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Parlons du moment où notre soleil devient une supergéante. Nous savons que notre système solaire peut être détruit ou affecté en raison de la masse importante de la supergéante et également en raison de la température élevée. Mais d'une manière ou d'une autre, considérons que rien n'est arrivé à notre système solaire par hasard. Il est évident que la vie ne sera plus possible sur Terre (à cause de la chaleur extrême), mais y a-t-il une possibilité que les événements qui ont eu lieu lors de la formation de la Terre se déroulent sur des planètes lointaines ? La formation de la vie peut-elle avoir lieu sur une autre planète comme cela s'est produit sur Terre ??
Lorsque le Soleil deviendra une supergéante rouge (plus précisément, une étoile géante à branche asymptotique), il aura moins masse qu'aujourd'hui. C'est parce que la masse est perdue par un vent stellaire de plus en plus massif alors que le Soleil approche de la fin de sa vie. En conséquence, les rayons orbitaux des planètes seraient augmenter. La température de surface de ce futur Soleil AGB serait plus bas que la température du Soleil, mais sa luminosité serait beaucoup plus grande.
Cependant, même si la Terre réussissait à éviter d'être engloutie dans l'enveloppe externe du Soleil évolué (ce qui est encore incertain), la quantité d'énergie reçue par mètre carré à la surface de la Terre serait considérablement augmentée par rapport aux 1,4 kW par mètre carré qu'elle reçoit du Soleil maintenant. Donc, votre conclusion selon laquelle la vie (telle que nous la connaissons) serait grillée est tout à fait correcte.
La zone Goldilocks pour l'apparition possible de la vie, utilise le critère de l'eau liquide comme base pour permettre à la vie d'évoluer. Au fur et à mesure qu'une étoile devient plus lumineuse (et un Soleil AGB serait probablement environ 100 fois plus lumineux que le Soleil actuel), la zone Boucle d'or se déplace vers l'extérieur à peu près proportionnellement à $sqrt{L}$, soit environ un facteur 10 plus loin.
Le problème alors de permettre à la vie d'évoluer sur une autre planète (par exemple, Mars après que son orbite s'est un peu élargie, ou Jupiter) est que (i) vous avez besoin que les ingrédients soient déjà là, ou d'un moyen pour qu'ils soient livrés, mais plus important (ii) il y a peu de temps pour que la vie évolue, car la position de la zone Goldilocks évolue très rapidement vers la fin de la vie du Soleil à mesure que la luminosité du Soleil AGB augmente - les échelles de temps seraient mesurées en millions plutôt qu'en milliards d'années. De plus, la luminosité des étoiles AGB peut être très variable car elles subissent de grandes pulsations, ce qui peut également être un problème. (iii) Une fois la phase AGB (comparativement brève) terminée, vous vous retrouveriez avec un reste de naine blanche très chaude ($T simeq 10^{5}$K) qui pourrait stériliser efficacement l'ensemble du système avec de la lumière ultraviolette.
Je ne pense pas que nous en sachions assez sur la façon dont la vie commence pour dire que ces problèmes excluent votre scénario ; mais ils le rendent peut-être moins probable.
Étoiles hypergéantes
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La grande majorité des étoiles là-bas sont de minuscules naines rouges, puis viennent les étoiles de masse solaire comme notre Soleil. Il y a des étoiles géantes et même des étoiles supergéantes. Mais les plus grandes étoiles sont les monstrueuses étoiles hypergéantes, qui pompent des millions de fois plus d'énergie que le Soleil. Quelle est donc la taille et la puissance des étoiles hypergéantes ?
Tout d'abord, jetons un coup d'œil à une étoile ordinaire comme notre Soleil. Notre Soleil est la ligne de base, avec 1 masse solaire et 1 diamètre solaire. Il émet 1 quantité solaire de luminosité. Un exemple d'étoile géante serait Rigel, avec 17 fois la masse du Soleil. Il émet environ 66 000 fois plus d'énergie que le Soleil et on estime qu'il a 62 fois le rayon du Soleil.
Ensuite, allons plus loin et regardons une étoile supergéante : Bételgeuse. Cette étoile familière est située dans la constellation d'Orion, et a 20 fois la masse du Soleil (1 masse solaire = la masse du Soleil). Bételgeuse est estimée à 1 000 fois la taille du Soleil et émet 135 000 fois plus d'énergie.
