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AVEC LE PLUS GRAND
TÉLESCOPE DU
MONDE
LE POINT
DU SPÉCIALISTE
8- l’ASTRONOMIE –Septembre 2008
Fabien Malbet
Responsable scientifique du projet AMBER/VLTI
CNRS Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble, Université Joseph Fourier
LES ASTRONOMES EUROPÉENS AUSCULTENT LES CIEUX
À l’heure des projets de télescopes extrêmement grands,
l’Europe a déjà une longueur d’avance. Le télescope européen
(VLT), en mode interférométrique avec l’instrument AMBER
devient le plus grand télescope jamais utilisé dans le
domaine optique aussi bien en surface de miroir (plus de
150 m2) qu’en finesse de résolution qui atteint celle d’un
télescope de 130 m de diamètre.

LE POINT
DU SPÉCIALISTE
L
e journal professionnel Astronomy &
Astrophysics a publié en 2007 un numéro
spécial qui rapporte les premiers résultats
obtenus avec l’instrument AMBER (Astronomical
MultiBEam Recombiner) par le très grand téles-
cope européen. Ces articles couvrent pratique-
ment tous les stades de l’évolution stellaire depuis
la formation des étoiles et des planètes jusqu’à
l’observation de l’explosion de type nova dans un
système stellaire évolué. Ces résultats inédits ont
été obtenus en utilisant simultanément 3 des 4
télescopes du VLT basés à l’Observatoire euro-
péen austral (1) du mont Paranal au Chili.
L’instrument AMBER équipant le VLTI (mode
interférométrique du VLT) permet d’atteindre
une résolution angulaire inégalée de l’ordre du
millième de seconde d’angle (2) autorisant l’ob-
servation des astres dans différentes longueurs
d'onde, dans l'infrarouge proche. Les astro-
nomes obtiennent donc des observations avec
une finesse 13 fois plus importante que celle
d'un télescope seul. Il devient alors possible de
sonder les régions de formation de planètes,
d’observer les vents des étoiles en rotation très
rapide, d’étudier les différents types de matières
éjectées par une étoile massive, de séparer les
deux composantes d’une étoile double serrée et
de voir en direct l’évolution d’une nova
quelques jours seulement après son explosion.
FORMATION DES ÉTOILES
ET DES PLANÈTES
AMBER a observé deux étoiles jeunes : l’étoile
MWC 297 (étoile NZ de la constellation du
Serpent) et l’étoile HD 104237 (étoile DX de la
constellation du Caméléon). Ces étoiles un
peu plus massives que le Soleil ont un âge
bien plus faible, de l’ordre de quelques mil-
lions d’années, comparé aux 4,5 milliards
d’années du Soleil. Par rapport aux étoiles de
même température (de l’ordre de 10 000 K),
ces étoiles ont un excès de lumière dans l’in-
frarouge, signe de la présence de matière
plus froide autour d’elles.
Dans le cas de MWC 297, AMBER a la capacité
de préciser la géométrie de cette matière orbi-
tant autour de l’étoile. Il s’agit de poussières et
de gaz opaques tombant sur l’étoile en spira-
lant dans un plan équatorial sous forme d'un
disque qui, rapporté au Système solaire, s’éten-
drait de l’orbite de Mercure à celle de Pluton.
C’est cette région, où les planètes devraient
en toute logique se former et appelée
disque protoplanétaire, qu’AMBER a pu exa-
miner pour la première fois dans différentes
longueurs d’onde de l’infrarouge.
Jusqu’à très récemment, les astronomes pen-
saient que l’hydrogène présent autour de ces
étoiles était mélangé aux poussières de façon
relativement homogène et que les atomes
d’hydrogène émettaient principalement au
moment de leur chute sur l’étoile. AMBER a non
seulement détecté la raie Bracket γ(3) de l’hy-
drogène, mais a aussi mesuré la taille caractéris-
tique de la région d’émission de ces atomes.
