Les toiles

Les toiles Wolf-Rayet

Une toile Wolf-Rayet est une toile chaude, massive et volue prsentant un taux de perte de masse trs lev d un fort vent stellaire (semblable au vent solaire). Elles furent dcouvertes en 1867 par Charles Wolf et Georges Rayet, de l'Observatoire de Paris. Wolf et Rayet avaient observ, dans 3 toiles de la constellation du Cygne, d'tranges raies en mission. D'ailleurs, le prototype de telles toiles dans notre Galaxie s'appelle P Cygni (toile P dans la constellation du Cygne). On pense que les toiles Wolf-Rayet sont les descendantes des toiles massives de type spectral O ou B, c'est--dire les toiles initialement les plus massives (qui ont une masse comprise entre 9 et 80-150 masses solaires). On parle d'une " toile Wolf-Rayet " pour dire une toile " de type Wolf-Rayet ", plutt qu'une " toile de Wolf-Rayet " (comme on parle de l'" toile de Barnard ").

Les toiles Wolf-Rayet sont des toiles qui ne sont, en grande majorit, plus sur la squence principale, c'est--dire que la combustion qui se droule dans leur coeur est la combustion de l'hlium (puis plus tard celle du carbone, puis de l'oxygne etc.), et non plus celle de l'hydrogne (comme c'est le cas des toiles sur la squence principale justement). En fait, on parle plus souvent du stade (volutif) Wolf-Rayet, ou d'une toile montrant des caractristiques Wolf-Rayet. D au fait que l'toile possde un vent stellaire important, tellement important que le vent est optiquement pais, cela n'a pas de sens de parler de surface (hydrostatique) de l'toile comme c'est le cas d'toiles " normales ", de plus faible masse, comme le Soleil.

Dcouverte

MM. Wolf et Rayet dcrivent ainsi leur dcouverte :

" Parmi les nombreuses toiles dont la lumire a t tudie l'aide d'un prisme, on n'en connat qu'une seule, Gamma de Cassiope, dont le spectre offre constamment des lignes brillantes. Nous avons l'honneur de signaler l'Academie l'existence de semblables lignes dans trois toiles de la constellation du Cygne... Leur spectre se compose d'un fond clair dont les couleurs sont peine visibles. Tous trois prsentent une srie de lignes brillantes. L'identification des lignes lumineuses de ces toiles avec celles des spectres des gaz incandescents nous a t impossible... "

Aprs leur dcouverte, il a fallu attendre les travaux de Peter Conti et de ses collgues, en 1983 pour que les toiles Wolf-Rayet soient identifies comme les descendantes d'toiles ayant une masse initiale suprieure 40 masses solaires.

Les toiles les plus massives?

C'est parmi les toiles Wolf-Rayet qu'il faut chercher les toiles vritablement les plus massives de l'univers. En effet, les toiles les plus massives connue ce jour sont des Wolf-Rayet dans notre galaxie : WR 20a, dans l'amas stellaire Westerlund 2, ainsi que NGC 3603 A1, dans l'amas NGC 3603. Il semblerait que mme en tant encore sur la squence principale (c'est--dire mme si elle brle encore de l'hydrogne dans le coeur), elle soit suffisamment lumineuse pour montrer des caractristiques Wolf-Rayet, comme des raies en mission d'hydrogne et d'hlium. Bien que de nombreux travaux aient prtendu avoir trouv l'toile la plus massive, comme la Pistol Star, la plupart de ces tudes utilisent des moyens indirects de mesure de la masse. Le seul moyen direct est l'observation d'un systme binaire clipsant. Dans ce cas, l'tude de la courbe de lumire permet de trouver la valeur de l'angle d'inclinaison du systme dans le ciel. Associ aux vitesses radiales, il est ainsi possible de dterminer les masses des deux composantes.

toiles binaires Wolf-Rayet

Les toiles binaires contenant au moins une composante de type Wolf-Rayet sont l'objet de trs nombreuses tudes. En effet, grce au vent stellaire, de nombreux phnomnes particuliers ont lieu. Mais avant tout chose, les toiles binaires Wolf-Rayet furent pendant un temps l'explication propose au problme de leur nombre.

Classification spectrale

Une toile est dite Wolf-Rayet si elle montre certaines caractristiques spectrales prcises dont la plus importante est la prsence de raies d'mission larges principalement d'hlium, mais aussi d'azote, et parfois de carbone et d'oxygne. La force relative et la prsence ou absence de certaines raies permet de classifier l'toile Wolf-Rayet. La classification des toiles Wolf-Rayet est un point toujours dlicat puisque les caractristiques spectrales observables sont le reflet de l'tat du vent stellaire, et non directement de la " surface " de l'toile ou de son coeur, inaccessible.

