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 contiennent une large population d’étoiles WR, et leur
spectre est dominé par des raies d’émission HeII, et parfois NIII (type WN des 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 tres dense éjecté à un stade évolutif AGB ou LBV antérieur de
quelques milliers d’années ; ce vent épais détermine la masse et la chimie de la nébuleuse observée,
alors que la collision du vent rapide avec le vent lent détermine en grande partie la morphologie des
nébuleuses éjectées.
Une étude 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 structures
en densité et vitesse des enveloppes éjectées. Ces travaux sont soutenus par le PNPS et le PICS
France-Pologne, et sont conduits partiellement 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 (2002-2005).
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 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, A. Acker et ses collaborateurs analysent une centaine de spectres obtenus à l’ESO
(tél.1.52+BC, 3.60+EFOSC, 1.4+CAT), et l’OHP (tél.1.52+Aurélie).
1/ La séquence évolutive des étoiles [WC/WO] est régie parl’histoire des vents
- Une nouvelle grille de classification quantitative des étoiles [WR] est établie, 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 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 [C03.35 et Acker&Neiner2003].
- 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 les [WO4pec] (découvertes dans ce travail), pour se stabiliser ensuite à
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haute température stellaire. Cette grande vitesse pourrait marquer 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].
- Enfin, dans un stage de DEA 2003, Pascal Girard étudie sous la direction de A. Acker et J.
Köppen la chimie 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 ?.
- La transition entre les stades proto-NP et NP est étudiée, à partir de spectres à hautes
résolution et signal/bruit, en collaboration avec R. Tylenda et M. Schmidt (Torun) et R.
Monier : estimation de Teff et log g, puis en comparant avec les modèles (Torun), déduction
de la masse.
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
[P00.16, P01.13, C02.27, C03.36, Grosdidier et
al IAU212-1].
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 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 !
- Pour sonder le champ de vitesses des nébuleuses éjectées par les étoiles [WR], nous
avons utilisé le code de Torun. Des observations (R~60 000) 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, P00.26, C01.26,C03.39].
- Les raies de NP à noyau [WR] comparées à celles de à 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.Donc les
[WR] pourraient se trouver 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
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perdurer à cause des vents très rapides des étoiles [WR] permettant aux inhomogénéités du
vent d’exciter des instabilités engendrant la turbulence observée [P02.1].
- L’étude de la cinématique interne et de la turbulence a été élargie à 73 NP. La vitesse
d’expansion et le rayon nébulaire conduisent à un âge dynamique ; utilisant la température
stellaire, on peut évaluer la luminosité, puis la masse du noyau des NP (en comparant avec
des tracés évolutifs) : les objets se concentrent autour du tracé de Schoenberner de 0.61
Msol, valeur un peu supérieure à la masse des naines blanches locales [P03.5].
Les étoiles WR massives
- La nébuleuse M1-67 autour de WR 124, étoile WN massive. La structure en densité et le
champ de vitesse ont été analysée par Y. Grosdidier à partir de nos images HST (http://cfawww.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/wrstars.html) et CFH (Fabry-Perot 2D) : structure
chaotique en filaments et structures à petite échelle, avec un régime semblant intermittent.
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 turbulence supersonique
compressible (et non celle à la Kolmogorov) est validé. La fonction de structure à l'ordre 2
confirme les lois empiriques de Larson ; donc 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.. Une relation avec des fluctuations de
température et d’anomalies chimiques est recherchée [P01.14 et Grosdidier et al.
IAU212_2]. Cette étude statistique ouvre une voie nouvelle pour quantifier la turbulence.
- 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 spectroscopie et en photométrie et en particulier avec le microsatellite canadien
MOST (Microvariabilité et Oscillations Stellaires, lancement 2003).
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Publications à rajouter/modifier
2003: Acker A., Neiner C. : A new quantitative analysis of [WR] CSPN, A&A v. 403, 659
Proceedings IAU 209 “Planetary nebulae” Canberra 2001 (sous presse)
Grosdidier Y. : Planetary nebulae and WR stars article de Revue (Revue invitée)
Proceedings IAU 212 “Massive stars Odyssey” Lanzarote, Espagne, 2002 (sous presse)
Grosdidier Y., Acker, A., Moffat A. Wind inhomogeneities in WR central stars of PN
Grosdidier Y., Moffat A., Blais-Oulette, Joncas, , Acker A.: CFHT FP 2D spectroscopy of M167: universal multifractal analysis and turbulent status
Supprimer C00.21 = C02.27
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