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Les étoiles massives

Aperçu
Les étoiles les plus massives sont les étoiles bleues des classes spectrales O et B. Ce sont des astres plutôt rares, même si à cause de leur luminosité dix mille à dix millions de fois supérieure à celle de notre Soleil, on serait tenté de ne voir pratiquement qu'elles dans le ciel nocturne. Et d'autant mieux qu'elles sont souvent situées cœur de nuages de gaz et de poussières qu'elles illuminent pour former de splendides nébuleuses brillantes et multicolores (La Phase chaude du milieu interstellaire). En réalité, les étoiles massives ne comptent sans doute que pour 2% dans l'effectif stellaire d'une galaxie spirale comme la nôtre.

Leur rareté vient de ce qu'elles naissent en petit nombre, mais aussi de ce qu'elles ont une existence très courte en comparaison des autres étoiles. De l'ordre, au mieux, de dix millions d'années seulement, quand le Soleil, par exemple, peut se prévaloir d'une espérance de vie mille fois supérieure. La raison de cette brièveté est qu'avec une masse excessivement élevée - entre quinze et, disons, une bonne centaine de masses solaires - ces étoiles n'ont pas d'autre choix que de consommer à un rythme accéléré leur combustible. L'affaire se terminant d'ailleurs en apothéose, puisqu'on peut s'attendre à ce que toutes ces étoiles finissent par exploser en supernova (de type II).

Avant cela, tout au long de leur existence, elles auront recraché aussi dans l'espace sous la forme d'un vent stellaire une quantité considérable de la matière qui les constitue, et notamment quantité des noyaux atomiques qu'elles ont synthétisé. Ainsi les étoiles massives jouent-elles un rôle essentiel dans la fabrication et la dissémination dans l'espace des éléments chimiques.

Le vent stellaire et l'explosion en supernova sont par ailleurs à l'origine de gigantesques ondes de choc, capables de mettre en route la formation de nouvelles étoiles. Si bien que l'ensemble de tous les processus qui leurs sont attachés placent les étoiles les plus massives au coeur même de toute l'évolution d'une galaxie. "Poussières d'étoiles", pour reprendre l'expression d'Hubert Reeves, nous sommes nous-mêmes avant tout des enfants des étoiles géantes bleues.

Toute une vie au berceau


Rouages
La brièveté de l'existence de ces étoiles explique qu'on les rencontre toujours à proximité du lieu où elles se sont formées, et donc le plus souvent à proximité d'autres étoiles surgies de la nuit en même temps qu'elles, au cours de processus de formation stellaire par contagion. Les étoiles bleues appartiennent ainsi en général à de jeunes amas ouverts et à des associations. Et, surtout, comme, de plus, les étoiles naissent dans les profondeurs des grands nuages moléculaires galactiques, on peut s'attendre à les rencontrer aussi à proximité de ces masses de gaz et de poussières, dans lesquelles, éventuellement, continuent de se former d'autres étoiles. Cela fait que que cette catégorie d'étoiles se distribue préférentiellement le long des bras spiraux des galaxies, auxquels elles confèrent justement tout l'éclat. [La formation des étoiles]
Vie associative
La notion d'association stellaire a été introduite au début des années 1950 par Victor Ambartsumian. Dans une association, plusieurs centaines d'étoiles peuvent se trouver concentrées dans des volumes de cent à mille années-lumière de diamètre. Mais contrairement aux étoiles des amas ouverts, sensiblement plus serrés, celles des associations, ne sont pas liées par les forces de gravitation. "Lancées" dès leur formation dans des directions aléatoires, elles tendent à se disperser en quelques millions d'années seulement. Un exemple typique d'un tel comportement est fourni par le groupe de Dzêta Persei (Persée), constitué d'une quinzaine d'étoiles semblent se fuir les unes les autres à toute vitesse.

