Vents stellaires et pertes de masse :

Les noyaux [WR] des nébuleuses planétaires et les WR massives

 

Divers chercheurs ont apporté leur collaboration : Köppen Joachim, observatoire de Strasbourg ; Cuisinier François, Université de Rio de Janeiro, Brésil ; Gesiki Kris et Szcerba Richard, Institut d’astronomie, Torun ; Lundström Ingemar, Lund, Norvège ; Parthasarathy Mudumba, Bengalore, Inde ; Garcia-Segura Guillermo, Institut d’astronomie UNAM, Mexico.

 

 Le phénomène WR : vents fragmentés, nébuleuses turbulentes

 

Le phénomène WR marque les dernières étapes de la vie stellaire, et se manifeste par des vents violents conduisant à un spectre dominé par de larges émissions, similaires pour les étoiles WR massives et les étoiles [WR] de faible masse au centre de nébuleuses planétaires. L’impact sur l’environnement circumstellaire et l’écologie du milieu interstellaire est important par l’apport de matière et d’impulsion.

Quelle que soit la masse de l’étoile, l’histoire des vents est comparable : le vent rapide et ténu succède à un vent plus lent et plus dense éjecté à un stade évolutif AGB ou LBV antérieur (de quelques milliers d’années seulement) ; ce vent épais détermine la masse et la chimie de la nébuleuse observée. D’autre part, la collision du vent rapide avec le vent lent détermine en grande partie la morphologie des nébuleuses éjectées.

 

Une analyse de spectres d’étoiles WR a été entreprise par A. Acker et ses collaborateurs, pour contraindre les mécanismes d’accélération et de maintien des vents au cours de leur histoire, et étudier les singularités des enveloppes éjectées. Ces travaux, soutenus par le PNPS et le PICS France-Pologne, ont été conduits partiellement (en particulier pour les WR massives) en collaboration avec l’Université de Montréal, dans le cadre de 2 thèses en co-direction Moffat-Acker : Y. Grosdidier (1997-2000, une co-direction jugée excellente et nous valant en 2001 le 1er prix de l’encadrement de thèse en co-tutelle octroyé au Québec) ; et Laure Lefèvre (2002-2006).

Les résultats obtenus ont paru dans 13 publications dans A&A et ApJ (dont 6 avant 2000), plus un article de revue et 4 posters au Symposium IAU 209 (Planetary Nebulae, Canberra, Proceedings 2004), et 2 posters au Symposium IAU 212 (Massive stars, Mexico 2002), plus 2 autres communications (Mexico2000, Torun2000).

 

v     Les étoiles WR au centre de nébuleuses planétaires (ECNP)

Les NP constituent une phase de quelques 104 ans dans l’évolution d’étoiles de 0.8 à 5-8 masses solaires. Cette étape suit le stade post-AGB, qui, lui, ne dure que quelques 103 ans. La plupart de ECNP ont une atmosphère riche en hydrogène, et moins de 10% ont une enveloppe pauvre en H et sont de type [WR], ce qui implique un rapport luminosité/masse élevé, donc une active combustion en couches. L’observation des ECNP de type [WR] permet de poser des contraintes sur les modèles théoriques d’étoiles à combustion d’helium.

Depuis 1994, une centaine de spectres (ESO tél.1.52+BC, 3.60+EFOSC, 1.4+CAT, et OHP tél.1.52+Aurélie) à bon rapport signal/bruit, ont été obtenus par A. Acker dans les trois buts suivants, qui nécessitent un pouvoir de résolution croissant : 1/ quantifier la séquence évolutive des [WR] (tout le spectre stellaire dans le domaine optique, R=1500) ; 2/ analyser la loi de vitesse du vent stellaire (profil de raies d’émission stellaires, R~10 000) ; 2/ étudier le champ de vitesse dans la nébuleuse autour des [WR] (profil des raies nébulaires, R~60 000). L’étude est compliquée par le fait que les ECNP sont faibles (magnitude de 10 à 14 pour les 30 les plus brillants), et les raies stellaires larges et parfois mélangées avec les raies nébulaires.