Ces étoiles ne sont rien comparées aux étoiles hypergéantes. Un exemple d'étoile hypergéante rouge est VY Canis Majoris, qui mesure 1 500 fois la taille du Soleil.
Les vrais monstres de l'Univers sont les étoiles hypergéantes bleues, comme Eta Carinae. Il a 150 fois la masse du Soleil et mesure jusqu'à 180 fois la taille du Soleil. Eta Carinae produit 4 millions de fois plus d'énergie que le Soleil ! Bien sûr, Eta Carinae est une star du genre "vivre vite, mourir jeune". Il n'existe probablement que depuis 3 millions d'années environ, et les astronomes pensent qu'il explosera sous forme de supernova d'ici 100 000 ans.
Nous avons écrit de nombreux articles sur les étoiles ici sur Universe Today. Voici un article sur la plus grande star de l'Univers, et voici un article sur Eta Carinae, qui devrait exploser à tout moment maintenant.
Nous avons enregistré plusieurs épisodes d'Astronomy Cast sur les étoiles. En voici deux qui pourraient vous être utiles : Épisode 12 : D'où viennent les bébés étoiles et Épisode 13 : Où vont les étoiles quand elles meurent ?
Eta Carinae, une étoile supergéante de la nébuleuse de la Carène
Eta Carinae est une étoile supergéante brillante de seulement 2 à 3 millions d'années située à environ 7 500 années-lumière dans la nébuleuse de la Carine. Il est entouré d'un nuage bipolaire en expansion de poussière et de gaz connu sous le nom de nébuleuse Homunculus (petit homme en latin). Eta Carinae est l'une des étoiles les plus brillantes et les plus massives connues de toute la Voie lactée.
Les estimations de sa masse vont de 100 à 150 fois la masse de notre Soleil, et sa luminosité est d'environ quatre millions de fois celle du Soleil. Il pompe autant d'énergie en 6 secondes que notre Soleil en une année entière tandis que son vent stellaire souffle la masse équivalente de Jupiter chaque année, dépassant le taux annuel de perte de masse de notre Soleil de 100 milliards de fois.
Eta Carinae coexiste probablement dans un état binaire avec une autre supergéante massive d'environ 30 à 60 masses solaires. À leur approche la plus proche tous les 5,5 ans, les deux supergéantes s'approchent à moins de 2 à 3 unités astronomiques l'une de l'autre, permettant à leurs puissants vents stellaires d'entrer en collision, avec un énorme flux de lumière et de rayonnement.
La nébuleuse Homunculus a été expulsée de l'étoile lors d'une telle explosion en 1843 (connue sous le nom de Grande Éruption ou Nova Carinae 1843) qui a brièvement fait d'Eta Carinae la deuxième étoile la plus brillante du ciel. L'explosion a produit deux lobes et un grand disque équatorial mince, se déplaçant tous vers l'extérieur à environ 1 million de kilomètres par heure.
En raison de sa masse extraordinaire, l'étoile est sur le point d'exploser en une supernova ou une hypernova. Mais personne ne sait quand – ce sera peut-être l'année prochaine, ce sera peut-être dans un million d'années. Cependant, une explosion d'énergie de cet ordre pourrait éventuellement dévaster les champs d'étoiles et les planètes dans un rayon de quelques milliers d'années-lumière.
Quelle est l'étoile la plus massive ?
Le grand rayon d'UY Scuti n'en fait pas l'étoile la plus massive - ce titre revient à R136a1. Il se trouve à une distance d'environ 50 kiloparsecs (163 000 années-lumière) dans le Grand Nuage de Magellan. Il a la masse et la luminosité les plus élevées de toutes les étoiles connues, à 315 M☉ (masse solaire) et 8,7 millions de L☉ (luminosité solaire), et est également l'une des plus chaudes à environ 53 000 K. Elle est beaucoup plus grande que notre Soleil, mais avec un rayon compris entre 28,8 et 35,4 rayons solaires, elle est beaucoup plus petite que les étoiles de cette liste.
