Des planètes habitables peuvent être trouvées dans différentes classes de luminaires — une distance de sécurité et un champ magnétique actif sont généralement suffisants pour créer des conditions similaires à celles de la Terre. Les étoiles Wolf-Raye (étoiles WR) constituent une exception : il n’y a jamais de tranquillité à proximité de ces grandes étoiles actives.
Table des matières
Caractéristiques des étoiles WR
Il est difficile d’identifier une caractéristique majeure des étoiles Wolf-Raye. Une composition particulière avec peu d’hydrogène et beaucoup d’hélium et d’éléments lourds, une luminosité, une température et une masse élevées, ainsi qu’une tendance à une forte perte de matière sont les premières caractéristiques externes d’une étoile WR. En fait, les luminaires de cette classe se distinguent par un état physique et structurel particulier atteint au cours de l’évolution stellaire. Par conséquent, il existe même des paires d’étoiles qui, au cours du processus d’évolution, se «forcent» mutuellement à devenir des étoiles Wolf-Rayet.
Que sont les étoiles Wolf-Rayet ? Essayons de le découvrir ensemble :
Système stellaire binaire (bleu — étoile Wolf-Rayet)
Composition spectrale
Le principal critère d’attribution aux étoiles Wolf-Raye est la composition spectrale — elle est riche en lignes de gaz fortement ionisés (c’est-à-dire chargés) d’hélium, de carbone, d’azote et parfois d’oxygène. L’intensité de l’ionisation et de l’émission des spectres de ces substances s’explique par la température élevée des étoiles WR — l’incandescence de la surface atteint en moyenne 50 000 degrés Celsius, soit 5 à 6 fois la chaleur du Soleil. Les valeurs maximales atteignent la marque de 200 000 °C !
La masse
La source d’énergie des étoiles WR est constituée par les processus de fusion thermonucléaire dans le noyau, comme dans tous les autres luminaires. L’intensité de la production d’énergie dépend directement de la masse de l’étoile. Dans le cas des étoiles Wolf-Raye, cette masse est assez importante : les étoiles les plus légères de la classe atteignent une masse de 10 soleils, et certaines étoiles gagnent plusieurs dizaines, voire centaines de masses solaires. L’étoile la plus lourde de l’univers observable, R136a1, qui appartient également à la classe Wolf-Raye, a une masse de 256 soleils. La taille minimale des luminaires WR est de 10 rayons solaires, ce qui équivaut à environ 7 millions de kilomètres.
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Toutefois, il existe également des étoiles WR légères, d’une masse de 0,6 soleil, qui constituent les noyaux des nébuleuses planétaires, des formations sphériques multicouches. Ces noyaux sont classés comme des étoiles WR en raison de leur composition et de leur température, bien qu’ils ne soient pas formellement des étoiles WR. Les nébuleuses planétaires ne peuvent être observées que pendant 20 000 ans, le temps qu’elles grandissent et brillent. Une fois que l’activité cesse, elles deviennent invisibles dans la plupart des gammes de lumière.
Source d’énergie
Cependant, ce n’est pas seulement la masse qui crée autant d’énergie dans les étoiles Wolf-Raye. En général, les luminaires de cette classe sont des étoiles assez vieilles qui ont perdu la majeure partie de leur hydrogène pour une raison ou une autre. En moyenne, une étoile WR ne contient que 20 % d’hydrogène, alors que le Soleil et les autres étoiles de la séquence principale en contiennent entre 73 et 75 %. Par conséquent, les noyaux des étoiles Wolf-Raye «brûlent» principalement des éléments lourds, qui fournissent beaucoup plus d’énergie. Les quelques étoiles lumineuses de cette classe, dans lesquelles se produisent des réactions nucléaires basées sur l’hydrogène, ne sont pas mal non plus. En plus de la fusion nucléaire proton-proton habituelle, où les atomes d’hydrogène se combinent progressivement en hélium, ils ont un cycle CNO — dans lequel le carbone (C), l’azote (N) et l’oxygène (O) participent en tant que catalyseurs, augmentant ainsi la libération d’énergie. Ce phénomène n’est possible que grâce à la masse importante des étoiles Wolf-Raye.
Luminosité
La grande quantité d’énergie libérée rend logiquement l’étoile brillante. Les étoiles Wolf-Raye ont donc généralement une luminosité très élevée. La luminosité moyenne des étoiles WR varie entre des centaines de milliers et des millions d’éclats solaires. L’étoile R136a1, qui détient le record de masse, est 8,7 millions de fois plus brillante que notre luminosité ! Jusqu’à présent, il s’agit de la valeur la plus élevée parmi les étoiles WR trouvées, bien qu’en théorie, il puisse y avoir des étoiles plus brillantes.
