Bulles autour d’étoiles Wolf-Rayet massives Rencontres du Ciel et de l ’

Bulles autour d’étoiles Wolf-Rayet massives
Rencontres du Ciel et de l’Espace 2014
Cité des sciences
Lionel Mulato – 8 Novembre 2014
[email protected]
https://sites.google.com/site/lionelmulato/
Quelques exemples livrés par le Télescope Spatial Hubble…
< WR124, étoile WR à l’agonie
Y. Grosdidier, A. F. J. Moffat, B. Blais-Ouellette, G. Joncas, A. Acker, 2001,
Image HST de M1-67 [1]
Etâ de la Carè
Carène « future » étoile WR >
NASA, ESA and the Hubble SM4 ERO Team
Et de nombreux autres objets moins connus…
…d’où l’idée de réaliser un catalogue d’images en narrow band
Un projet à triple but démarré en 2012 :
1. Faire de belles images d’objets exotiques,
méconnus des amateurs
2. Réaliser des images grand champ de ces
nébuleuses, apporter une plus-value par
rapport aux images professionnelles des
années 90 n’offrant qu’un champ restreint.
3. Découvrir de nouveaux objets : les
champs peu visités recèlent de trésors
encore non identifiés… C’est l’occasion
d’inscrire son nom dans le ciel ☺
Maté
Matériel :
Takahasi TSA102 F/8
ATIK4000M
EQ6
Astrodon Halpha 5nm
Astrodon [OIII] 5nm
SOMMAIRE
1) Topo sur les étoiles WR et les nébuleuses qui les entourent
Le Phénomène WR
Deux Populations de WR
Schéma évolutif des étoiles WR
Mécanismes de formation des bulles de Wolf-Rayet
2) Place aux images
WR134
WR128
WR102
WR131/132
WR152/153
WR130
WR157
3) Références utilisées
Le phénomène WR
Etoiles évoluées, hors de la Séquence Principale
Emission de vents violents
Spectre composé de larges raies en émission
Phénomène WR influencé par la binarité (émission X) ?
Comparaison spectre de Véga et de WR136
Intensité
des 2
spectres non
comparable
HeII
Véga – Type spectral A0V
WR136 - Type spectral WN6
WR136
NIII
HeII
HeII
HeII
NIV
Spectres réalisés par J.P. Nougareyde à l’aide d’un
star analyzer SA100, CCD 16HR, Newton 200/900
WR136 – Ha 8x10min – [OIII] 8x10 min
2 Populations de WR
Identiques sur le plan spectral !
Différences en terme de luminosité
Différences au niveau de la morphologie des nébuleuses qui les entourent ?
Population I : Les WR massives
>20 masses solaires
WR124
Y. Grosdidier, A. F. J. Moffat, B. Blais-Ouellette, G. Joncas, A. Acker, 2001,
Image HST [1]
Bonnes chances de finir en Supernova
Seulement une petite partie des WR
est entourée d’une bulle
Population II : Les petites [WR]
< 8 masses solaires
NGC1501
Hubble Legacy Archive, NASA, ESA
Occupent le centre de Nébuleuse
Planétaire
On parle de NP à noyau [WR]
Schéma évolutif des WR et des [WR]
Population I (massives)
Population II (faible masse)
O
GR
SGR
ou
AGB
WR
Naine
blanche
LBV
Sous classe [WR] majoritaires [WC] et [WO].
1 cas de [WN] (IC4663).
Plusieurs étapes au stade
WR
WR
WNL > WNE (produits du cycle
CNO)
WCL > WCE (produits fusion He)
WO (Rare)
Supernova
Processus permettant de passer d’
d’AGB à [WR]
inexpliqué
inexpliqué.
Les [WR] sont toutes entouré
entourées d’
d’une
nébuleuse plané
planétaire, souvent de petite taille
(dé
(début d’
d’expansion).
