astres, intimement liée à ces vents stellaires. Grâce à des campagnes intensives d'observations, nous avons recherché des changements périodiques dans la luminosité des WR, pouvant être liées à des structures dans les vents stellaires. D'autre part, nous avons procédé à des analyses multi-longueur d'ondes de collisions de vents impliquant des WR, par exemple WR22, WR20a, ou WR21a, qui nous ont permis de mieux comprendre ces systèmes.

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Etoiles variables et/ou particulières

De nombreuses étoiles présentent des variations spectroscopiques et/ou photométriques. Celles-ci intéressent particulièrement le GAPHE, qui a développé et utilise un arsenal de techniques permettant de caractériser de tels changements (détection, recherche de périodes, évolution le long du profil de raie, etc.).

Ces variations peuvent être liées à des vibrations de la surface stellaire et l'observation de ces oscillations, combinées à des modèles théoriques, peut nous renseigner sur les paramètres physiques régnant au coeur des astres. Peu d'étoiles massives sont connues pour "vibrer", et le GAPHE étudie ces quelques rares cas, comme par exemple HD93521. Le GAPHE a également participé à l'analyse des données CoROT d'étoiles O, un ensemble unique d'observations photométriques couvrant les micro-variations de ces objets durant plusieurs semaines.

Les variations observées pour les étoiles massives peuvent également être liées au vent stellaire. En effet, ce vent n'est pas parfaitement homogène : il existe des inhomogénéités dans cet écoulement de matière instable par nature, voire des structures à grande échelle d'origines diverses (confinement magnétique, collisions de vents, etc.). Le GAPHE étudie depuis longtemps ce type de variabilité, en particulier pour les étoiles massives de type particulier (Of?p, Of, Oef, Oe). Nos observations ont conduit à la caractérisation de leurs structures ainsi qu'à la découverte de périodicités dans certains objets.

Certaines étoiles massives présentent des types spectraux particuliers, comme par exemple les Of déjà évoquées. Les particularités de ces astres peuvent s'expliquer de deux manières : soit il s'agit d'étoiles traversant une étape évolutive courte donc rarement observable, soit il s'agit d'objets pour lesquels un paramètre physique possède une valeur exceptionnelle (par exemple un champ magnétique intense). Le GAPHE analyse de tels objets et tente de comprendre l'origine de leurs particularités. Pour ce faire, nous combinons des observations multi-longueur d'ondes, la recherche de variabilité, et l'analyse de l'environnement de ces étoiles.

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Etoiles PMS

Les étoiles massives ne naissent pas seules, mais au sein d'amas stellaires. Toutefois, la formation des étoiles n'est pas un processus égalitaire : il se forme bien plus d'étoiles de faible masse. Ainsi, pour une étoile de masse comprise entre 60 et 120 masses solaires, il se forme 250 étoiles de masse comprise entre 1 et 2 masses solaires ! En outre, même si elles sont nées au même moment, toutes les étoiles d'un amas n'en sont pas au même stade de développement. Les étoiles massives évoluant rapidement, observer un amas qui en possède signifie observer aussi des étoiles de faible masse encore en formation, dites "de pré-séquence principale" (PMS, par ex. les T Tauri).

Courbe de lumiere des PMS

Nos observations d'amas dans le domaine X nous ont naturellement conduit à étudier ces objets. En effet, ces observations permettent de détecter facilement certaines catégories d'étoiles PMS difficillement identifiables par d'autres techniques. Ainsi, ces objets jeunes possèdent une émission X mille fois plus intense qu'en phase adulte et elles traversent des phases violentes, qui se traduisent par des éruptions et des augmentations brutales de luminosité X. L'analyse de la courbe de lumière de ces éruptions permet de contraindre les paramètres des boucles coronnales. Pour compléter ces informations, nous observons également ces objets au travers de filtres H-alpha. Une émission intense à cette longueur d'onde indique généralement la présence d'un disque d'accrétion.

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