Cependant, cette luminosité est très spécifique. Les étoiles de Wolf-Raye, en raison de leur température élevée, émettent principalement de la lumière à courte longueur d’onde : rayons ultraviolets, rayons X, rayons gamma, etc. Ils représentent parfois jusqu’à 90 % de la luminosité de l’étoile. C’est pourquoi les étoiles de Wolf-Raye visibles dans un télescope sont toujours moins lumineuses sans filtre spécial. Gamma de la constellation des Voiles, l’étoile WR la plus brillante visible depuis la Terre, a une magnitude stellaire de 1,7. En même temps, sa magnitude bolométrique, qui prend en compte toutes les gammes de lumière, est de — 2 (plus la magnitude stellaire est faible, plus l’étoile est brillante dans le ciel).
Perte de masse
En raison de tous ces facteurs, les étoiles WR sont littéralement saturées d’énergie. C’est le cas typique des étoiles massives : même le rayonnement provenant du cœur est acheminé vers la surface par convection, par laquelle des gaz plus chauds et plus saturés remontent à la surface. Mais dans les étoiles Wolf-Raye, la convection et le rayonnement sont si forts qu’ils arrachent la matière du cœur, de sorte que même dans les jeunes étoiles, la surface est riche en éléments lourds. Le puissant rayonnement est également à l’origine de puissants vents stellaires, des courants de particules provenant de l’atmosphère de l’étoile. Les vents des étoiles WR sont rapides et intenses — leur vitesse atteint 2500 km/s. Ils transportent des tonnes de matière loin de l’étoile. Ils emportent des tonnes de matière loin de la surface de l’étoile.
Explosion de rayons gamma sur une étoile (vue d’artiste)
Le taux de perte de masse par les vents dépend beaucoup de la métallicité de l’étoile Wolf-Raye, c’est-à-dire de la fraction d’éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium dans sa composition. Dans un modèle simplifié, les métaux rendent le gaz stellaire moins transparent et l’intensité du rayonnement peut lui donner une plus grande vitesse. Les métaux accélèrent également les processus nucléaires de l’étoile, ce qui entraîne une augmentation de la perte de masse.
La rotation
Pour les étoiles WR à faible métallicité, le taux de perte de masse est régi par la vitesse de rotation autour de l’axe — plus elle est grande, plus l’étoile perd activement de la masse. Le phénomène est basé sur le fait que dans un corps en rotation, la matière chauffée au centre est distribuée plus rapidement et plus uniformément sur la surface — le même principe que nous utilisons lorsque nous remuons le porridge pendant la cuisson.
En revanche, la perte de masse ralentit la rotation du luminaire. C’est pourquoi les étoiles Wolf-Raye, dont la métallicité est égale à celle du Soleil (2 %), restent presque stationnaires tout au long de leur vie stable. En même temps, une température et une luminosité élevées peuvent provoquer une reprise soudaine de la rotation de l’étoile.
Un énorme luminaire qui tourne et se fige serait un beau spectacle. Mais en raison du tempérament violent de l’étoile Wolf-Raye, une sonde robotisée au niveau technologique actuel ne pourrait pas survivre près d’elle pendant quelques secondes — sans parler d’un équipage humain.
Étoile Wolf-Raye vue d’un vaisseau spatial (Elite simulator).
Durée de vie
En raison de la forte activité nucléaire et de la perte de masse, l’étoile Wolf-Raye ne vit pas longtemps — sous cette forme, le luminaire ne peut exister plus de 4 à 6 millions d’années. Il faut tenir compte du fait que la classe Wolf-Raye est une étape de l’existence du luminaire, et non son état permanent. Par conséquent, la vie de l’étoile avant et après avoir été classée dans la catégorie WR peut être beaucoup plus longue. Mais pas de beaucoup : les luminaires supermassifs n’existent pas plus d’une douzaine ou de deux millions d’années. En outre, il n’est pas facile d’acquérir une masse importante, de sorte que les étoiles Wolf-Raye peuvent être considérées comme l’un des types de luminaires les plus rares de l’Univers. Dans toute la Voie lactée, seules 230 étoiles WR ont été détectées à ce jour, et les astronomes s’attendent à en trouver à peu près le même nombre — par rapport aux 300 milliards de luminaires qui existent dans notre galaxie.
Scénarios d’extinction
Dans la plupart des cas, une étoile Wolf-Raye est la dernière forme de luminosité. Après la «combustion» nucléaire de l’hélium (et parfois même d’éléments plus lourds, si la masse de l’étoile le permet), une étoile WR explose en supernova.
