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Eta Carinae

Nébuleuse et étoiles massives- Carène

hCarinae, vue par le télescope spatial Hubble.
Source: HST. Crédit : J. Hester / Arizona State University, NASA
Eta Carinae est une étoile bleue, située à environ 10 000 années-lumière de nous, et dont la luminosité est estimée à quatre millions de fois celle du Soleil. Elle forme sans doute un couple très serré de deux étoiles très massives (on parle pour l'une de 70 masses solaires et pour l'autre de 60). L'une d'elle ne cesse depuis trois siècles d'expulser dans l'espace du gaz de son enveloppe.
Ce gaz, surtout de l'azote, été expulsé de l'astre en grandes quantités (2,5 masses solaires) et à haute vitesse (~1 million de km/h), pour former, quelques décennies plus tard une nébuleuse, nommée l'Homunculus (NGC 3372). On s'explique les deux lobes par la présence dans la région centrale d'un anneau de matière très dense en expansion beaucoup plus lente et formé en premier, et qui canaliserait le gaz rapide. Par ailleurs, cette matière circumstellaire fait de l'astre l'objet extrasolaire le plus brillant du ciel dans le domaine infrarouge.
On aurait affaire à sorte d'explosion sans fin, en somme. Et en tout cas le phénomène s'est accompagné de variations d'éclat considérables, qui l'ont fait rapprocher dans le passé de l'étoile de Tycho. Et, depuis qu'elle est connue, l'étoile à dissipé plus d'énergie lumineuse que les plus lumineuses des supernovae. Tout cela en fait un objet unique dans notre Galaxie et qui n'a d'équivalent connu qu'une certaine V12, découverte par Gustav Tammann et Allan Sandage dans la galaxie NGC 2403, dans la constellation de la Girafe.

Une vieille histoire

Eta Carinae a été répertoriée pour la première fois sur le catalogue de Bayer en 1603. Cet, à cette époque, l'étoile la plus brillante de la constellation du Navire Argo, ou encore Alpha Argus. Elle y figure comme une étoile de magnitude 4. En 1677, Halley, qui peut l'observer lors de son séjour sur l'île de Sainte-Hélène, la rangeait encore parmi les étoiles de 4e grandeur; pour La Caille, en 1751 au Cap, elle était cependant déjà de 2e grandeur; de 1811 à 1815, le voyageur et botaniste W. J. Burschell la retrouve de 4e; tandis que, de 1822 à 1826, Brisbane la classe dans la 2e grandeur et que, en 1827, Burschell la trouve égale à Alpha de la Croix (1re grandeur pour la classer de 2e en 1828, comme Taylor et Johnson de 1829 à 1831. Dans tout le cours de ses observations de février 1834 à novembre 1837, John Herschel lui attribue la grandeur 1,4, étant admis pour Rigel la grandeur 1,0 et pour Bêta Argus la grandeur 1, 2.

Mais, à la fin de 1837, cette étoile fut le siège d'un phénomène remarquable; le 26 décembre :

« Étant occupé à la révision de mes mesures photométriques sur les étoiles du Navire, je fus très surpris, dit Herschel, à la vue d'un nouveau candidat à distinction parmi les étoiles très brillantes de première grandeur dans cette partie du ciel qui m'est si familière, bien certain d'ailleurs de n'y avoir point encore vu auparavant d'objet aussi brillant. Après un moment d'hésitation, conséquence naturelle d'un phénomène aussi inattendu, je recourus à ma Carte et fus heureux de constater l'identité de cet objet avec ma vieille connaissance Eta Argus. »
Son éclat avait à peu près triplé, il surpassait certainement, en effet, ceux de Procyon (Petit Chien), d'Aldébaran (Taureau) et de Alpha d'Orion, et il était presque égal à celui de Rigel.

L'évolution de la magnitude de hCarinae entre 1810 et 1890.
La petite remontée que l'on note juste avant cette date a été de très courte durée,
et l'éclat est retombé rapidement au niveau de 1885.
Sa lumière continua d'ailleurs à augmenter (figure ci-dessus); le 28 décembre, son éclat surpassait celui de Rigel et différait peu de celui de Alpha du Centaure; le 2 janvier 1838, il y avait hésitation et, par suite, à peu près égalité, mais du 7 au 13 l'hésitation n'est plus possible, Eta du Navire est incontestablement la plus brillante et surpasse aussi Alpha de la Croix; le 20 janvier l'éclat avait visiblement diminué, il était moindre que celui, de Alpha Centaure et pas beaucoup plus grand que celui de Rigel; le décroissement continua ensuite lentement, si bien que le 14 avril on pouvait presque la comparer à Aldébaran quoiqu'elle fût encore un peu plus brillante que cette étoile [1].

