ALMA révolutionne notre connaissance des étoiles évoluées

Au fur et à mesure de l’épuisement de son combustible nucléaire, une étoile développe un cœur inerte de carbone et d’oxygène entouré d‘hélium et d’hydrogène en fusion et de couches gazeuses externes convectives. L’étoile quitte alors la ‘séquence principale d’évolution’ où sa luminosité est pilotée par la combustion de l’hydrogène, se refroidit et se dilate pour devenir, selon sa masse, une géante ou une supergéante rouge. Les conditions d’équilibre d’une étoile varient au cours de son évolution et peuvent conduire à des pulsations régulières ; c’est le cas des étoiles de type Mira d’éclat variable avec une périodicité typique de quelques centaines de jours. La matière soulevée (convection ou chocs) se transforme à partir d’agrégats moléculaires en grains de poussière qui, poussés par pression de radiation, entraînent le gaz pour former un vent stellaire à l’origine de la perte de masse des étoiles variables. Les instruments IR et radio les plus récents, VLTI, IRAM, APEX et surtout ALMA confirment ce scénario. Néanmoins, les mécanismes exacts qui génèrent l’accélération du vent stellaire restent encore à préciser1. La structure du vent est le plus souvent à symétrie sphérique (‘tracée’ à grande distance de la photosphère par l’émission de la molécule CO). Cependant les observations interférométriques d’ALMA ont montré que des structures complexes (coquilles, spirales, arcs etc.) peuvent apparaître dans le flot symétrique. Il faut aussi expliquer le passage énigmatique d’une structure stellaire plus ou moins sphérique vers une structure asymétrique parfois observée lorsque l’étoile atteint le stade de la Nébuleuse Planétaire. On verra plus loin que la binarité (beaucoup d’étoiles sont doubles) et le champ magnétique jouent un rôle dans l’évolution dynamique des enveloppes stellaires. Par ailleurs, la perte de masse enrichit le milieu interstellaire en poussière et gaz qui seront incorporés dans la génération suivante d’étoiles et de planètes. Les étoiles évoluées constituent donc l’un des moteurs essentiels de l’évolution chimique de la matière dans l’Univers.

Figure 1: Carte de l’émission des poussières éjectées/associées à la supergéante VY CMa dans deux bandes différentes d’ALMA centrées à 321 et 648 GHz. L’intensité de l’émission à 321 GHz est précisée suivant le code des couleurs au-dessus de la carte (unité en milliJy/beam, convertible en température de brillance). Les contours bleus à 648 GHz sont espacés de 10 milliJy/beam. L’étoile centrale est indiquée par une étoile. La composante C au sud-est de l’étoile est plus brillante que l’émission des poussières associées directement à l’étoile. ALMA a montré que la poussière observée autour de C est orientée par le champ magnétique.

La très grande résolution angulaire d’ALMA (quelques dizaines de milliarcseconde ou mas pour les grands espacements), sa grande résolution spectrale (jusqu’à environ 0.1 km/s suivant les bandes) et sa grande sensibilité apportent de nouvelles informations sur ces vents stellaires ainsi que sur la chimie complexe qui a lieu dans les enveloppes des géantes et supergéantes rouges. Les quelques exemples donnés ici sont tirés des résultats acquis par un petit groupe d’astronomes européens basés au LAB, à l’ESO, Onsala/Chalmers (Suède) et l’Université de Manchester.

La supergéante rouge VY CMa a fait l’objet de nombreuses observations ALMA. L’une des plus surprenantes a révélé à environ 0.35 sec d’arc au sud-est de l’étoile principale une forte émission révélant la présence de poussières. Il n’y a pas de contrepartie moléculaire à cette émission qui ne coïncide avec aucun des ‘ejecta’ de matière imagés par le Hubble Space Telescope (voir composante C sur la Fig. 1). Les observations dans diverses bandes de fréquence suggèrent une masse de l’ordre du millième de la masse solaire (l’étoile centrale a une masse initiale d’environ 30 masses solaires). Récemment, des observations à 1.7 mm ont montré que le rayonnement ‘continuum’ de la composante C est polarisé et nous avons suggéré que ceci résulte de poussières dont l’orientation est contrôlée magnétiquement. Par ailleurs, dans la direction de VY CMa (position marquée par une étoile, Fig. 1) les observations de la molécule SiO (excitée dans des régions proches de la photosphère jusqu’à quelques rayons stellaires) montrent que le champ magnétique est bien présent avec une intensité de l’ordre du Gauss. Ce champ pourrait jouer un rôle majeur dans l’expulsion de la composante C proche de l’étoile centrale.