Étoile supergéante
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Si notre Soleil est une étoile de taille moyenne, il existe de vrais monstres. Ce sont les étoiles supergéantes, et elles existent en deux saveurs : rouge et bleu. Les supergéantes sont les étoiles les plus massives du monde, variant entre 10 et 70 masses solaires, et leur luminosité peut aller de 30 000 à des centaines de milliers de fois la puissance solaire. Ils ont une durée de vie très courte, allant de 30 millions à quelques centaines de milliers d'années. Les supergéantes semblent toujours exploser en tant que supernovae de type II à la fin de leur vie.
Tout d'abord, jetons un coup d'œil à une étoile supergéante rouge. Ce sont des étoiles avec plusieurs fois la masse du Soleil, et l'un des exemples les plus connus est Bételgeuse, dans la constellation d'Orion. L'étoile Bételgeuse a 20 fois la masse du Soleil et émet environ 135 000 fois plus d'énergie que le Soleil. C'est l'une des rares étoiles dont les astronomes ont jamais vu leur disque imager l'estimer à 1 000 fois le rayon du Soleil. Avec cette taille, Bételgeuse engloutirait les orbites de Mars et Jupiter dans notre système solaire. Les astronomes supposent que Bételgeuse n'a que 8,5 millions d'années, et ils s'attendent à ce qu'elle explose en tant que supernova dans les 1000 prochaines années. Lorsqu'elle se déclenchera enfin, l'explosion de la supernova sera aussi brillante que la Lune dans le ciel nocturne.
Les supergéantes bleues sont beaucoup plus chaudes que leurs homologues rouges. Un bon exemple de supergéante bleue est Rigel, également dans la constellation d'Orion. Rigel a 17 fois la masse du Soleil et 66 000 fois la luminosité du Soleil, c'est l'étoile la plus lumineuse du voisinage. Elle n'est pas aussi grande qu'une supergéante rouge, avec seulement 62 fois le rayon du Soleil.
Nous avons écrit de nombreux articles sur les étoiles ici sur Universe Today. Voici un article sur un choc d'arc révélé autour de Bételgeuse, et voici un article sur la façon dont les scientifiques ont imagé une étoile supergéante mourante.
Nous avons enregistré plusieurs épisodes d'Astronomy Cast sur les étoiles. En voici deux qui pourraient vous être utiles : Épisode 12 : D'où viennent les bébés étoiles et Épisode 13 : Où vont les étoiles quand elles meurent ?
Étoiles géantes bleues, supergéantes et hypergéantes
Ce sont les étoiles bleues géantes, supergéantes et hypergéantes les plus brillantes que l'on puisse trouver à l'œil, des jumelles ou un petit télescope (4 pouces).
- étoile, grandeur (m)
- Taper
- Constellation, Saison
- &alpha Camelopardalis (4.3)
- supergéante (hiver)
- &tau Canis Majoris (4.4)
- supergéante (hiver)
- UW CMa (4.8-5.3)
- supergéante (hiver)
- &delta Circini (5.1)
- étoile (été)
- &mu Colomba (5.2)
- étoile (hiver)
- BP Crucis (10.8)
- hypergéante (printemps)
- Cygne OB2-12 (11.4)
- hypergéante (automne)
- V1768 Cygni (5.6)
- hypergéante (automne)
- Cygne X-1 (8.9)
- supergéante (automne)
- 10 Lacertae (4.9)
- étoile (automne)
- Étoile de Plaskett (6.1)
- géant (hiver)
- &zeta Ophiuchi (2.6)
- étoile (été)
- Rigel (0.05-0.18)
- supergéante (hiver)
- Bellatrix (1.6)
- géant (hiver)
- Alnitak (1.8)
- supergéante (hiver)
- Mintaka (2.2)
- géant (hiver)
- &iota Orionis (2.8)
- géant (hiver)
- Meissa (3.3)
- géant (hiver)
- &sigma Orionis (3.8)
- étoile (hiver)
- &theta1 Orionis C (5.1)
- étoile (hiver)
- &xi Persei (4)
- géant (hiver)
- Naos (2.3)
- supergéante (printemps)
- HT Sagittae (6.9)
- hypergéante (automne)
- V4030 Sagittaire (8.4)
- hypergéante (été)
- &zeta Scorpion (4.7)
- hypergéante (été)
- V430 Scuti (8.3-10.6)
- hypergéante (été)
- Alcyone (2.9)
- géant (hiver)
Tableau d'amplitude
il nu = 4 (ville)
Oeil nu = 5 (banlieue)
il nu = 6* (ciel sombre)
Jumelles = 10
Télescope 4" (100 mm) = 12,5
Télescope 8" (200 mm) = 14
Télescope 12" (300m) = 15
Télescope 16" (400m) = 16
Télescope spatial Hubble = 30
* jusqu'à 8 avec des yeux parfaits sous un ciel idéal
Voir les couleurs
À l'exception des objets de magnitude les plus brillants, la plupart apparaîtront en blanc/gris car ils sont trop sombres pour activer les cellules coniques (détectrices de couleur) de nos yeux. Pour la même raison, vous pouvez voir la couleur à la lumière du jour et le noir/blanc la nuit. Il est beaucoup plus facile de voir la couleur dans les étoiles que dans les objets diffus comme les nébuleuses. Si vous voulez voir plus de couleurs, utilisez une caméra d'astrophotographie.