Les associations sont donc toujours nécessairement composées d'astres très jeunes. Les rassemblements d'étoiles massives s'appellent des associations OB. Il existe aussi des associations de protoétoiles du type T Tauri (Taureau), dites associations T.
La ceinture de Gould - Signalée par John Herschel en 1847, puis étudiée une vingtaine d'années plus tard par Benjamin Gould qui lui a donné son nom, une vaste structure de forme circulaire, inclinée de 16° à 20° par rapport au plan médian de la Voie Lactée, semble encercler le Système solaire. Cette ceinture, dont le centre se semble se situer à quelque 300 années-lumière de nous en direction de la constellationdu Cygne, affiche un rayon, en expansion d'une poignée de kilomètres par seconde, d'environ un millier d'années-lumière. Elle se présente comme un chapelet presque ininterrompu d'étoiles bleues, d'associations OB, et d'amas ouverts. Le groupe de Dzêta Persei (Persée), déjà mentionné, en fait partie, ainsi que plusieurs associations dans Orion (Trapèze et consorts...), le Lézard, le Scorpion, le Loup, le Centaure. A quoi on ajoutera des amas ouverts très connus tels que Praesepe (M 44), dans le Cancer, les Pléiades (M 45) et les Hyades, dans la constellation du Taureau, etc.
[Les amas ouverts]
Quelle est donc l'origine de la ceinture de Gould? Première hypothèse, la ceinture de Gould n'est qu'une illusion née de notre position particulière dans la Voie Lactée. Le Système solaire se trouve en effet actuellement entre deux bras spiraux de la Galaxie, le bras Sagittaire-Carène et l'éperon d'Orion, qui semble d'ailleurs être une excroissance du précédent. Nous observerions donc des concentrations d'étoiles jeunes le long de ces bras plutôt qu'un cercle véritable.
[La Voie lactée]
Autre hypothèse, la ceinture de Gould est la conséquence lointaine d'une explosion de supernova qui aurait pu se produire il y a quelques dizaines (peut-être centaines) de millions d'années. Une première explosion aurait déstabilisé des nuages alentour provoquant ainsi de nouvelles naissances stellaires. Les plus massives des nouvelles venues auraient explosé à leur tour, provoquant de nouvelles naissances un peu plus loin, et un nombre de plus en plus important d'étoiles dans un cercle s'élargissant sans cesse.

Certains auteurs ont imaginé que la supernova parente aurait aussi laissé comme reliquat le tout premier pulsar découvert en 1968 par Jocelyn Bell, dans le Petit Renard, et dont on avait (presque?) cru pendant quelques heures qu'il pouvait s'agir d'un signal en, provenance d'une civilisation extraterrestre. D'autres ont évoqué en relation avec la propagation de ce supposé feu de forêt galactique, l'explosion d'une supernova proche dont les effets sur notre planète auraient pu être l'extinction massive d'espèces, lors de la transition Crétacé-Tertiaire. Il fallait bien qu'on mêle les dinosaures à tout ça. Il est vrai qu'on ne prête qu'aux riches!

[Les supernovae]
[Les pulsars]
Très chaudes, avec des températures de surface dépassant souvent les 10 000 K, les étoiles bleues émettent aussi une fraction notable de leur énergie dans le domaine ultraviolet du spectre. L'impact de ce rayonnement sur la matière interstellaire environnante est considérable. Il peut intervenir dans la chimie et la fabrication, et plus certainement encore la destruction des molécules présentes. Il a aussi pour effet le plus spectaculaire la ionisation du gaz à l'entour. Les atomes en se recombinant ensuite dans certaines proportions, restituent l'énergie acquise en émettant à leur tour des rayonnements de longueurs d'ondes caractéristiques. D'immenses bulles d'hydrogène ionisé (régions HII) se constituent ainsi autour de ces étoiles hors normes. On a affaire à des nébuleuses brillantes, telles l'immense nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade) ou la Grande Nébuleuse d'Orion, moins étendue mais plus proche.

Pertes et fracas

[Les étoiles]
Les étoiles massives sont par ailleurs à l'origine d'un vent stellaire intense. C'est-à-dire de l'émission massive dans l'espace de particules (noyaux atomiques essentiellement) animées de vitesse pouvant dépasser les mille kilomètres par seconde. Une gigantesque onde de choc se produit quand ce vent entre en contact avec les nuages froids environnants. La nébuleuse de la Rosette, dans la Licorne, montre le déferlement d'une telle vague concentrique. Et c'est encore à la propagation d'une onde de choc que l'on attribue les stries dans la lumière bleue diffusée par les poussières entourant les Pléiades (Taureau). La zone de contact entre le vent stellaire issu des étoiles bleues et du milieu interstellaire représente un site privilégié pour la formation de nouvelles molécules. Certaines seront simples comme l'ammoniac, le monoxyde de carbone, l'eau, voire le chlorure de sodium, d'autres, plus complexes, pourront déjà relever la chimie organique.
Les ondes de choc en provenance des étoiles géantes (au cours leur existence aussi bien qu'au moment de leur explosion) constituent également des facteurs de déstabilisation pour les nuages interstellaires. Ceux-ci seront alors poussés à s'effondrer sur eux-mêmes pour former de nouvelles générations d'étoiles.
Corollaire du vent stellaire, une perte de masse colossale frappe les étoiles bleues. Une étoile de classe spectrale O, trente fois plus massive que le Soleil, est victime d'une hémorragie qui la déleste de l'équivalent d'une masse solaire en 100 000 ans.