Sur les 2400 NP recensé
recensées :
~350 étoiles centrales visibles (ECNP)
~70 [WR] dé
détecté
tectées (14% des ECNP)
Exemples de NP à noyau [WR]: ngc40, ngc6369,
ngc6629, ngc6751, ngc6905…
ngc6905…
Les WR massives et leur « Ring Nebula »
WR 134 : Présence d’une
bulle (Ring Nebula)
WR 135 : Absence de bulle
Seulement 30%* des WR
massives présentent une
« Ring Nebula »
Elles devraient toutes en
présenter une… [3]
WR135
WR134
* : étoile WR portant la mention
« r » dans le catalogue [2]
Ha : 7x20min + 12x10min
[OIII] : 8x20 min + 12x10 min
Mécanismes de formation – Le modèle des 3 vents [4]
Plusieurs hypothèses
avancées par Miller et Chu
pour expliquer l’absence de
bulle [3] :
1. Limite de détection : la
bulle circumstellaire ne
devrait être détectable
qu’au début de sa
formation (pendant
~104 ans sur les 105
ans de la phase WR)
2. Milieu interstellaire peu
dense : luminosité
surfacique trop faible
3. Extinction due aux
poussières en avant
plan…
Bulle de
matière
CHU
Y.H
interstellaire
Explications
+ Gruendl
Vents RSG peu
denses et lents
(~10 km/s)
Vent WR denses et
rapide (1000 km/s)
Ext
Les Vents WR
balaient les vents
RSG et se propagent
dans un milieu ténu
= la bulle disparaît
Bulle de matière circumstellaire
Excitation par collision : front [OIII] , température >104 K
Suivi par une zone de refroidissement : émission Ha qd température <104 K
Bulle autour de WR134 - WN6
[OIII] : 8x20 min + 12x10 min
Ha : 7x20min + 12x10min
Bulle quasi complè
complète
Filaments Ha en
retrait par rapport
aux filaments [OIII]
Partie amorphe en
lien avec WR134 ?
Front de propagation des vents dans le milieu
interstellaire (excitation par choc).
N
E
Découverte d’
d’une toute petite
nébuleuse niché
nichée au creux de la
nébuleuse : Mul 4 !
Probablement une jeune étoile
massive ionisant son
environnement ?
WR128 - WN4(h)+OB? – Le « croissant de la flèche »
8x20min Ha
9x20min [OIII]
Bulle quasi parfaite dans l’IR moyen !
WISE Bande W3 (12µm)
Structure [OIII] :
-> filamenteuses
-> front bien défini s’étendant au-delà du front Ha
= Excitation par choc
Représentation spatiale de l’arc
[5]
WR128 [OIII]
9x20min [OIII]
Image Professionnel [OIII] avec
MLO Télescope 1m – 20 min
[6]
Le grand champ permet de mettre en évidence des extensions du front de propagation
[OIII] de la nébuleuse.
WR128 - Ha
>Emission Ha faible
> décalage avec le front [OIII]
= milieu ténu
Image Professionnel Ha avec
MLO Télescope 1m – 20 min
[6]
WR102 - G2.4+1.4 – WO2
WR102 est une des rare WO
connue.
25x10min Ha
18x10min [OIII]
Bulle à l’origine prise pour
un rémanent de supernova.
Aucun décalage entre les
fronts Ha et [OIII]
=> milieu très dense
WR136
Spectre de WR102 dans le visible, ne présentant que
des raies CIV, OV , OVI [7]
WR102
Ha
Extensions Nord et Ouest de la bulle clairement visibles en Ha.
Ces extensions semblent bien correspondre à la structure IR (22µm).
La bulle est une sorte « cloque » sur un nuage dense [7].
WR152 – WN3(h) et WR153 – WN6/WCE+O6I
15x20min Ha
15x20min [OIII]
WR153
WR152 et WR153 sont
nichent dans un milieu
très dense (SH2-132).
L’émission [OIII] autour de
WR152 ne semble pas être
une véritable bulle WR.
WR152
Il s’agirait plutôt d’un
nuage moléculaire ionisé
par le rayonnement UV de
WR152 et de quelques
autres étoiles de type O.
WR153 est aussi entourée
de nébulosités ne
présentant pas de
structure filamenteuse en
[OIII] => photoionisation.