Quand les supergéantes supermassives font le superboom
J'ai longtemps été fasciné par les sursauts gamma (ou GRB). Ceux-ci sont incroyablement événements violents : c'est comme prendre toute la production d'énergie du Soleil et s'entasser dans un seul événement qui ne dure que quelques secondes ! L'énergie émise est si intense, si brillante, que nous pouvons voir les GRB à une distance de milliards d'années-lumière.
Les rayons gamma eux-mêmes ne sont qu'une forme de lumière, comme celle que nous voyons, mais avec une énergie énorme, chaque photon contient des millions ou des milliards de fois l'énergie d'un seul photon de lumière visible. Seuls les événements les plus énergétiques de l'Univers peuvent les produire, donc si nous en détectons une explosion venant du ciel, nous savons que quelque chose de littéralement catastrophique s'est produit.
Nous savons que les GRB existent en plusieurs saveurs. Certains durent littéralement des millisecondes, tandis que d'autres s'étendent sur des minutes. Nous savons également que différents événements peuvent également les provoquer. Les plus courts semblent provenir de la fusion d'étoiles à neutrons, des objets compacts ultra denses laissés après l'explosion des étoiles. Les plus longues se produisent lorsque des étoiles massives explosent, laissant leur noyau s'effondrer. Dans les deux cas, l'énorme explosion de rayons gamma de haute énergie signale la naissance d'un trou noir.
Mais les astronomes ont récemment été surpris de trouver un troisième type de GRB, qui ne dure pas quelques minutes, mais les heures. Quels que soient ces objets, ils ne se contentent pas de clignoter avec la lumière, ils s'attardent, explosant loin, loin plus de rayons gamma pour loin, loin plus longtemps qu'on ne le pensait auparavant. Que pouvait faire une chose pareille ?
Plusieurs idées ont été avancées, mais de nouvelles observations ont fourni la clé de voûte : un GRB de très longue durée s'est produit le jour de Noël en 2010, et sa distance s'est avérée être un écrasement d'âme 7 milliard à des années-lumière, environ à mi-chemin de l'Univers visible ! Cela ne laissait qu'un seul candidat possible pour l'ancêtre : une étoile extrêmement massive, si grosse qu'elle éclipse le Soleil et le rend insignifiant.
Crédit image : Goddard Space Flight Center/S de la NASA. Wiessinger
Les étoiles à l'origine de ces GRB lents ont au moins 20 fois la masse du Soleil et sont extrêmement chaudes et lumineuses. Nous appelons ces étoiles des supergéantes bleues, pour une bonne raison : elles sont si grosses que si vous en jetiez une au centre de notre système solaire, leurs surfaces pourraient atteindre presque l'orbite de Jupiter ! Ils peuvent être 1000 fois plus large que le Soleil.
Ces supergéantes consomment rapidement leur carburant, ne vivant qu'un million d'années avant de s'épuiser (comparé au Soleil, qui a une durée de vie d'environ 10 milliards d'années). Lorsque le réservoir d'une supergéante bleue se vide, le noyau s'effondre, formant un trou noir. Les processus sont compliqués, mais cela crée des conditions dans lesquelles des faisceaux jumeaux de matière et d'énergie s'éloignent du noyau stellaire, rongeant leur chemin hors de l'étoile. Il faut un certain temps pour atteindre la surface - même à la vitesse de la lumière, il faudrait une heure pour aller du centre au bord - et quand ils le font, les faisceaux jaillissent vers l'extérieur, déversant des rayons gamma dans l'Univers. Mais la star est si énorme qu'il faut plusieurs heures pour que l'événement se déroule, c'est pourquoi nous voyons ces GRB durer si longtemps.
