2/ Les vents stellaires chauds des étoiles [WC/WO] apparaissent

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. Certaines galaxies (appelées « galaxies WR ») contiennent une large
population d’étoiles WR, et leur spectre est dominé par des raies d’émission HeII, et parfois NIII (type
WN présent uniquement pour les WR massives).
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 1 er prix de l’encadrement de
thèse en co-tutelle octroyé au Québec) ; et Laure Lefèvre (2002-2005).
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 2001), et 2
posters au Symposium IAU 212 (Massive stars, Mexico 2002), plus 2 autres communications
(Mexico2000, Torun2000).
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
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) et
R. Monier, 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] ?
2/ Les vents stellaires chauds des étoiles [WC/WO] apparaissent tous fragmentés et
intermittents
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  = 36 (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.
2
3/ Les nébuleuses autour des étoiles [WC/WO] sont turbulentes !
- 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. 2003).
Les étoiles WR massives
- 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.
3
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).
- 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).
___________________________________________________
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.
4