La perte de masse, par l'effet du vent stellaire, concerne toutes les étoiles surtout quand elles deviennent des géantes rouges, mais jamais dans de telles proportions. La fuite de matière est souvent ici un million de fois supérieure à celle que l'on observe pour le Soleil.

[Les géantes rouges]
Il s'ensuit que le milieu interstellaire, seulement composé à l'origine des éléments légers formés dans les premières minutes du big bang, s'enrichit ainsi des éléments chimiques plus lourds synthétisés par les étoiles massives. Le phénomène atteint ensuite son paroxysme quand ces étoiles explosent en supernovae au terme de leur la brévissime existence. Cette fois c'est toute l'enveloppe qui se disperse d'un seul coup dans la Galaxie, accompagnant d'ailleurs la synthèse d'éléments chimiques plus lourds que le fer, et qu'une étoile même géante ne saurait produire autrement...
Étoile Constellation Type
spec.
Magn.
app.
Magn.
abs.
Lum.
(Soleil=1)
Dist.
(a.l.)
Rigel Orion B8 1,0 -6,69 40000 800
Achernar Eridan B5 0,5 -2,77 1100 140
Agena Centaure B1 0,6 -5,42 10 000 500
Spica Vierge B1 0,9 -3,55 2000 270
Mimosa Croix du sud B0 1,3 -3,92 3000 400
Regulus Lion B8 1,4 -0,52 140 78
Acrux Croix du Sud B2 1,4 -4,19 4000 300
Adhara Grand Chien B1 1,5 -4,1 4000 400
Shaula Scorpion B2 1,6 -5,05 10000 700
Bellatrix Orion B2 1,6 -2,72 1000 250
Les dix étoiles bleues les plus brillantes -Sur les 25 étoiles les plus brillantes, 10 sont des étoiles massives, alors qu'elles ne représentent en réalité que 2% des étoiles. Une sureprésentation qui s'explique par leur grande luminosité intrinsèque.

Variations en bleu

Les étoiles massives sont souvent des étoiles variables. Elles le sont de plusieurs façons. Parfois leur luminosité varie au gré de pulsations de l'enveloppe stellaire, parfois, les fluctuations traduisent des situations de crise et sont plus erratiques.
[Les étoiles variables]