Mais le processus de «mort» dépend également de la masse de l’étoile. Les étoiles Wolf-Raye les plus lourdes explosent dans des supernovae très lumineuses de type 1b et 1c, au cours desquelles d’innombrables quantités d’isotopes de nickel instables sont éjectées dans l’espace, émettant indépendamment de l’énergie au cours de la désintégration. Après les étoiles massives, seul un trou noir peut être laissé derrière elles — certaines étoiles lumineuses de cette classe sont si lourdes qu’elles s’y effondrent même en l’absence d’éruption. Les étoiles plus légères peuvent se transformer en étoile à neutrons.
Une hypernova accompagnée d’une émission de rayonnement dans une représentation artistique de l’événement.
Comment les étoiles de Wolf-Raye deviennent-elles des étoiles ?
Il a été mentionné à plusieurs reprises dans cet article qu’une étoile WR est un stade évolutif de la luminosité, auquel aboutissent des étoiles de classes et d’origines différentes. Voyons cependant comment une étoile peut devenir une étoile Wolf-Raye.
Un géant un jour est un géant pour toujours
On croit souvent à tort que les étoiles dans lesquelles l’hydrogène a été brûlé explosent immédiatement après le stade de géante rouge. En fait, les supernovae ne se produisent immédiatement que dans les étoiles relativement légères. Les étoiles plus massives évoluent différemment : après l’inflammation de l’hélium, elles s’approchent de leur limite de Roche et se débarrassent de leur enveloppe d’hydrogène résiduel. Il reste alors un noyau brûlant d’hélium et de matière lourde, qui devient un luminaire indépendant — une étoile de Wolf-Raye.
Ces étoiles WR créent généralement une nébuleuse lumineuse autour d’elles. Elle se nourrit des couches rejetées par l’étoile ainsi que des émissions annuelles de matière, dont l’intensité peut dépasser la moitié de la masse du Soleil par an. C’est pourquoi les nébuleuses autour des étoiles Wolf-Raye sont assez grandes — leur masse dépasse parfois 20 masses solaires.
Étoile Wolf-Raye (blanche au centre, avec une aura violette) et la nébuleuse qui l’entoure.
Droit d’aînesse
Certains luminaires sont considérés comme des étoiles Wolf-Raye même lorsqu’ils se trouvent sur la séquence principale. Il s’agit des étoiles super lourdes et très brillantes situées dans le coin supérieur gauche du diagramme de Hertzsprung-Russell.
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Leur masse génère une énergie élevée (pensez à la combinaison des cycles de fusion nucléaire proton-proton et CNO !), qui soulève les éléments lourds des profondeurs de l’étoile et crée un puissant vent stellaire. Ces étoiles sont les plus massives car elles possèdent toute leur masse d’origine et ne meurent pas nécessairement comme une étoile de Wolf-Raye. Après avoir épuisé leurs réserves d’hydrogène, elles peuvent devenir des supergéantes bleues ou renaître sous une autre forme d’étoile WR selon le scénario des géantes rouges décrit ci-dessus.
Course de relais entre voisins
Les étoiles Wolf-Raye se trouvent souvent dans des systèmes d’étoiles doubles. Cela se produit lorsqu’au départ, l’un des luminaires est plus lourd que l’autre, puis les étoiles sont entraînées dans un processus court mais divertissant d’échange de matière.
Tout commence par une évolution plus rapide de l’étoile la plus massive du système. Lorsque l’hydrogène de son noyau est épuisé et que les couches extérieures commencent à se dilater, l’étoile voisine prend l’initiative : en seulement 100 000 ans, plus de la moitié de la matière de l’étoile massive est attirée vers elle. Tout ce qui reste de l’étoile la plus ancienne est un noyau enflammé avec une surface d’hélium — comme nous le savons déjà, une étoile Wolf-Raye typique.
Le trou noir de l’étoile WR la plus ancienne attire la matière de sa voisine, la transformant en étoile Wolf-Rayet.
Une étoile WR plus lumineuse se développe selon le scénario déjà décrit, perd rapidement sa masse et s’effondre en étoile à neutrons ou en trou noir. L’influence gravitationnelle accrue permet à l’étoile de revenir «volée» par sa voisine — et comme la coquille d’hydrogène de l’étoile «plus jeune» passe à l’objet nouvellement formé, celui-ci devient lui-même une étoile de Wolf-Raye. Les restes de l’ancienne étoile et le vent stellaire de l’étoile WR nouvellement formée créent une nébuleuse, à laquelle le mouvement des objets du système donne une forme d’anneau.
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Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023