 

1/ La séquence évolutive des étoiles [WC/WO] est régie parl’histoire des vents

- Une nouvelle grille de classification quantitative des étoiles [WR], établie par A. Acker, est basée sur 20 rapports de raies à potentiel d’ionisation croissant, et met en évidence deux séquences de spectres (sans relation avec l’abondance chimique), les plus chauds dominés par les raies de l’oxygène ionisé (types [WO1] à [WO4]), les plus froids dominés par les raies moins ionisées du carbone (types [WC4-11]). Contrairement aux WR massives, les types chauds [WO 1-4] et [WC4] dominent largement, et le type WN est absent.

- Les vents vont en accélérant en suivant la séquence évolutive, depuis [WC11] (suivant immédiatement la phase post-AGB) aux [WC4], puis atteignent des vitesses terminales de 5000 km/sec pour un petit groupe d’étoiles [WO4pec] (découvertes dans ce travail), pour se stabiliser ensuite à haute température stellaire. Il est possible que cette grande vitesse marque la transition entre les phases initiales de l’éjection de masse – faible régime inertiel, dominé par la poussée du moment du vent - et les phases ultérieures poussées par l’énergie, en relation avec le champ de vitesse turbulent des nébuleuses elles-mêmes (Acker & Neiner 2003).

- La transition entre les stades proto-NP et NP est étudiée, lien mal connu en particulier à cause de l’enveloppe AGB poussiéreuse. A partir de spectres à hautes résolution et signal/bruit d’environ 50 objets (dont env. 10 sont déjà observées), en collaboration avec R. Tylenda et M. Schmidt (Torun), nous déterminons Teff et log g, puis en comparant avec les modèles (Torun), nous déduisons la masse (entre 0.55 et 0.65 masses solaires pour les noyaux NP). L’évolution des vents nous donnera peut-être des indices sur la formation du phénomène [WR] ?

Une séquence régie par le vent : Variations de la vitesse terminale et de la température du vent  le long de la séquence évolutive [WC11] à [WO1], en passant par des valeurs maximales pour les étoiles [WO4pec] découvertes ici.

        Acker & Neiner, 2003

 

 

2/ Les vents stellaires chauds des étoiles [WC/WO] apparaissent tous fragmentés et intermittents

 

Variations du profil des raies CIII et CIV du spectre du noyau [WC8] de NGC 40,  sur une période de 400 min (1.52m OHP).

 
 

 

 

 

 


Des vents stellaires fragmentés :

Le suivi temporel de raies stellaires CIII et CIV montre des sous-structures rapidement variables sur le « plateau » des émissions (Grosdidier, Acker, Moffat, 2000, 2001).

Pour 6 ECNP de types [WO] et [WC], on trouve une loi de vitesse empirique du vent avec b = 3-6 (au lieu ½). Les vents apparaissent variables de façon stochastique sur des échelles temporelles relativement courtes, ce qui est compatible avec une origine turbulente.

Cette variabilité est tout à fait similaire à celle observée pour deux WR massives de type WC 9 et WC 8.

Donc, le processus de fragmentation des vents apparaît comme étant un phénomène purement atmosphérique, malgré les grandes différences entre les deux types d’étoiles progéniteurs.

 

3/ Les nébuleuses autour des étoiles [WC/WO] sont turbulentes !

 


Des nébuleuses turbulentes :

 Profils à haute résolution des raies Ha, [OIII] et [NII] d’une nébuleuse à noyau O (en haut, 1.52m OHP), et de 3 nébuleuses à noyau WC : ici, des mouvements turbulents élargissent toutes les raies, quelles que soient la largeur thermique et la vitesse d’expansion (en bas, CAT-ESO).

         Acker, Gesicki, Grosdidier,  2002

 

 

- Pour sonder le champ de vitesses des nébuleuses éjectées par les étoiles [WR], nous avons utilisé le code de Torun (Richard Sczcerba) appliqué par Kris Gesicki aux nébuleuses planétaires. Une collaboration régulière s’est nouée autour de ce thème, grâce au soutien du PICS France-Pologne.Des observations à très haute résolution spectrale de 4 à 11 raies nébulaires ont été comparées aux raies modélisées, pour en déduire les distributions radiales en vitesse et densité des gaz nébulaires (stage de DEA de Coralie Neiner, Neiner et al. 2000).