On distingue deux grandes classes d'toiles Wolf-Rayet : les toiles riches en azote, notes WN et celles riches en carbone, notes WC. De plus, on distingue encore les toiles WN en deux sous-classes : les toiles WNL (pour WN late en anglais, c'est--dire tardive), et les toiles WNE (pour early en anglais, c'est--dire prcoce). Cette distinction est aussi valable pour les toiles WC mais trs peu utilise. Pour tre complet, prcisons que la classification prcise des toiles Wolf-Rayet se dcompose entre 10 sous-types WN, de WN11 WN2, et 7 sous-types WC, de WC9 WC2 (mais les toiles WC sont principalement WC9 ou WC4). La classification prcise dpend de la mesure prcise des forces relatives de certaines raies, comme dfinie dans le systme de classification de Smith, Shara et Moffat (1996, MNRAS, 281, 163). Enfin, les toiles WN11 WN6 sont considres comme des WNL, et les toiles WN5 WN2 sont considres comme WNE.

Ceci peut paratre inutilement compliqu, mais est en fait la consquence, comme souvent en astronomie, de raisons " historiques ". La plupart du temps, les astronomes classifient avant de comprendre. On peut utiliser cette classification pour parler de chemins volutifs. Globalement, le chemin volutif d'une toile massive s'crit ainsi :

O -> RSG/LBV -> WNL -> WNE -> WC -> SN

o O dsigne une toile de type O, RSG (Red Supergiant) dsigne une toile supergante rouge, LBV (Luminous Blue Variable) dsigne une toile de type LBV, et SN dsigne une supernova. Toutes les toiles massives ne traversent pas toutes les phases. Cela dpend de trois paramtres initiaux : la masse, la mtallicit et la vitesse de rotation.

Spectre de l'toiles Wolf-Rayet Wr137.

Spectre de l'toiles Wolf-Rayet Wr137.

volution

Les toiles Wolf-Rayet ont comme progniteurs les toiles intialement les plus massives, les toiles O. Des toiles moins massives ne forment pas d'toiles Wolf-Rayet puisqu'elles ne peuvent pas atteindre le stade de la combustion de l'hlium dans le coeur. Bien que la masse initiale minimum pour former une toile Wolf-Rayet soit connue (environ 15 - 25 masses solaires - cela dpend de la mtallicit ambiante), on ne sait pas du tout jusqu' quelle limite suprieure la masse initiale peut aller, s'il y en a une. Une fois que la combustion de l'hydrogne est termine (fin de la squence principale), la coeur se contracte, l'enveloppe se dilate et l'toile passe par un stade intermdiaire qui peut soit tre stable (RSG - supergante rouge) soit instable (LBV). Il se peut que la combustion en couche de l'hydrogne se fasse pendant ce stade.

Ensuite, si l'toile est suffisamment massive, la combustion de l'hlium dans le coeur dmarre. Puisque cette combustion est largement plus puissante que celle de l'hydrogne, elle dgage beaucoup plus d'nergie, et est l'origine d'un vent opaque et dense. Puisque le vent est opaque (ou optiquement pais) il n'est plus possible de distinguer la surface, et l'toile est une Wolf-Rayet. Le vent d'une Wolf-Rayet est si fort (jusqu' 10-5 masses solaires par an) qu'il enlve petit petit toutes les couches suprieures (riches en hydrogne) de l'toile. Tant que l'toile possde encore de l'hydrogne dans le vent, elle apparat comme une WNL. Une fois que l'hydrogne a disparu, elle devient une WNE.

Les produits de la combustion de l'hlium sont principalement le carbone et l'oxygne. Puisque les couches suprieures de l'toile disparaissent, le carbone devient visible, et l'toile devient une WC. Une fois que la combustion de l'hlium dans le coeur est termine, c'est la combustion du carbone qui commence, dont le produit est principalement l'oxygne. Puis il s'ensuit la combustion de l'oxygne en silicium, et ainsi de suite, jusqu'au fer. Une fois le coeur de fer atteint, l'toile explose en supernova.

Les toiles Wolf-Rayet peuvent donner naissance une multitude d'objets astrophysiques trs intressants. Cela rend leur tude d'autant plus importante. On peut distinguer principalement deux grandes catgories :
  • les rsultats de l'volution d'une toile simple.
  • les rsultats de l'volution d'une toile binaire.
Une toile Wolf-Rayet qui explose en supernova peut donner naissance une toile neutrons ou un trou noir. L'apparition de l'un ou de l'autre dpend de la quantit de matire qui n'est pas jecte par l'explosion. Si la masse de l'objet central aprs l'explosion est plus grande que 1,4 masses solaire, le rsultat sera une toile neutrons. Si elle est plus grande que 3 masses solaires, le rsultat sera un trou noir. Il est aussi possible que l'explosion dtruise compltement l'toile, et que toute la matire soit jecte dans le milieu interstellaire.