Mise en ordre
Les Bêta Canis Majoris
Loin de la bande d'instabilité (Diagramme HR), mais situées à l'approche de la limite supérieure de masse que sont capables de supporter les étoiles, se situent des variables pulsantes de types spectraux B1, B2 ou B3. Il s'agit pour d'une famille dont deux exemples-types sont offerts par Alphirk = Bêta Cephei (Céphée) ou encore Mirzam = Bêta Canis Majoris (Grand Chien ). Leur période s'échelonne entre 3 et 6 heures et les fluctuations d'éclat sont bien régulières, mais ne dépassent guère le dixième de magnitude en général. Une relation période-luminosité, analogue à celles des pulsantes de la bande d'instabilité existe aussi pour ces étoiles dont les mécanismes d'oscillation ne sont qu'imparfaitement compris.
[Les variables pulsantes]
Étoile
Constellation V max. Ampl. T (j.)
Bêta Canis Majoris Grand Chien 1,98 0,07 0,250
Sigma Scorpii Scorpion 2,89 0,12 0,247
Delta Lupi Loup 3,22 0,03 0,165
Delta Ceti Baleine 4,06 0,06 0,161
Bêta Cephei Céphée 5,22 0,04 0,190
Pulsantes bleues - Ce tableau propose une sélection de variables pulsantes du type Bêta Canis Majoris. V max. = magnitude au maximum. Ampl. = amplitude des variations. T(j.) = période moyenne en jours décimaux.
Il est tentant de rapprocher de ce groupe d'autres étoiles chaudes dont les fluctuations de la lumière (associées à celles de l'enveloppe) sont rapides et d'amplitude extrêmement faible. Têtes de file de ces variables très lumineuses :
  • Vega (Alpha de la Lyre), ou bien Maïa, l'une des Pléiades (Taureau).
  • Deneb (Alpha du Cygne), ou bien Khi Cassiopeiae (Cassiopée).
Les étoiles Wolf-Rayet
Les étoiles Wolf-Rayet*, des noms de Charles Wolf et de Georges Rayet, se signalent moins par leurs variations d'éclat irrégulières, que par leur spectre, marqué de fortes raies d'émission. De masses comprises entre 25 et 50 masses solaires, elles correspondent à un stade d'évolution tardif de certaines étoiles O et B. Une phase qui ne dure que quelques centaines de milliers d'années mais pendant laquelle la perte de masse se révèle dix fois plus rapide les étoiles massives ordinaires. Il s'ensuit que ces astres sont souvent entourés de la bulle de matière qu'elles ont expulsé, à l'instar de NGC 2359 dans le Grand Chien, la nébuleuse brillante qui englobe l'un de ces astres rares. Un autre exemple de Wolf-Rayet est fourni par la première composante de Suhail al-Muhlif (Voiles), qui, vue de la Terre, apparaît comme la plus brillante de ces étoiles.

L'importance de la perte de masse étant fortement liée à la composition chimique des étoiles, on rencontre les étoiles Wolf-Rayet préférentiellement dans les régions chimiquement jeunes de la Galaxie, ou dans des galaxies présentant les mêmes caractéristiques juvéniles.

Les Wolf-Rayet et leur bulle de gaz en expansion rappellent les nébuleuses planétaires, dont les étoiles centrales, très chaudes, ont aussi un spectre de "type Wolf-Rayet". On notera cependant qu'il existe une différence de masse importante entre ces deux familles d'astres. Les étoiles des nébuleuse planétaires ayant des masses équivalentes à celle du Soleil.

D'autres groupes d'étoiles pour lesquelles instabilité d'éclat s'associe à perte de masse peuvent être évoqués. Certaines géantes très chaudes, qui ne sont pas des Wolf-Rayet, connaissent en effet également de brèves éruptions accompagnant, dans un éclair lumineux, des éjections de matière. Étoiles de ce type : Cih (Gamma de Cassiopée) ou Pléione (BU du Taureau, dans les Pléiades). Dans ce dernier cas, l'éjection de gaz a créé une enveloppe nébulaire autour de l'étoile.

Les excessives
Les astronomes connaissent enfin quelques étoiles massives, à la fois très lumineuses et variables (ce qui justifie qu'on les désigné couramment sous le sigle LBV, pour Luminous Blue Variables), et que l'on peut ranger en deux groupes : les S Doradus et les P Cygni, et... les autres :

S Doradus dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade) ou P Cygni (Cygne). Ces supergéantes chaudes, parmi les plus massives que l'on connaisse ont aussi des variations irrégulières d'éclat de l'ordre d'une magnitude, s'accompagnant par épisodes de l'expulsion du gaz de leur enveloppe.

Eta Carinae (Carène), l'Étoile du Pistolet et LBV 1806-20 (Sagittaire). On n'a plus affaire ici à une famille, mais à des cas particuliers. La première est une monstrueuse étoile double en désagrégation depuis au moins sa découverte il y a 150 ans (et selon toute vraisemblance depuis plusieurs siècles), et qui semble être d'une certaine façon le siège de phénomènes comparables à celui des deux précédents au superlatif. Le gaz dont elle s'est séparé et qu'elle continue d'illuminer forme la nébuleuse brillante NGC 3372. L'étoile du Pistolet, découverte dans la région du centre galactique a été considérée quelque temps comme dépassant en éclat toutes les étoiles de la Voie lactée. Mais il semble assez probable qu'il s'agit d'une étoile multiple, composée comme la précédente de très grosses étoiles bleues. De plus, une nouvelle venue dans le livre des records astronomiques, LBV 1806-20, pourrait être encore plus lumineuse et massive... à moins qu'une fois de plus il s'agisse d'un couple stellaire très serré.

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