- Les raies de 16 NP à noyau [WR] comparées à celles de à 8 NP « normales » ont montré une évidence spectrale de vitesses turbulentes finies, superposées à une expansion pratiquement constante pour les [WR] – alors que la vitesse d’expansion croît vers l’extérieur pour les NP autour d’étoiles O, dans lesquelles aucune turbulence n’est décelée. Cette étude suggère que les [WR] se trouvent relativement plus longtemps que les autres ECNP dans le premier régime de perte de masse, où les zones les plus denses du vent fragmenté peuvent perdurer à cause des vents très rapides des étoiles [WR] permettant aux inhomogénéités du vent d’exciter des instabilités engendrant la turbulence observée (Acker et al. 2002).

- L’étude de la cinématique interne et de la turbulence a été élargie à l’étude du champ de vitesses de 73 NP. La vitesse d’expansion et le rayon nébulaire conduisent à un âge dynamique ; utilisant la température stellaire, on peut évaluer la luminosité, et la masse du noyau des NP (en comparant avec des tracés évolutifs) : les 73 objets se concentrent autour du tracé de Schoenberner de 0.61 Msol, ce qui est un peu supérieur à la masse des naines blanches locales (Gesicki, Acker, Zijlstra, 2003).

- Enfin, dans un stage de DEA 2003, Pascal Girard conduit sous la direction de A. Acker et J. Köppen l’étude chimique des NP à noyau [WR] : ont-elles une abondance N/O et He/H plus importante que les autres NP, indiquant alors un progéniteur plus massif ? L’abondance varie-t-elle le long de la séquence évolutive ? (Köppen et al. 2006).

 

 

v     Les étoiles WR massives

 
 


1 - La nébuleuse M1-67 autour de WR 124, étoile WN massive, a été observée à haute résolution spatiale (http://cfa-www.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/wrstars.html). La structure en densité a été analysée à partir de nos images HST et CFH (Fabry-Perot 2D) : coquille épaisse en accélération, sans bipolarité ; découverte d'une structure chaotique en filaments, et de structures à petite échelle, avec un régime semblant intermittent.

Pour le champ de vitesses : sur toute la nébuleuse, une corrélation apparaît entre les "résidus" en vitesse radiale et la distance à l'étoile, de 0.02 à 0.22 pc, ce qui est l’indice d'un faible régime inertiel, mais sans corrélation avec la structure du champ de densité.

Le modèle de la phénoménologie de la turbulence supersonique compressible (et non celle à la Kolmogorov) est confirmé sur au moins deux ordres de grandeur en distance projetée. De plus la fonction de structure à l'ordre 2 confirme les lois empiriques de Larson ; ces deux resultats se comprennent si le champ de vitesse est multifractal (i.e. l'exposant de "rugosité" dépend de la position) – ce qui est clairement prouvé par l'analyse DTM donnant des indices ~1.90-1.92 et C1 ~0.04.. Cette étude pourrait être reliée à une estimation des fluctuations de température et d’anomalies chimiques (Grosdidier et al. 2002).

 

2 - La transition entre les étoiles massives O,B et les étoiles WR est étudiée (thèse de Laure Lefèvre) en comparant les variations temporelles observées pour les deux types d’étoiles en photométrie et en spectroscopie, et en particulier avec le microsatellite canadien MOST (Microvariabilité et Oscillations Stellaires, lancement 2003) (Lefèvre et al. 2005,2006).

 

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En conclusion, cette étude des étoiles WR (ECNP et WR massives) nous a permis de décrire, pour la première fois, une histoire complète des vents, depuis leurs propriétés à la surface de l’étoile jusqu’à leur interaction avec le milieu pré-existant, dans le cadre d’un scénario de vents interactifs perturbés par des instabilités hydrodynamiques et radiatives.

-          L’universalité de la variabilité et de la fragmentation des vents a été démontrée, quelle que soit la masse de l’étoile.

- La cinématique des gaz éjectés par les étoiles WR peut être décrite par des mouvements turbulents surimposés à une expansion globale. Notre étude statistique de la nébuleuse M1-67 ouvre une voie pour quantifier la turbulence.