L = 10

VLS Resch JM Page 1
La détermination de la masse des étoiles est
un des sujets les plus complexes de
l'astronomie. De fait l'univers ne nous est
accessible que par la lumière que nous
pouvons recevoir dans nos instruments.
Pour déterminer la température d'une étoile,
le spectre récolté est un outil puissant qui
permet de ranger les étoiles en différents
types et classes.
On obtient ainsi un diagramme couleur-
magnitude1 avec lequel on peut évaluer les
caractéristiques physiques des étoiles comme
la température, le rayon, la luminosité. On
applique sur la lumière qui arrive, les lois
expérimentales trouvées au laboratoire et
relatives au rayonnement d'une source
chauffée.
Pour la masse ce sont les études patientes des
étoiles doubles qui permirent d'accéder à la
mesure directe de cette grandeur.
Il fallut que le diamètre des instruments
augmente pour pouvoir séparer les couples de
plus en plus serrés et un travail sur des
dizaines d'années permettant d'obtenir des
positions mutuelles précises d'une binaire
physique.
La mécanique classique et le mouvement
képlérien permettent ensuite d'obtenir la
masse des étoiles après avoir défini les
paramètres orbitaux du couple.
Le Soleil, sur la séquence principale, sert de
référence. Les étoiles de la séquence
principale sont des naines.
1 On parle aussi de diagramme HR selon l’axe des
abscisses (type spectral figure 1)
Figure 1 Le diagramme montre que les étoiles ne se
répartissent pas n’importe où. Les plus lumineuses sont
dans la partie bleue ou rouge et correspondent
respectivement à des étoiles soit très chaudes, soit très
grosses.
La luminosité est en rapport avec la
magnitude du soleil (proche de 5) pour
laquelle on prend ici Ls =1
On obtient finalement :
L = 10(MV-5)/-2.5
On comprend alors le résultat :
MV=0
L=102
100
MV=-5
L=104
10 000
MV=-10
L=106
1 000 000
Pour -10 on voit que la luminosité de l’étoile
est un million de fois plus grande que pour le
soleil.

VLS Resch JM Page 2
Pour la masse ce sont les études patientes des
étoiles doubles qui permirent d'accéder à la
mesure directe de cette grandeur.
Il fallut que le diamètre des instruments
augmente pour pouvoir séparer les couples de
plus en plus serrés et un travail sur des
dizaines d'années permettant d'obtenir des
positions mutuelles précises d'une binaire
physique.
La mécanique classique et le mouvement
képlérien permettent ensuite d'obtenir la
masse des étoiles après avoir défini les
paramètres orbitaux du couple.
C'est ainsi que l'on a pu associer le diagramme
magnitude-couleur avec les masses des étoiles
mesurées directement, ce qui représente en
fait une très petite collection. De cette
association on peut dériver des relations
masse-luminosité qui, partant du type spectral
(donc de la température et de la luminosité)
permettent de dériver la masse. La relation
n'est pas unique mais dépend de la classe de
luminosité et de la composition chimique des
étoiles.
De même les progrès dans la connaissance des
réactions au cœur des étoiles permirent de
définir le devenir d'une étoile dont la masse
est fixée au préalable ainsi que sa
composition. Avec ces seuls critères on peut
déduire le parcours évolutif de l'étoile depuis
sa naissance, sa vie sur la séquence principale,
son excursion ensuite vers un avenir variable
de géante rouge, naine blanche, pulsar, trou
noir.
C’est le rôle de la modélisation. Elle peut
calculer le devenir d’étoiles de masse très
élevée, par exemple de 300 masses solaires
mais jusqu’à présent leur présence dans le ciel
n’était pas repérée. Le problème de la limite
est en effet discuté.
Le problème se situe en effet aux marges de la
modélisation.
Qu'elle est la masse la plus petite au delà de
laquelle on peut avoir une étoile ?
Quelle est la masse la plus grande au delà de
laquelle le système devient incapable
d'assurer le confinement de la matière et donc
l'apparition d'une étoile ?
Dans la partie basse on trouve les naines
brunes. Leur masse se situe alentour de 0.07
masse solaire ou 13 masses de Jupiter la
valeur critique précise étant toujours l'objet
de discussion.
L'observation des naines brunes est difficile
car ce sont de petits objets peu lumineux qu'il
convient d'observer dans l'infrarouge pour en
obtenir des informations.
Dans la partie haute la modélisation montre
que lorsque la masse d'une étoile grandit sa
formation s'accompagne d'un vent solaire et
d'un rayonnement dont l'énergie augmente
considérablement. Ainsi vers 150 à 200
masses solaires l'effet conjugué du
rayonnement et du vent solaire devrait avoir
un résultat répulsif sur le nuage qui contribue
à la construction de l'étoile et empêcher donc
tout autre accroissement de la masse !
Le parcours évolutif montre également que
des étoiles aussi massives se forment très
rapidement. Si on les observe ce sont donc
des jeunes étoiles.
De plus leur évolution est très brève se
chiffrant en millions d'années et pas en
milliards d'années comme le soleil.
Elles devraient donc finir leur vie sous forme
de supernovae et hypernovae et disparaître
rapidement.