Les observations d'Herschel s'arrêtent là; mais le 19 mars 1842, MacLear, à Calcutta, trouve Etadu Navire moindre que la première grandeur et inférieure à Alpha de la Croix; le 29 décembre de la même année elle égalait Bêta Centaure et était inférieure à Alpha du Centaure; pendant la première moitié de janvier Procyon et Rigel étaient les seules étoiles auxquelles on la pût comparer. Les observations de MacLear furent interrompues jusqu'au 8 mars. Mais à cette date un changement considérable s'était produit : Eta du Navire était devenue beaucoup plus brillante que Alpha du Centaure et un peu plus brillante que Canopus (Carène). Cet accroissement dura d'ailleurs peu de temps, le 24 elle est décidément, moins brillante que Canopus, mais encore plus brillante que Alpha du Centaure, et le 28 elle est devenue un peu inférieure à cette dernière.

[1] J. Herschel, h Argus and the great nebula arrounding etc. (Results of astronomical observations, p. 32 et suiv.).
 
C'est une époque de grand intérêt, marquée par un minimum temporaire avec une sorte de trépidation ou de trémoussement de la lumière, suivie bientôt par un saut encore plus extraordinaire; tel qu'en avril elle égalait Sirius (Grand Chien); survint alors une nouvelle diminution, car le 17 septembre 1844 elle égalait à peine Canopus; puis nouvelle et plus faible augmentation, qui la plaça un peu au-dessus de cette étoile; elle paraît alors être restée sensiblement stationnaire pendant près de dix ans, car en juillet 1854 John Tebbutt, à Windsor en Nouvelle Galles du Sud, la trouva encore de grandeur 1,1. En 1856, Powell la classe 1,5, mais à partir de cette époque le décroissement devient continu; en 1859, Powell lui attribue la grandeur 3,0; Tebbutt la classe 4,9 en 1862, 5,8 en 1866; en mai 1870, elle est de 6,4 et, à la fin de l'année 1886, J. Thome à Cordoba [2] (Argentine), où il travaille en collaboration avec Gould, la nota de grandeur 7,5; c'est l'époque du minimum d'éclat, suivi d'un accroissement assez lent tel que, en juin 1889, sa grandeur était 6,7. En 1897, J. J. See, astronome à l'observatoire Lowell, mais qui l'observe depuis le Mexique, la signale de magnitude 7,6, et note sa couleur nettement rouge.

Si donc nous plaçons son maximum d'éclat en 1843 avec une grandeur -1,0 intermédiaire (MacLear) entre Canopus et Sirius et le minimum à la fin de 1886 avec la grandeur 7, 7, cette étoile aura varié de 8,7 classes de grandeur dans un intervalle d'environ quarante-quatre ans. De plus, c'est surtout par un changement important dans sa couleur que paraît avoir commencé la période d'accroissement de lumière; l'étoile, rouge sombre au moment du minimum, est devenue bientôt orangé brillant. (Ch. André).

L'idée qui prévalait encore au tout début du XXe siècle était que Eta Carinae était une variable à très longue période. Et, comme la durée de l'intervalle d'accroissement de lumière avait semblé d'environ vingt-sept ans, la durée totale de la période d'astre était estimé à environ soixante et onze ans. Une périodicité existe bien, mais plus courte, l'image que l'on s'en fait s'est compliquée.

En attendant, dès 1914, on l'a vue double. C'est R. T. Innes, un ancien négociant de vins à Sydney, devenu en 1897 directeur de l'observatoire du Cap, qui fait cette découverte. Il s'agissait en fait, comme en aura la conviction Van den Bos dès 1938, des deux lobes gazeux en expansion, dont on va rapidement constater leur très probable relation avec l'événement de 1843. Et progressivement, c'est à la nébuleuse qui entoure l'astre que l'on va surtout s'intéresser, espérant y trouver une explication de sa nature. Des détails nouveaux apparaissent, comme ceux (figure ci-dessous) que publie Thackerey en 1949, à l'observatoire Radcliffe (Pretoria). Des études spectrographiques sont également conduite à l'époque par ce chercheur, qui y identifie des raies de l'hydrogène et du calcium ionisés, et même les fameuses raies vertes attribuées à l'hypothétique nébulium.

