L = 10 (MV-5)/-2.5. On obtient ainsi un diagramme couleurmagnitude 1 avec lequel on peut évaluer les

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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 couleurmagnitude 1 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. 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= MV=-5 L= MV=-10 L= Pour -10 on voit que la luminosité de l étoile est un million de fois plus grande que pour le soleil. 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) VLS Resch JM Page 1

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 2

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 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 annéeslumière 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 K. VLS Resch JM Page 3

4 .l'autre dans le Grand Nuage de Magellan. Il est situé en dehors de notre galaxie et représente une galaxie irrégulière à environ 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 K. Ceci permet d'envisager des masses d'étoiles entre 165 et 320 masses solaires! 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) 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 De l'uv au proche IR 1.1 à 8 microns 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 distance 5 pour R136a a été mesuré et se trouve être très proche de On déduit alors : D = 10 (Md+5)/5 = = 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 = Ua Une al vaut approximativement Ua. VLS Resch JM Page 4

5 carbone. Il existe aussi des sous-classes dans chaque catégorie. Dans ce cadre NGC3603a1 serait une WN6 et R136a1 serait une WN5. Figure 5 ESO VLT Paranal technique MAD On ne peut manquer de remarquer la proximité des étoiles R136a1 et R136a2. Figure 6 Spectre de NGC 3603 a1 et des compagnes de l amas. En rouge courbe théorique K2010 RAS, MNRAS 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 = al = 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 Figure 7 Spectre de R 136 a 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 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). VLS Resch JM Page 5

6 Il convient de déterminer la magnitude absolue de l étoile de manière à l insérer ensuite dans un diagramme obtenu par calcul théorique de l évolution des étoiles. Cette valeur est obtenue après plusieurs phases car nous ne disposons que de l éclat apparent bien mesurable. Mais cet éclat va dépendre de la bande spectrale où on l observe! Ainsi pour R 136 a1 on a des mesures dans le visible et dans la bande K. On obtient : mk = ± 0.08 mv = ± 0.05 Mais cet éclat apparent subit une dégradation, la lumière devant traverser l espace interstellaire, les poussières de la nébuleuse. Il doit donc être corrigé pour obtenir la magnitude absolue. Comme R 136 a1 est dans une galaxie extérieure il faut prendre en considération 3 corrections successives :.la correction due à l amas R 136 a.la correction due à la sortie du LMC.la correction due à la traversée de la voie lactée. On a ainsi une correction AK = 0.22 ± 0.02 AV = 1.8 ± 0.17 Le module de distance pour l amas R 136 a vaut ±0.18, semblable au LMC. Les magnitudes corrigées (obligatoirement plus faibles pour la valeur car il y a absorption et diffusion de la lumière, l étoile vue est moins lumineuse que ce qu elle devrait!) sont obtenues en enlevant la valeur de la correction : mk = mv = Nous avons la relation m M = Module de distance d où M = m Module de distance MK = = MV = = Pour l incertitude on utilise la racine de la somme quadratique des incertitudes : = 0.04 soit = soit 0.25 MK = ± 0.20 MV = ± 0.25 Pour pouvoir comparer avec le soleil il faut pouvoir obtenir la magnitude bolométrique. On l obtient à partir d une magnitude absolue corrigée d une valeur qui dépend de la bande dans laquelle on observe. L observation en bande K nécessite une correction de 5 pour l étoile R 136 a1. Finalement on trouve que la magnitude absolue bolométrique 6 (tout rayonnement cumulé) est de ± 0.2. Calculons le rapport de luminosité avec le soleil : M 4.8 = -2.5 log L/Ls On a donc L/Ls = 10 (M-4.8)/-2.5) = 7.9 millions (log L/Ls = 6.9) ce qui est énorme. Il semble que cette étoile puisse avoir une masse 320 fois plus grande que celle du soleil. La luminosité limite d Eddington se calcule d une manière approchée par : On en déduit que L Edd /Ls = 3.3 x 10 4 (M/Ms) Dans notre cas nous avons L Edd /L S =3.3 x 10 4 x 320 dont log(l Edd /L S ) = 7. Notre étoile se trouve donc exactement à la limite! On peut modéliser le devenir des étoiles de très grande masse de type WR. Il faut également donner la composition du mélange gazeux. Dans le cas de R136a1, le nuage de Magellan montre un déficit en métaux comparativement à la composition du soleil. 6 En comptant le rayonnement dans toutes les longueurs d onde VLS Resch JM Page 6

7 Figure RAS, MNRAS Les calculs pour les étoiles de cet amas montrent une bonne concordance entre les mesures et les prévisions attribuant à NGC 3603 A1a une masse de 120 M. 7 On détermine aussi un rapport de luminosité de 6.4 soit une magnitude absolue de environ. Elle dérive d une étoile de masse initiale dont la masse est proche de 150 M. 8 On voit que cette étoile a consommé de l hydrogène (taux de 0.74 tombe à 0.60) et elle avance donc sur son chemin évolutif. On peut situer son âge à 1.5 million d années. Sa température correspond à K. On peut chiffrer la perte de masse : ( )/(1.5 x 10 6 ) = 2 x 10-5 M que l on peut comparer avec le Soleil qui atteint 3 x soit un milliard de fois moins! Elle était considérée comme une des plus massive. Le diagramme montre que ce n est plus le cas car elle est subdivisée en deux étoiles. 7 Voir la valeur sur le diagramme en bas à droite 8 Voir la position sur le diagramme en haut à gauche VLS Resch JM Page 7

8 Figure RAS, MNRAS L étude pour R136a1 avec un Z=0.006 dans le LMC montre également une bonne concordance entre théorie et mesures. On peut en effet attribuer à R136a1 une masse plus élevée que l étoile précédente et que l on évalue à environ 265 M pour une entrée à 320 M. Le rapport L/L vaut 6.9 soit une magnitude de pour une température de K. La perte de masse est environ de ( )/(1.5 x 10 6 ) = 3.6 x 10-5 M Il semble donc que cette étoile (qui se trouve sur la courbe pointillée correspondant à une rotation rapide) soit la plus grosse désormais. Il reste cependant à vérifier qu elle n est pas une double! Lien utile (anglais) Si la Terre se trouvait autour de cette étoile monstrueuse elle serait balayée par le vent solaire et les rayonnements UV et X. Inutile de dire que les océans auraient disparu ainsi que l atmosphère terrestre. Il ne resterait qu un sol stérile surchauffé, mais pourrait-on encore parler de sol! Pour une étoile 8 millions de fois plus lumineuse que le soleil, le calcul de la température donne un résultat effrayant pendant la journée! En utilisant la loi classique A 3 /T 2 = M en unités année, Ua, M 1/T 2 = 265 (aujourd hui) T 2 = 1/265 Donc T = 22.5 jours ou 3 semaines Ce qui représente une vitesse de km/s. Le jour durerait 25 heures pour une année de 22.5 jours et des saisons de l ordre de 6 à 7 jours. VLS Resch JM Page 8