Je noterai qu'ils sont différents des GRB qui durent quelques minutes, même si les deux proviennent d'étoiles massives. Certaines étoiles massives font sauter leurs couches externes avant d'exploser. Elles sont appelées étoiles Wolf-Rayet, et au moment où elles deviennent supernova, elles ne sont guère plus que le noyau de l'étoile entouré de nuages de gaz en expansion rapide qui étaient autrefois leurs atmosphères. Parce qu'ils sont petits (plutôt), l'événement GRB ne dure que quelques minutes. Les supergéantes bleues conservent leur atmosphère avant d'exploser, ce qui les rend beaucoup plus grandes, de sorte que les explosions prennent beaucoup plus de temps.
C'est une nouvelle plutôt cool. Les GRB n'ont été découverts pour la première fois que dans les années 1960, et pendant longtemps on en savait très peu à leur sujet. Au fur et à mesure que nous lancions de meilleurs télescopes dans l'espace, nous en avons appris davantage, mais nous avons constaté que chaque GRB est différent, ce qui les rend difficiles à classer en grands groupes. Ainsi, même maintenant, des décennies plus tard, nous trouvons de nouvelles façons pour l'Univers de créer ces événements ridiculement dramatiques. Seules trois de ces rafales ultra-longues ont été trouvées, mais d'autres seront finalement découvertes.
Qui me rend heureux. Il y a encore beaucoup à apprendre sur le cosmos, et s'il peut être difficile d'observer quelles sont littéralement les explosions les plus brillantes de l'Univers, quelles autre est là pour trouver et comprendre?
Étiquette : supergéante
Les diagrammes H-R sont en effet l'un des graphiques les plus puissants et les plus importants de toute l'astronomie.
Les êtres humains sont génétiquement équipés pour rechercher des motifs, et c'est exactement ce que l'astronome danois Ejnar Hertzsprung et l'astronome américain Henry Norris Russell ont fait entre 1911 et 1914 : Hertzsprung a noté qu'un motif régulier apparaît lorsque la magnitude absolue des étoiles est tracée en fonction de leurs couleurs. (qui est aussi une mesure de leur température de surface). Deux ans plus tard, Russel a fait de même, en utilisant des types spectraux au lieu de couleurs. Leurs résultats combinés ont donné naissance à un graphique qui restait à affiner avec des observations plus poussées et plus précises :
Dans ce graphique, chaque point représente une étoile dont le type spectral et la luminosité ont été déterminés. Les étoiles les plus lumineuses sont près du haut du diagramme, les étoiles les moins lumineuses près du bas. Ainsi, le concept principal ici est qu'en connaissant la magnitude absolue (ou aussi la luminosité dans les luminosités solaires) et le type spectral d'une étoile, nous pouvons déterminer sa température de surface, sa masse et même le rayon de cette étoile. En fait, les points du diagramme n'apparaissent pas dispersés au hasard, mais ils sont regroupés dans quelques régions distinctes, plus nettement avec le temps et les nouvelles technologies ont permis d'améliorer et d'enrichir ce diagramme, comme nous le montrons ci-dessous :
Vous pouvez voir que par le croisement des lignes tracées données par la luminosité du Soleil (1 L☉) et le type spectral du Soleil (G2V), mesuré depuis la Terre, nous pouvons évaluer la position de notre étoile dans le diagramme et ainsi obtenir sa température de surface (5800 Kelvin). Non seulement cela, parce que l'analyse spectrale nous donne beaucoup d'informations sur l'étoile observée (type spectral, classe de luminosité, température et composition chimique de son atmosphère extérieure), nous pouvons obtenir le rayon de l'étoile (d'où sa masse). En rassemblant toutes ces informations, nous pouvons déterminer la magnitude absolue de l'étoile et donc sa distance (parallaxe spectroscopique).