Dans le cas de l’étoile MWC 297, cette région se
révèle environ deux fois plus grande que celle
contenant la poussière émettant à la même
longueur d’onde (fig. 1). L’hypothèse la plus
probable est que l’hydrogène détecté a été
expulsé sous forme de vent stellaire (4) au-des-
sus du disque protoplanétaire. L’origine de ce
vent n’est pas encore déterminée. Est-il pure-
ment stellaire (c’est-à-dire provenant directe-
ment de la surface de l’étoile) ou provient-il
d’un phénomène similaire au vent stellaire
ayant lieu à la surface du disque ?
L’observation de HD 104237 qui montre que
l’émission Bracket γde l’hydrogène est dans
ce cas-là plutôt de taille similaire à celle de la
poussière tendrait à confirmer que le vent
dans ces étoiles jeunes proviendrait plutôt de
la surface des disques protoplanétaires.
Septembre 2008 – l’ASTRONOMIE -9
1– L'Observatoire européen austral est souvent abrégé en ESO pour European Southern Observatory.
2– Un millième de seconde d’angle, souvent abrégé 1 mas par les astronomes, équivaut à 1”/1000, soit 1'/ 60 000 soit 1°/3 600 000 soit encore 5 milliar-
dième de radian. Cet angle correspond à l'angle sous-tendu par les deux phares d'un camion (séparés de 2 mètres) situés à 400 000 km, soit sur la Lune.
3– Raie Bracket γ: une des raies de l'atome d'hydrogène correspondant au passage entre les niveaux 4 et 7.
4– Le vent stellaire est l’analogue du vent solaire bien connu dans notre Système solaire. Sous l’effet de la température et de la pression de rayonnement,
des particules de matière constituée principalement d'atomes d’hydrogène sont éjectées radialement de la surface de l’étoile.

Fig. 1. (À gauche) – Visibilité des franges d’interférence mesurée sur l’étoile MWC 297 en fonction de la longueur d’onde. Les
données sont centrées sur la raie Brγà 2,165 microns. La variation de la visibilité (lire page 13) au travers de l'objet permet de localiser la
région d'émission de l'hydrogène par rapport à celle de la poussière. Le fait que la visibilité soit plus petite dans le vent que dans la partie
brillante du disque montre que la taille apparente du vent est plus grande que celle de la partie brillante du disque. – (À droite) – Vue
d’artiste représentant l’étoile MWC297 vue par la tranche incluant un disque protoplanétaire représenté en couleur
rouge/jaune et un vent stellaire représenté en bleu. La région d'émission des poussières dans le disque en jaune est environ deux fois
plus petite que la région d'émission de l'hydrogène en bleu. D’après Malbet et al. (2007, A&A 464, 43).
LES ÉTOILES CHAUDES ACTIVES
Certaines étoiles chaudes, que l’on appelle des étoiles de type Be car
elles possèdent de fortes raies d’émission, ont été étudiées par AMBER :
l’étoile αde la constellation de l’Autel en est l’une des plus proches,
l’étoile κde la constellation du Grand Chien en est l’une des plus bril-
lantes, et l’étoile supergéante CPD-57°2874 est l’une des rares étoiles
chaudes qui présente à la fois des raies d’émission et un excès d’émis-
sion dans l’infrarouge.
Les étoiles de ce type ont la particularité de tourner sur elles-mêmes de
façon très rapide, par exemple à plus de 470 km/s pour l’étoile αde
l’Autel, soit à près de 90 % de sa vitesse critique, c’est-à-dire la vitesse
qui entraînerait la destruction du cœur stellaire. En effet à cette vitesse
critique la matière peut s’échapper librement sous l’effet de la force
centrifuge, comme l’on pourrait être éjecté d’un manège qui tournerait
de plus en plus vite.
L’utilisation combinée de la résolution spatiale du VLTI et de la résolution
spectrale d’AMBER a permis de sonder l’origine de ces émissions de l’hy-
drogène et surtout d’en comprendre la géométrie et la manière dont le
gaz se déplace par rapport à l’étoile. Pour la première fois, il a été possi-
ble de démontrer de manière directe que le mouvement principal du
gaz était un mouvement de rotation autour de l’étoile sous l’in-
fluence de la force de gravitation centrale. Le gaz obéit donc aux lois de
Kepler, comme les planètes au sein de notre Système solaire.