Le même petit groupe européen explore avec ALMA le rôle de la binarité stellaire dans la formation de structures spatiales complexes autour des étoiles évoluées. La présence d’un compagnon proche d’une étoile centrale, dont on pensait jusqu’ici qu’elle était isolée, peut être révélée grâce à la détection de spirales et d’anneaux de gaz ‘tracés’ par l’émission de la molécule CO. C’est le cas de l’étoile carbonée R Scl (Fig. 2, partie gauche). Dans le cas de l’étoile Mira, déjà connue comme une binaire optique, les cartes d’émission CO montrent aussi une structure spiralée dont l’origine s’explique par la binarité (Fig. 2, partie droite). Un autre développement récent consiste à utiliser les très grandes lignes de base interférométriques d’ALMA (jusqu’à 16 km) pour révéler des zones d’émission chaude à la surface de l’étoile (une température de brillance proche de 104 K a été mesurée pour Mira). Ces zones, dont l’activité semble comme pour le Soleil être liée au champ magnétique, et la présence d’une binaire pour Mira façonnent la forme et l’évolution des couches circumstellaires. Les molécules SiO et CO sont bien adaptées au sondage des régions gazeuses et du vent stellaire de l’étoile principale. Mentionnons aussi pour R Dor (étoile dont la taille apparente vue de la Terre est la plus grande) la mise en évidence directe par ALMA d’une rotation très supérieure à ce qui est prédit pour une étoile isolée. Ce résultat suggère un transfert du moment angulaire depuis un proche compagnon invisible et donc peu massif. La vitesse de rotation, proche de la vitesse « critique », affecte la perte de masse.

Figure 2 : (partie gauche) Carte à haute résolution spatiale de l’émission de la molécule CO dans la direction de l’étoile carbonée R Scl révélant, pour la première fois, une spirale de gaz émergeant de l’étoile centrale. Cette structure est créée par un compagnon stellaire invisible orbitant autour de la géante rouge. (partie droite) Image de l’émission CO dans la direction de l’étoile pulsante Mira. Les 2 petites croix visibles au centre marquent les positions de l’étoile centrale (composante A) et de sa composante B (distante de 0.47 sec d’arc à l’est de A). La binarité est à l’origine des enroulements de gaz observés autour de Mira AB.

 

La composition chimique du gas des atmosphères circumstellaires des étoiles évoluées peut-être étudiée avec précision grâce à la technique hétérodyne radio qui autorise une grande résolution spectrale et, pour les étoiles les plus actives, grâce à l’imagerie de diverses raies moléculaires situées dans les bandes de fréquence d’ALMA. La chimie dans ces enveloppes est particulièrement riche en raison de variations de plusieurs ordres de grandeur de la densité et de la température favorisant des réactions à 2 ou 3 corps (près de la photosphère), la croissance d’agrégats moléculaires et la formation de grains. Une chimie en phase gazeuse hors-équilibre est aussi observée en raison des chocs liés à la pulsation stellaire. On détecte en effet la molécule d’eau dans le vent d’étoiles riches en carbone ou la molécule HCN dans des étoiles riches en oxygène. Récemment, ALMA nous a permis d’imager pour la première fois l’émission de NaCl et TiO2 autour de VY CMa et de prouver qu’une fraction significative de ces molécules reste sous forme gazeuse ; elles ne jouent donc pas un rôle dominant dans les processus conduisant à la condensation de la poussière. Pour mieux cerner la composition de la poussière nous avons proposé d’étudier avec ALMA l’abondance de précurseurs gazeux (AlO, AlOH, TiO, MgO, etc.) dont la nucléation et la condensation peut conduire à de petits grains.

Enfin, nous mentionnons que la molécule d’eau est détectée dans un grand nombre d’enveloppes circumstellaires. Cette détection est facilitée par la propension naturelle de l’eau à émettre un rayonnement amplifié du type maser. Le spectre microonde très riche de l’eau couvre des niveaux d’énergie variés permettant d’étudier des couches allant de la photosphère étendue des étoiles jusqu’à des régions situées à plusieurs dizaines de rayon stellaire ; on peut préciser ainsi les conditions physiques à l’aide de plusieurs transitions et préciser la cinématique du gaz formant le vent stellaire. Les transitions à haute énergie de l’eau sont observables avec le télescope APEX (sur le site d’ALMA) qui permet donc de recenser les étoiles où cette molécule est produite et excitée. C’est ce que nous avons fait récemment à 658 GHz (une raie de rotation dans un état vibrationnel excité) pour un grand nombre d’étoiles riches en oxygène, montrant que plusieurs étoiles sont suffisamment brillantes pour autoriser une cartographie avec ALMA à 658 GHz. L’image obtenue pour VY CMa démontre que cette transition de l’eau sonde à la fois les couches proches de la photosphère et des régions excitées par des ondes de choc se propageant dans l’enveloppe.  

Notes : 1Les processus physiques principaux à l’origine du vent stellaire sont la pression de radiation sur la poussière et, dans une moindre mesure, la diffusion sur les grains formé les plus gros.

Contact au LAB : Alain Baudry, équipe Formation Stellaire (FS)

Pour en savoir plus : Baudry, A., Herpin, F., Humphreys, E. et al. 2018, The Messenger 171, 37
                                    De Beck, E., Vlemmings, W., Muller, S. et al. 2015, A&A 580, 36D
                                    Decin, L., Richards, A., Millar, T.J., Baudry, A. et al. 2016, A&A 592, 76
                                    Gray, M., Baudry, A., Richards, A.M.S. et al 2016, Monthly Notices 456, 374
                                    Hofner, S., Olofsson, H. 2018, A&AR 26, 1
                                    Maercker, M., Mohamed, S., Vlemmings, W. et al. 2012, Nature 490, 232.
                                    Ramstedt, S., Mohamed, S., Vlemmings, W. et al. 2014, A&A 570, L14
                                    Richards, A.M.S., Impellizzeri, C.M.V., Humphreys, E. et al. 2014, A&A 572, L9
                                    Vlemmings, W., Khouri, T., Marti-Vidal, I. et al. 2017, A&A 603, A92