Nous pouvons jeter un coup d'œil global sur les classifications des classes spectrales dans le tableau suivant :
Classe spectrale d'étoiles : obafgkm
(mémo : Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me)
Examinons une procédure typique sous forme d'organigramme qui conduit à une distance et un rayon d'une étoile grâce au diagramme H-R :
Cliquez sur l'image pour agrandir
UN EXEMPLE PRATIQUE
Faisons un exemple fascinant avec l'une des étoiles du bel amas ouvert des Pléiades : Maia (20 Tau), une géante bleue dans la constellation du Taureau :
Maia (20 Tau)
Ascension droite 03 h 45 m 49,6067 s
Déclinaison : 24° 22′ 03.895″
Magnitude apparente : m = 3,85
En analysant son type spectral, qui est B8III (Blue Giant) et sa classe de luminosité, on trouve avec le diagramme H-R que sa température de surface est de 10611 K et en mesurant son Flux on calcule sa luminosité totale : 539,8 luminosités solaires.
De la luminosité, nous trouvons sa Magnitude Absolue :
Et nous avons déjà mesuré sa magnitude apparente :
Par la formule trouvée ici, nous pouvons calculer sa distance, en parsecs, puis la transformer en années-lumière :
10 (3.85+1.5+5) × 0.2 = 117.5 pc × 3,26 = 383 ment.
Nous pouvons maintenant calculer son rayon avec la formule trouvée ici :
47.65 × 10 8 . = 6.8 fois plus grand que notre Soleil.
7 × 10 8
Et sa masse ?
À partir du diagramme H-R, nous avons évalué que Maia est une étoile de la séquence principale et qu'elle a une luminosité L = 539,8 L☉. Nous avons également calculé que Maia est de 6,8 M☉. Pour calculer sa masse, nous utilisons une formule très simple :
Donc, en réarrangeant la troisième formule :
Maintenant, L/L☉ = 539,8, on peut donc écrire :
En clair, Maia a environ 5 masses solaires.
Densité de MAIA
Les surprises ne sont pas encore terminées. Si nous voulons calculer la densité de Maia = Masse / Volume :
V = 4/3 × π × R 3 = 4/3 × π × (4,76 × 10 9 m) 3 = 4,5 × 10 29 m 3
ρ = 10 31 4 . 5 × 10 29 = 22 . 22 kg / m 3 = 0 . 022 g/cm3
Wow! Maia n'a que 1.57% de la densité de notre Soleil !
En observant le diagramme H-R, nous remarquons quelque chose d'intéressant : il y a une ligne diagonale (en haut à gauche en bas à droite) où se trouvent de nombreuses étoiles. Notre Soleil est également placé à l'intérieur de cette ligne diagonale, où sa température (ou type spectral) est croisée avec sa luminosité (et sa magnitude absolue). Cette ligne diagonale représente l'extrêmement important SÉQUENCE PRINCIPALE, c'est-à-dire toutes les étoiles matures et en train de transformer leur hydrogène en hélium (la chaîne proton-proton). Ensuite, nous voyons d'autres amas d'étoiles dans le diagramme : un en bas à gauche (naines blanches) et un en haut à droite (géantes rouges et supergéantes). Comme nous le verrons, le diagramme couvre toutes les étapes de l'évolution stellaire. Lorsqu'une étoile quitte la séquence principale (quand elle a épuisé son « carburant »), elle démarre alors un processus qui la mènera à une phase géante et terminera sa vie jusqu'à la section naine (masse énorme, objets très chauds) ou des trous noirs, selon leur masse initiale.
En regardant le diagramme HR, il est facile de se rendre compte en un clin d'œil que les naines blanches, par exemple, ayant une densité énorme, des températures extrêmement élevées (couleur blanche) et beaucoup moins de luminosités que les étoiles dans la séquence principale, elles doivent nécessairement être très petite (surface émettrice moindre), tandis que les géantes rouges et les supergéantes, ayant une surface étendue et étant très lumineuses, doivent avoir une densité globale relativement plus faible. Nous couvrirons cela dans la conférence Stellar Evolution.
Taches sur les spirales d'entraînement d'étoiles supergéantes dans le vent stellaire
Une équipe internationale d'astronomes dirigée par le Canada a récemment découvert que des taches à la surface d'une étoile supergéante entraînent d'énormes structures en spirale dans son vent stellaire. Leurs résultats sont publiés dans une édition récente de Avis mensuels de la Royal Astronomical Society.