Depuis la découverte des propriétés particulières de l’étoile γde la constel-
lation de Cassiopée par le père Angelo Secchi, à la fin du XIXesiècle, la ques-
tion de la géométrie et la cinématique du gaz à l’origine des raies d’émission
des étoiles Be était posée. Les observations obtenues avec AMBER sur
l’étoile αde l’Autel ont pu répondre sans ambiguïté à cette question : elles
sont compatibles avec la présence d’une enveloppe de gaz confinée dans
le plan équatorial en rotation autour de l’étoile et d’un vent stellaire expulsé
plus particulièrement le long de l’axe de rotation de l’étoile (fig. 2).
Fig. 2. (À gauche, de haut en bas) – Spectre de l'étoile αde la constellation de l'Autel dans la raie Brγ; amplitudes et phases des franges d’in-
terférence mesurées (lire p.13). Les courbes pleines correspondent à l’ajustement du modèle décrit dans le texte aux données représentées par des
points et des barres d’erreur. (À droite) – Carte d’intensité à la longueur d’onde de 2,15 microns obtenue avec les meilleurs paramètres du
modèle. La direction verticale représente l'axe polaire autour duquel tourne l'étoile proche de la vitesse critique D’après Meilland et al. (2007, A&A 464, 59).
10 - l’ASTRONOMIE – Septembre 2008
AVEC LE PLUS GRAND
TÉLESCOPE DU
MONDE

Septembre 2008 – l’ASTRONOMIE -11
LE POINT
DU SPÉCIALISTE
ETA CARINAE : UNE DES ÉTOILES LES
PLUS MASSIVES DE NOTRE GALAXIE
L’étoile ηde la constellation de la Carène est
l’étoile proche la plus massive connue à ce
jour. Bien que d’autres étoiles puissent préten-
dre à être aussi massives et lumineuses, c’est la
seule pour laquelle les astronomes ont pu
confirmer la très grande luminosité par des
observations couvrant un spectre très large,
tandis que d’autres ont été rétrogradées avec
l’avènement de nouvelles observations
démontrant que ces étoiles, soi-disant soli-
taires, étaient en réalité composées de plu-
sieurs étoiles moins massives.
Les étoiles de masses comparables à celle de
l’étoile ηde la Carène, soit plus de 100 fois la
masse de notre Soleil, produisent plus d’un
million de fois plus de lumière que notre astre.
Elles sont relativement rares puisqu’une petite
douzaine seulement ont été recensées à ce
jour dans notre Galaxie, la Voie lactée. Ces
étoiles approchent et parfois dépassent la
masse limite d’Eddington, masse à partir de
laquelle la pression de radiation due à la tem-
pérature de l’étoile est plus forte que la force
de gravitation qui permet de garder la matière
dans leur cœur. C’est pourquoi ces étoiles sont
très étudiées.
La luminosité de cette étoile est variable dans le
temps. Cataloguée en 1677 par Edmund Halley
comme une étoile de quatrième magnitude,
elle s’est mise à briller et à devenir l’une des
étoiles les plus brillantes de la constellation de
la Carène au début du XVIIIesiècle pour finale-
ment s’assombrir à nouveau à la fin du siècle.
Un regain de brillance a été noté au début du
XIXesiècle pour atteindre un apogée en 1843 où
elle est devenue la seconde étoile la plus bril-
lante du ciel après Sirius. Sa luminosité a ensuite
décru à nouveau pour devenir invisible à l’œil
nu au début du XXesiècle. Elle a soudain doublé
de luminosité en 1998-1999 et est redevenue
visible à l’œil nu.