VLS Resch JM Page 3
Pour les trouver il convient de les chercher
aux endroits les plus propices: dans les régions
HII 2 où on voit naître les étoiles.
De plus il existe une relation qui montre que
dans de telles régions la masse de l'étoile la
plus massive observée est fonction de la
masse totale de la région.
Par exemple la possibilité de trouver une
étoile qui dépasse 8 masses solaires,
susceptible de subir un effondrement du cœur
générateur de supernova, nécessite un amas
de plus de 100 masses solaires.
Pour une étoile de 150 masses solaires il
faudrait un amas de 10 000 masses solaires.
L'observation n'est pas toujours simple car ces
étoiles sont grégaires et naissent dans des
amas parfois denses où il est difficile de les
séparer et obtenir ainsi des spectres précis.
Elles peuvent aussi être voilées par des nuages
qui les entourent ce qui ne facilite pas
l'observation dans le visible et donc des
mesures précises.
Finalement il convient de rechercher des amas
de plusieurs milliers de masse solaire dans des
régions HII que l'on observera avec des
moyens offrant un pouvoir séparateur et une
transparence optimaux.
Pour cela on utilise le satellite Hubble, le site
du VLT, l'observation à haute résolution dans
le proche infrarouge et une technologie de
traitement du signal en optique adaptative
dérivée du MCAO nommée MAD. 3
2 En spectroscopie HII représente l'hydrogène
ionisé. Ces régions immenses contiennent des
poussières et du gaz. Ce dernier, riche en
hydrogène, est éclairé par le flux d'étoiles très
chaudes donc très jeunes et massives.
Ce flux est enrichi en UV ce qui provoque
l'ionisation du nuage de gaz à proximité des étoiles
d'où le nom de région HII. Ces étoiles sont de type
O ou B, dans la partie bleue du spectre.
3 Multi-Conjugate Adaptive Optics (MCAO)
Multi-Conjugate Adaptive Optics
Demonstrator (MAD)
Ceci permet d'observer un champ dépourvu
de turbulence plus grand que dans le
traitement classique, de quelques secondes
angulaires on passe à quelques minutes
angulaires ce qui permet d'obtenir des images
plus fines et de rehausser les signaux les plus
faibles.
Figure 2 Comparaison des modes de traitement du
signal par optique adaptative.
On a étudié particulièrement deux régions
significatives:
.l'une dans notre galaxie
NGC 3603 qui est une région HII géante, dans
la constellation de la Carène à 20 000 années-
lumière de nous. NGC 3603 contient un amas
ouvert avec 2000 étoiles brillantes et
massives. L'étoile NGC 3603A1 a tenu le haut
du pavé des masses stellaires avec d'autres
étoiles du même amas situant leur masse dans
l'intervalle 105 à 170 masses solaires. Leur
température moyenne était de l'ordre
de 40 000 K.