Bien que la question de savoir s'il faille une toile binaire ou non ne soit pas encore rsolue, les toiles Wolf-Rayet sont considres comme les progniteurs des fameux sursauts de rayons gamma ((en) "Gamma-Ray Burst"). Le modle le plus accept pour l'instant est le modle du " collapsar " (du verbe collapse, s'effondrer en anglais, ne pas confondre avec le saut collapsar). Il dcrit comment l'effondrement de l'toile en trou noir durant la supernova cr un jet trs haute nergie, et produit des rayons gamma.

Les rsultats de l'volution d'une toile binaire Wolf-Rayet, c'est--dire qu'au moins l'une des deux toiles est une Wolf-Rayet, sont peut-tre encore plus intressants puisqu'encore plus varis. Lorsque l'toile Wolf-Rayet explose en supernova, il y a deux possibilits pour le systme binaire. Soit il se dtache, soit il reste attach.

  • Quand le systme se dtache, il produit alors une toile neutrons ou un trou noir haute vitesse, qui part se balader dans l'espace interstellaire. La seconde toile part dans la direction oppose. Des tudes rcentes ont russi reconstruire le parcours d'une toile neutrons haute vitesse, et celui d'une toile massive. Ils ont montr que les deux objets avaient la mme origine spatiale, et qu'ils avaient t forms trs certainement dans l'amas d'toiles qui se trouvait entre les deux. Cela a t fait aussi pour un trou noir, bien que cela soit largement plus difficile d'tudier un trou noir isol dans l'espace.
  • Si le systme reste li, il acquiert certainement une grande vitesse spatiale due l'explosion. Cependant, on se retrouve avec un systme courte priode contenant une toile neutrons ou un trou noir, avec une toile secondaire. Si l'toile secondaire est une toile de faible masse (quelques masses solaires), sa matire est aspire en direction du trou noir ou de l'toile neutrons. Cela cre un disque d'accrtion qui spirale autour de l'objet compact, et produit beaucoup de rayons X. Lorsque l'objet compact est une toile neutrons, on parle de binaire X de grande masse ((en) "High-Mass X-ray binary" ou HMXB). Lorsque l'objet compact est un trou noir, on parle d'un microquasar. Les microquasars sont l'quivalent l'chelle stellaire des quasars dans les galaxies actives. Dans ces dernires, un tore de poussires et de gaz enveloppe un trou noir de plusieurs millions de masses solaires.
Encore plus trange : lorsque l'toile secondaire est une toile relativement massive, elle volue naturellement vers le stade d'toile gante rouge. Son rayon crot alors de manire incroyable (plus d'un facteur 100), et peut alors absorber l'toile neutrons ! C'est la phase d'volution avec une enveloppe commune. L'toile neutrons spirale alors l'intrieur de l'toile gante rouge. En fonction du gradient de densit de l'enveloppe de la gante rouge, les modles prdisent qu'il est possible que l'toile neutrons reste prisonnire l'intrieur. Le rsultat serait que l'toile neutrons prenne la place du coeur de l'toile ! On parle alors d'objets de Thorne-Zytkow, des noms des deux premiers qui ont thoris l'existence de tels objets : Kip Thorne et Ana Zytkow.

Bien que d'autres modles montrent que ce genre d'objet n'est pas stable cause d'une perte d'nergie par neutrinos (ce qui provoquerait l'effondrement complet de l'objet en un trou noir), des programmes d'observations ont t lancs pour savoir si les objets de Thorne-Zytkow existaient bel et bien. Il a t propos dans la littrature que les toiles Wolf-Rayet de type WN8 soient justement des objets de Thorne-Zytkow. En effet, les WN8 sont caractrises par le fait qu'aucune d'elle ne soit apparemment une toile binaire, qu'elles sont souvent en dehors des amas ou des associations, qu'elles possdent une grande vitesse spatiale, et qu'elles montrent systmatiquement un trs grand taux de variabilit stochastique aussi bien en photomtrie qu'en polarimtrie ou en spectroscopie.

ce jour, aucune preuve observationelle n'a permis de savoir si les objets de Thorne-Zytkow existaient, et s'il fallait les trouver parmi les toiles Wolf-Rayet de type WN8.

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