Les astronomes soupçonnent cette étoile d'être
en réalité une étoile double, c’est-à-dire compo-
sée de deux étoiles en orbite l’une autour de
l’autre. L’origine mystérieuse de la luminosité de
cette étoile, et de sa variabilité importante,
poussent les astronomes à rechercher des
preuves de sa binarité en essayant d’obtenir des
détails de plus en plus fins sur cet astre. AMBER
l’a observé à deux reprises en utilisant 3 téles-
copes du VLT et avec une importante résolution
spectrale permettant de détecter la raie de l’hé-
lium à 2,07 μm et la raie de Brackett γde l’hy-
drogène autour de 2,16 μm. En “zoomant” sur le
cœur du système stellaire de ηCarinae, les
mesures ont révélé une région de vent stel-
laire très rapide et très dense empêchant de
voir l’étoile centrale. La perte de masse due à
ce vent stellaire est particulièrement impor-
tante le long de l’axe polaire qui est aussi l’axe
principal de la nébuleuse de l’Homoncule à plus
grande échelle. Cette nébuleuse, qui a été
magnifiquement photographiée par le téles-
cope spatial Hubble (fig. 4), est le fossile de l’ex-
pulsion de matière observée en 1843 lors du pic
de brillance. Ces nouvelles observations obte-
nues avec des détails jamais atteints permet-
tent de faire ressortir des ressemblances géo-
métriques entre le vent stellaire observé
aujourd’hui (fig. 3) et les éruptions qui ont
donné naissance à la nébuleuse.
La résolution de
l’instrument AMBER
équipant le VLTI
permettrait de
distinguer les deux
phares d’un camion
roulant sur la Lune.
Fig. 3. À gauche, observations de l’étoile eta de la Carène réalisées avec
AMBER : spectres obtenus de gauche à droite dans la raie Brγà haute
résolution (R = 12 000) et la raie de l’hélium neutre à moyenne résolu-
tion (R = 1 500) et visibilités correspondantes en-dessous... Les observa-
tions sont représentées en vert et les raies calculées avec le modèle en rouge. Les
longueurs d'onde sont exprimées en km/s car les raies sont principalement élar-
gies par effet Doppler dû aux mouvements du gaz de l'étoile. L’image située en
haut à droite illustre la compréhension du vent stellaire optiquement épais en
couleur bleue entourant le cœur du système stellaire en rose. Les ellipses corres-
pondent aux latitudes de la composante de vent faible asphérique. Les images à
droite en bas sont les images du modèle calculées dans deux longueurs d’onde
distinctes. D'après Weigelt et al. (2007, A&A 464, 87).

L E R ÉVEIL DE LA NOVA RS O PH
Le 12 février 2006, l’étoile RS de la constellation
Ophiucus (6), connue pour être une nova récur-
rente, est entrée en éruption, 21 ans seulement
après une éruption similaire activement obser-
vée en 1985. Cette étoile RS devint visible à l’œil
nu et fut observée intensément non seulement
par de nombreux astronomes amateurs, mais
aussi par la plupart des grands observatoires au
sol ou dans l’espace (le VLT, le télescope spatial
Hubble, le satellite CHANDRA, les réseaux de
radiotélescopes...). L’observation d’une nova est
toujours un évènement important en astrono-
mie et son étude est riche en information sur un
phénomène étroitement lié aux rapports tumul-
tueux d’un couple stellaire très serré. Une naine
blanche, le cœur mis à nu d’une étoile en fin de
vie, se nourrit de l’atmosphère externe de sa
compagne, une géante rouge moins évoluée. Les
gaz ainsi capturés sont continuellement écrasés
à la surface de la naine blanche par son énorme
gravité, comprimés et chauffés à des tempéra-
tures énormes. À un certain moment, les pres-
sions et les températures de la couche d’hydro-
gène deviennent assez grandes pour déclencher
une puissante déflagration nucléaire, libérant
une énorme quantité d’énergie. Comme cette
nova est relativement proche et brillante, pour la
première fois de nombreux interféromètres
optiques (7), dont le VLTI, ont pu observer cet
objet, même si l’étoile RS de la constellation
Ophiucus n’était, au moment de son explosion
observable, que 2 heures par nuit !