WR152 – WR153
15x20min Ha
15x20min [OIII]
On note la présence de 2 anneaux atour de WR152, un quasi parfait d'un diamètre de ~17' et un
autre discontinu d'un diamètre de ~30’ [8]
WR131 – WN7h+OB et WR132 – WC6+?
15x20min Ha
15x20min [OIII]
Skninakas Obs. - RC 1,3m - 1800s [9]
arc [OIII]
arc Ha Est
arc Ha Ouest
TSA102 – 3h20
N
E
Partie Est de l’arc Ha non mise en
évidence par Chu & Miller, 1992 [3]
Net décalage entre les émissions [OIII] et Ha, typique d’une excitation par choc.
WR132 est une WC6 : pas assez chaude pour produire des émissions [OIII] par photo-ionisation
(Miller & Chu, 1992)
WR131 - WR132
Mais… il existe une
autre interprétation…
F. Mavromatakis (2002) [9]
Une étude associerait plutôt
l'arc au reste d’une
supernova ancienne dont le
rémanent s'étale d'Est en
Ouest sur une large partie
de l'image (G 69.4+1.2.) [9]
N
E
WR130 – WN8(h)
26x10min Ha
20x10min [OIII]
E
WISE – All color - IR moyen
N
WR130
E
N
.
L'association de l’anneau avec l'étoile WR130 est confirmée par
une étude dans le domaine radio (Cichowolski, 2001) [10].
Aucune émission [OIII] filamenteuse.
WR130 n'occupe pas la place centrale de l’anneau, ce qui peut
s'expliquer par plusieurs raisons :
- effet de perspective,
- déplacement de l’étoile,
- propagation de la bulle dans un milieu non homogène.
Ha
WR157 – WN5 (+B1II)
WR157 semble être à
l’origine des filaments
[OIII] observés. Vu leur
structure il s’agirait
d’une excitation par
choc.
La zone est dense et
peuplée d’étoiles
massives qui
contribuent aussi à
l’émission diffuse en
[OIII].
WR157
9x10min Ha
10x10min [OIII]
Références
[1] Y. Grosdidier, A. F. J. Moffat, B. Blais-Ouellette, G. Joncas, A. Acker, 2001, Image The Astrophysical Journal 562, 753. HST
Imagery and Canada-France-Hawaii Telescope Fabry-Perot two-dimensionnal spectroscopy in Ha of the ejected nebula M1-67 :
Turbulent
[2] « The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars » Karel van der Hucht, 2000
[3] « A new survey of nebulae around galactic Wolf-Rayet stars in the northern sky » G.J. Miller et al, 1992
[4] « Wolf-Rayet bubbles. I. Analytic solutions » G. Garcia-Segura et al, 1995
[5] «The interstellar medium around galactic WN Stars : WR2, WR128 and WR151 » E.M. Arnal et al, 1999
[6] « A morphological diagnostic for dynamical evolution of Wolf-Rayet bubbles » R.A. Gruendl et al, 2000
[7] « G2.4+1.4: an extraordinary mass-Loss bubble driven by an extreme WO star » Dopita et al, 1991
[8] « A new search for nebulae surrounding Wolf-Rayet stars » J.N. Heckathorn et al, 1981
[9] « Optical observations of the supernova remnant G 69.4+1.20 » F. Mavromatakis et al, 2002
[10] « A DRAO and VLA Investigation of the Environment of WR 130 » S. Cichowolski, 2001
[11] « Galactic ring nebulae associated with Wolf-Rayet stars. VIII Summary and atlas » Y-H. Chu et al, 1983
[12] « A new search for nebulae surrounding Wolf-Rayet stars » J.N. Heckathorn et al, 1981
[13] « Le phénomène Wolf-Rayet au sein des étoiles chaudes de populations I et II : histoire des vents stellaires et impact sur la
structure nébulaire circumstellaire.» Thèse Yves Grosdidier, 2000
[14] «Quantitative classification of WR nuclei of planetary nebulae » A. Acker et al, 2003
[15] « Spectral analyses with line-blanketed model atmospheres versus stellar evolution models with and without rotation » W.-R.
Hamann, G. Gräfener and A. Liermann, 2006