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Article sur les Bulles de Wolf Rayet

* Evolution

Une étoile de type Wolf-Rayet (WR) est une étoile massive (> 20 masses solaires) en fin de vie et qui a des chances de finir en Supernova (SN).
Avant de devenir WR, l'étoile est passée par plusieurs stades. 
A l'origine, quand elle est encore dans la séquence principale, c'est-à-dire quand elle est encore jeune et bleue et que l'énergie qu'elle produit provient de la fusion de l'Hydrogène, c'est une étoile massive de type O.
La plus importante des classes de la classification de Harvard.

type spectral
Type spectral des étoiles (source)

Lorsque l'Hydrogène vient à manquer, le cœur de l'étoile se contracte et l'enveloppe se dilate.
L'étoile s'écarte alors de la séquence principale pour emprunter le chemin des Super Géantes Rouges (SGR).

Leur masse est assez importante pour ensuite amorcer la fusion de l'Hélium.
L'énergie dégagée est alors beaucoup plus importante que celle produite par la fusion de l'hydrogène.
Le vent stellaire s'intensifie et l'étoile se met alors à perdre beaucoup de masse.
La quantité de matière éjectée est tellement importante que le vent est dit optiquement épais (opaque) au point que la surface de l'étoile n'est plus visible.
L'étoile entre dans sa phase WR.

Les étoiles WR passent elles mêmes par plusieurs stades.
Les couches externes de l'étoile sont expulsées progressivement.
Les étoiles WR sont de type WN quand elles sont dites riches en azote.
Dans cette phase les vents stellaires contiennent encore de l'hydrogène.
Une fois les couches externes de l'étoile soufflées (plus d'hydrogène et d'Hélium), les produits de la fusion de l'Hélium, c'est-à-dire le carbone et l'oxygène, deviennent visibles.
L'étoile entre dans la phase WC (riche en carbone).
Si l'étoile est assez massive, elle peut ensuite amorcer la fusion du carbone, puis celle du néon, de l'oxygène, du silicium, pour au final synthétiser du fer.
Et c'est le drame, le fer, élément qui a l'énergie de liaison nucléaire la plus importante, ne fusionnera pas.
L'énergie que l'étoile produit, ne contrebalance plus son propre poids, l'étoile s'effondre et finit en Supernova.

En résumé les différentes étapes de l'évolution de ces étoiles massives sont les suivantes :
O > RSG > WR (WN>WC) > SN


* Les 3 Vents

Le vent stellaire et le rayonnement ultraviolet qu'émet l'étoile WR, donnent parfois naissance à des bulles de gaz ionisées, appelées bulles de Wolf-Rayet (terme anglais : Ring Nebula).
Elles sont souvent riches en [OIII] (émission des atomes d'oxygène en se désexcitant) , les rendant ainsi très photogéniques de part la couleur bleue générée. 
Les plus connues sont le casque de Thor (ngc2359) et la nébuleuse du Croissant (ngc6888).

Garcia-Segura et al. en 1995 proposent un modèle appelé, le "modèle 3 vents", pour expliquer la formation des bulles de Wolf-Rayet.

Les bulles sont façonnées par 3 vents stellaires produits par l'étoile à différents stades de son évolution.

Vent de la séquence principale (Vent MS pour Main Sequence sur fig.1) :
Quand l'étoile est encore dans la séquence principale, ses radiations et le vent stellaire nettoient son environnement proche et créent une cavité dans le milieu interstellaire.
Cette cavité est appelée bulle de la séquence principale. 
La vitesse du vent stellaire de l'étoile de type O est assez importante (~1000 km/s) mais la perte de masse de l'étoile est relativement faible à ce stade de son évolution (entre 10-6 et 10-7 masse solaire par an).

Vent de la Super Géante Rouge (Vent RSG pour Red Super Giant sur fig.1) :
Quand l'étoile se dilate et devient Super géante Rouge (SGR), ses couches externes sont soufflées par un vent stellaire de faible vitesse (une dizaine de km/s) mais emportant une grande quantité de matière (10-4 / 10-5 masse solaire par an). Ce vent dense et de faible vitesse se propage à l'intérieur de la bulle "vide" de la séquence principale et la remplit de matière.

Vent l'étoile WR (Vent WR sur fig.1) :
Quand l'étoile atteint le stade de WR, les vents stellaires générés gagnent en vitesse (~1000 km/s) et restent assez denses (10-5 / 10-6 masse solaire par an). Ce vent rapide rattrape et balaie le vent SGR pour former une bulle de Wolf-Rayet . Après cela le vent chaud et excité se propage dans le rémanent de la bulle de la séquence principale.

3 winds model
   Modèle des 3 vents (source)

* Morphologie des bulles de Wolf-Rayet

La morphologie des bulles de Wolf-Rayet dépend de la densité du milieu interstellaire que le vent WR traverse.
Il faut distinguer 2 types de mécanisme qui sont à l'origine des émissions en [OIII] et des émissions en Ha.
Le vent stellaire de l'étoile WR se déplace dans la matière interstellaire, créant une onde de choc.
Au de niveau du front de l'onde de choc de nombreuses collisions entre atomes ont lieu, portant la température à plus de 10000 K et générant des atomes d'oxygènes excités (ils perdent 2 électrons).
En se désexcitant ces atomes ionisés produisent le rayonnement bleu typique [OIII]. 
A de telles températures les atomes d'hydrogène sont condamnés à rester excités (privés de leur électron).
Ils ne peuvent "refroidir" en capturant un électron.
Le front de l'onde de choc se propageant dans le milieu interstellaire est donc caractérisé par une émission en [OIII].
On parle de front [OIII].
Une fois l'onde de choc passée, le milieu interstellaire se refroidit.
Quand la température descend sous les 10000 K, l'hydrogène excité peut alors capturer un électron et émet un fameux photon rouge Ha.
On parle alors de front Ha.

Dans un milieu interstellaire très dense les fronts [OIII] et Ha sont mélangés
Dans un milieu interstellaire moins dense, il y aura un décalage entre les 2 fronts, d'autant plus marqué que le milieu est ténu.
Il existe 4 classes de Bulles de Wolf-Rayet en fonction du décalage entre ces 2 fronts proposés par (Gruendl et al 2000).
Les bulles peuvent être difformes ou incomplètes suivant les variations de densité du milieu interstellaire ou si l'étoile WR a un malheureux compagnon !


Schémas...


* Images Saisons 2012 / 2013


Tableau WR
Quelques images obtenues avec une TSA102 et une Atik4000

Pour voir les pages dédiées à chaque bulle :
 WR134 


* Sources 






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