Le spectre continu de l’explosion ainsi que
deux raies en émission, l’une traçant l’hydro-
gène (Brγ2,16 μm), l’autre l’hélium (HeI
2,06 μm), ont été observés. La résolution du
spectrographe AMBER a permis d’étudier
ces larges raies révélant la vitesse du front
de choc d’environ 3 000 km/s. La taille de
l’émission continue avait à ce moment une
forme générale aplatie de taille caractéristique
4,5 x 2,6 millisecondes d’angle, soit la taille
caractéristique d’une pièce de 1 centime
située à Berlin, vue depuis Paris ! La taille de
l’émission dans les raies est beaucoup plus
grande, environ le double en Brγet encore plus
étendue en He I qui se forme probablement
dans l’onde de choc elle-même. La figure 5
représente les tailles caratéristiques mesurées
par AMBER à t = 5 jours comparées à l’image
radio obtenue à t = 13,8 jours. En utilisant les
vitesses d’expansion mesurées par AMBER et
en extrapolant le lieu où la matière aurait pu
s’étendre après 13,8 jours, la taille caractéris-
tique de la matière émettant la raie Brγserait
du même ordre de grandeur que ce qui est
mesuré dans les longueurs d’onde radio. C’est
la première fois qu’un tel évènement peut être
mesuré si proche de l’étoile centrale.
12 - l’ASTRONOMIE – Septembre 2008
DERNIERS PAS DE DANSE POUR
UNE ÉTOILE WOLF-RAYET ?
Plusieurs résultats apportés par AMBER se foca-
lisent sur les étapes avancées de l’évolution
stellaire. C’est ainsi que l’étoile γde la constella-
tion des Voiles a été observée. La lumière
blanche avec des reflets bleutés de cette étoile
de seconde magnitude ainsi que son spectre
riche en raies d’émission l’ont fait surnommer la
“pierre précieuse spectrale” du ciel austral.
L’étoile γ de la constellation des Voiles est
l’étoile la plus lumineuse de sa constella-
tion (5). Elle est connue pour être une étoile
double composée d’une étoile Wolf-Rayet et
d’une étoile de type spectral O. Les étoiles
Wolf-Rayet sont une catégorie d’étoiles qui
présentent de larges raies d’émission, là où la
plupart des étoiles ont des raies d’absorption.
Elles ont quitté la séquence principale, c’est-à-
dire que la combustion qui se déroule dans
leur cœur est la combustion de l’hélium (puis
plus tard celle du carbone, puis de l’oxygène
etc.), et non plus celle de l’hydrogène. Cette
combustion est beaucoup plus énergétique.
La présence d’un vent stellaire massif est à l’ori-
gine de ses raies spectrales spectaculaires.
Les télescopes du VLT, utilisés avec AMBER,
permettent de séparer optiquement la
contribution des deux étoiles. La mesure de
leur séparation permet d’estimer la distance à
laquelle se trouve cette binaire, et démontre
que les précédentes estimations étaient incor-
rectes. Les observations obtenues avec AMBER
sont les premiers pas qui nous mèneront vers
la détection de la zone de collision entre le
vent de l’étoile Wolf-Rayet et celui de l’étoile O.
Ce sera un nouveau moyen d’étudier le choc
entre deux vents stellaires.
Fig. 5. Empreintes mesurées par AMBER
de la nova RS de la constellation
Ophiucus 5 jours après l’explosion com-
parées à la structure observée en radio
13,8 jours après l’explosion. L’ellipse rem-
plie de rouge en trait continu représente la
taille caractéristique mesurée par AMBER
dans le continu stellaire, tandis que l’ellipse
en pointillée remplie d’orange représente
celle mesurée dans la raie de Br
γ et celle en
tirets remplie de blanc dans la raie de l’hé-
lium I. La grande ellipse en pointillés corres-
pond à la petite ellipse en pointillés traçant
Br
γ extrapolée de 5 jours à 13,8 jours en utili-
sant les vitesses mesurées dans les spectres
observés. D’après Chesneau et al. (2007, A&A 464, 119).
5– La raison pour laquelle l’étoile γVela ne porte pas comme nom la lettre grecque αest que la constellation des Voiles résulte du partage de la constella-
tion du Navire Argo en trois constellations plus petites à la fin du XVIII
e
siècle.
6– Ophiucus est aussi connue sous le nom de Serpentaire, représentée par un homme portant un serpent à bout de bras.
7– Les interféromètres du VLT, du Keck (KI), du mont Palomar (PTI) et du mont Hopkins (IOTA) aux USA.
Fig. 4. Eta Carinae et la nébuleuse de
l’Homoncule. Composite de plusieurs
observations du télescope spatiale hubble.
© Nasa