Les étoiles massives sont responsables de la production des éléments lourds qui composent toute vie sur Terre. À la fin de leur vie, ils dispersent le matériau dans l'espace interstellaire lors d'explosions catastrophiques appelées supernovae - sans ces événements dramatiques, notre système solaire ne se serait jamais formé.
Zeta Puppis est une étoile massive évoluée connue sous le nom de « supergéante ». Il est environ soixante fois plus massif que notre soleil et sept fois plus chaud en surface. Les étoiles massives sont rares et se trouvent généralement en paires appelées « systèmes binaires » ou en petits groupes appelés « systèmes multiples ». Zeta Puppis est cependant spécial, car il s'agit d'une seule étoile massive, se déplaçant uniquement dans l'espace, à une vitesse d'environ 60 kilomètres par seconde. "Imaginez un objet environ soixante fois la masse du Soleil, voyageant environ soixante fois plus vite qu'une balle qui accélère !" disent les enquêteurs. Dany Vanbeveren, professeur à la Vrije Universiteit Brussel, explique pourquoi l'étoile voyage si vite "Une théorie est que Zeta Puppis a interagi avec un système binaire ou multiple dans le passé, et a été projetée dans l'espace à un vitesse incroyable."
À l'aide d'un réseau de « nanosatellites » de la mission spatiale « BRIght Target Explorer » (BRITE), les astronomes ont surveillé la luminosité de la surface de Zeta Puppis sur une période de six mois et ont simultanément surveillé le comportement de son vent stellaire à partir de plusieurs basés sur des observatoires professionnels et amateurs.
Tahina Ramiaramanantsoa (doctorante à l'Université de Montréal et membre du Centre de Recherche en Astrophysique du Québec CRAQ) explique les résultats des auteurs : « Les observations ont révélé un motif répété tous les 1,78 jours, tant à la surface de l'étoile que dans le vent stellaire. Le signal périodique s'avère refléter la rotation de l'étoile à travers des « points lumineux » géants liés à sa surface, qui entraînent des structures en spirale à grande échelle dans le vent, surnommées « régions d'interaction co-rotatives » ou « » CIR'."
"En étudiant la lumière émise à une longueur d'onde spécifique par l'hélium ionisé du vent de l'étoile", a poursuivi Tahina, "nous avons clairement vu certains motifs" S "causés par des bras de CIR induits dans le vent par les taches de surface brillantes !." En plus de la périodicité de 1,78 jour, l'équipe de recherche a également détecté des changements aléatoires sur des échelles de temps d'heures à la surface de Zeta Puppis, fortement corrélées avec le comportement de petites régions de plus haute densité dans le vent connues sous le nom de " touffes " qui se déplacent vers l'extérieur de l'étoile. "Ces résultats sont très excitants car nous trouvons également des preuves, pour la première fois, d'un lien direct entre les variations de surface et l'agglutination du vent, tous deux de nature aléatoire", commente Anthony Moffat, membre de l'équipe d'enquête, professeur émérite à l'Université de Montréal et principal Enquêteur pour la contribution canadienne à la mission BRITE.
Après plusieurs décennies de perplexité sur le lien potentiel entre la variabilité de surface des étoiles massives très chaudes et leur variabilité du vent, ces résultats constituent une avancée significative dans la recherche sur les étoiles massives, essentiellement grâce aux nanosats BRITE et à l'importante contribution des astronomes amateurs. "C'est vraiment excitant de savoir que, même à l'ère des télescopes professionnels géants, des astronomes amateurs dévoués utilisant du matériel standard dans leurs observatoires de jardin peuvent jouer un rôle important à la pointe de la science", déclare Paul Luckas, membre de l'équipe d'enquête. du Centre international de recherche en radioastronomie (ICRAR) de l'Université d'Australie occidentale. Paul est l'un des six astronomes amateurs qui ont observé de manière intensive Zeta Puppis depuis leur domicile pendant la campagne d'observation, dans le cadre de l'initiative « Southern Amateur Spectroscopy ».
Les origines physiques des taches de surface brillantes et les variations aléatoires de luminosité découvertes à Zeta Puppis restent inconnues à ce stade et feront l'objet d'enquêtes supplémentaires, nécessitant probablement beaucoup plus d'observations à l'aide d'observatoires spatiaux, de grandes installations au sol et de petits télescopes. ressemblent.