[2] Thome, Cordoba observations of Eta Argus (Astronomische Nachrichten, n° 2922).

 


Nébulosité autour de Eta Carinae, selon Thackerey (1949)
Diamètre du cercle = 80". Source : Observatory.
Et en 1952, une nouvelle remontée de sa luminosité (environ une magnitude), mise notamment en évidence par les mesures photométriques de Olin Eggen et de A. R. Hogg, va de nouveau focaliser l'attention sur l'astre. Mais c'est surtout à la disponibilité de puissants télescopes, à la fin du XXe siècle, et au développement de l'astronomie X, radio, et infrarouge que l'on doit la compréhension que l'on se fait aujourd'hui de l'objet.

les astronomes pensent actuellement que Eta Carinae est un système binaire. Cette L'hypothèse provient de la détection en X et en radio de ce qui semblaient être des périodicités. Elle a conduit en 1996 Augusto Damineli, de l'université de São Paulo à prédire pour 1997-98 un nouvelle période d'activité, qui a effectivement eu lieu. Une périodicité de 2020 jours (à quelques jours près) est aujourd'hui admise. Au total, 9 cycles passé ont même pu être identifiés.

L'activité proviendrait de ce que les deux objets sont à l'origine de vents stellaires qui se heurteraient violemment lorsque les deux composantes se rapprochent. Il y aurait alors émission de infrarouge proche et optique et ondes millimétriques A partir d'un certain moment, très près du périastre, les deux astres seraient suffisamment rapprochés, et l'un des vents se révélerait alors assez puissant, pour frapper directement la surface de l'autre étoile, d'où une émission de rayons X.
Au début des années 1990, deux satellites observant le ciel dans le domaine X, Rosat et Asca, ont révélé la présence dans le voisinage de l'étoile de plusieurs nodules brillants. Leur successeur le satellite Chandra, quelques semaines seulement après le début de son exploitation, fin 1999, a mieux permis de comprendre qu'il s'agissait en fait des parties les plus brillantes d'un anneau de gaz très chaud, entourant Eta Carinae. Ce gaz, très certainement expulsé lors de la bouffée d'activité de 1843, a une vitesse d'expansion de 1900 km/s.

Parallèlement, des chercheurs travaillant avec le télescope spatial infrarouge Iso, ainsi qu'avec les instruments de l'Eso à l'observatoire de la Silla (Chili) ont montré la présence d'un second anneau, très froid celui-ci (environ 110 K). Un tore quinze fois plus massif que le Soleil (alors que l'anneau chaud ne rassemble qu'une demie masse solaires), presque perpendiculaire aux deux lobes de la nébuleuse de Homunculus, et dont le diamètre est d'environ 5 années-lumière.
 

L'histoire recomposée

L'étude de la composition chimique de ce tore a révélé qu'il est relativement pauvre en éléments chimiques lourds. il a donc subit peu de transformations, en comparaisons de la matière des deux lobes. Ceux-ci sont nettement plus riches en atomes synthétisés au cours de l'histoire nucléaire de h Carinae. Une discordance qui a aidé à reconstituer le déroulement des événements qui on affecté l'étoile.

Selon le scénario actuellement favorisé, l'une des deux composantes de l'étoile a connu un changement de régime de son moteur nucléaire, il y a environ deux millénaires. Son cœur, après s'être contracté, a commencé à synthétiser des noyaux plus lourds que dans l'étape précédente pour pouvoir continuer à assurer la production d'énergie. C'est donc à un phénomène analogue à celui qui s'observe avec les étoiles qui deviennent des géantes rouges qui a eu lieu. L'enveloppe s'est dilatée. L'étoile s'est alors retrouvée dans une situation de grande instabilité.

Quand la seconde composante du couple s'est rapproché très près. Les effets gravitationnels ont encore accru l'instabilité. Et une grande quantité de matière de l'enveloppe externe - celle qui aujourd'hui forme le tore froid - a été expulsée dans l'espace. Pas suffisant au demeurant pour mettre fin à l'instabilité de l'étoile. Et en 1843, c'est encore sous l'effet de la seconde composante que de la matière, cette fois venue des régions plus profondes de l'enveloppe (d'où sa richesse chimique), est soufflée de nouveau dans l'espace. Contrainte dans sa trajectoire par l'ancien tore, cette matière formera les deux lobes aujourd'hui observés.

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