VLS Resch JM Page 4
.l'autre dans le Grand Nuage de Magellan.
Il est situé en dehors de notre galaxie et
représente une galaxie irrégulière à environ
165 000 al de nous.
On y découvre de nombreuses régions
intéressantes, en particulier 30 Dorade qui est
en fait la nébuleuse émissive NGC 2070 ou
nébuleuse de la Tarentule.
Elle contient des régions intéressantes en
particulier l'amas R136a où se situent des
étoiles très chaudes et brillantes avec une
température moyenne de 53 000K. Ceci
permet d'envisager des masses d'étoiles entre
165 et 320 masses solaires !
R136a1 pourrait-elle se hisser en tête des
étoiles massives ?
Il s'avère que NGC 3603a1 est une binaire
serrée et non pas une seule étoile.
La séparation des composantes n'est pas
simple et nécessite l'utilisation de différents
appareils dont la résolution est différente.
On peut citer le HST/FOS embarqué dans
l'espace, le VLT/SINFONI et VLT/ISAAC qui sont
installés sur le Paranal.
On peut aussi obtenir la séparation de binaires
prises pour une simple étoile très massive et
lumineuse par l'utilisation de techniques
d'optique adaptative dans la bande K avec le
VLT/MAD.4
C’est donc l’utilisation de plusieurs appareils
dans des bandes spectrales différentes qui
permet d’obtenir un visage plus réaliste de
l’étoile observée en particulier pour la
4 SINFONI - Spectrograph for INtegral Field
Observations in the Near Infrared
Résolution de 2000 à 4000 selon la bande utilisée.
De 1.1 à 2.45 microns.
ISAAC - Infrared Spectrometer And Array Camera
De 1 à 5 Microns avec une résolution de 3000 à 5
microns.
FOS - Faint Object Spectrograph
Résolution de 1300.
De l'UV au proche IR
1.1 à 8 microns
détermination des caractéristiques telles que
la température, le type spectral, la masse, la
composition chimique.
Figure 3 Plongée vers R136a qui contient l’étoile
R136a1. (HST)
Figure 4 L’amas R136a et la position de l’étoile R136a1
dans la zone saturée. On remarquera la tonalité bleue
des étoiles de l’amas en image de synthèse qui rend
bien le caractère de ces étoiles jeunes et massives.
Les techniques d’optique adaptative
permettent d’isoler les étoiles à étudier dans
l’amas R136a.
Le module de distance5 pour R136a a été
mesuré et se trouve être très proche de 18.45.
On déduit alors :
D = 10(Md+5)/5 = 104.69 = 49 kpc = 160 kal
5 Le module de distance est fonction de la distance
de l’objet et correspond à :
Md = 5logD – 5 où D est le distance en parsec.
1 parsec = 3.26 al = 206 165 Ua
Une al vaut approximativement 63 241 Ua.

VLS Resch JM Page 5
Figure 5 ESO VLT Paranal technique MAD
On ne peut manquer de remarquer la
proximité des étoiles R136a1 et R136a2.
La séparation angulaire alpha (l’insert de la
figure est un carré de 1’’ par 1’’) vaut environ
0.1 ‘’.
On déduit la distance entre les étoiles :
D = D tan alpha = 160 kal * tan alpha
= 0.0775 al = 4 900 Ua
Une population d'étoiles particulière.
Les étoiles observées sont parmi les plus
massives de l'univers.
On les classe dans le groupe des étoiles Wolf
Rayet.
Ces étoiles ont la particularité d'évoluer
rapidement depuis le type O et de produire un
vent stellaire très puissant (un milliard de fois
plus intense que celui du soleil).
Cela montre leur activité et démontre que la
combustion de l'hélium dans le cœur et de
l'hydrogène en couche a commencé.
L'étoile est en fait cachée par son vent qui
expulse la matière périphérique. On y relève
des raies en émission qui signalent la présence
de produits de nucléosynthèse comme l'azote
et le carbone ensuite.
Selon l'enrichissement on parle de Wolf Rayet
de type WN pour l'azote et WC pour le
carbone. Il existe aussi des sous-classes dans
chaque catégorie.
Dans ce cadre NGC3603a1 serait une WN6 et
R136a1 serait une WN5.
Figure 6 Spectre de NGC 3603 a1 et des compagnes de
l’amas. En rouge courbe théorique 40 000-44 000
K2010 RAS, MNRAS
Figure 7 Spectre de R 136 a1 2010 RAS, MNRAS
Les spectres montrent des raies en émission
pour l’hélium ionisé et l’azote.
Ceci permet de les classer dans les WN.
L’étoile NGC 3603 a1 est en fait une binaire et
perd donc son statut de plus grosse étoile.
Figure 8 Le spectre montre en vert et bleu les étoiles
associées dans la binaire. 2010 RAS, MNRAS
Sa température est plus faible que celle de R
136 a1 d’après les modèles (Température
calculée pour une profondeur optique de 10
dans l’étoile).