Asymptotic Giant Branch (AGB) stars are in a decisive stage of the stellar evolution : they are extremely luminous (several thousand times the luminosity of the Sun) and undergo mass loss at large rate (several million to several billion times the rate of the Solar Wind). These stars cannot survive for a long time in such a stage, possibly around one million years, which is short as compared to their lifetime, from 1 to 10 Gigayears. After this spectacular stage they stop expelling matter and producing energy, and then cool down slowly as white dwarfs ; for a short time they are still luminous enough to illuminate the circumstellar material that they lately expelled, giving marvels known as Planetary Nebulae :

Figure 1 NGC 7293 : la nébuleuse de l’Hélice vue avec le Télescope Spatial Hubble ; elle doit son nom à son apparence hélicoïdale. Copyright : NASA/NOAO Cliquer sur la figure pour l’agrandir

It is through this phenomenon of mass loss that the low and intermediate mass stars (i.e. those which at birth had a mass around the one of the Sun or a few times) avoid ending their lifes as Supernovae. On the other hand, the rare stars with initial mass larger than 6 to 8 solar masses follow a different evolution which may lead to such catastrophic fate. It is also through mass loss that stars are replenishing the Interstellar Medium with material which has been enriched in elements nuclearly processed in their interiors. They are thus participating to the chemical evolution of the Universe. Understanding the dynamics of circumstellar outflows and the history of mass loss from AGB stars is thus one of the challenges of the research in stellar physics. As it expands, the material in the circumstellar shells is slowly cooling down. Dust is condensing in the form of small carbon or silicate particles, and molecules, such as CO or OH, are formed. Mass loss from evolved stars has therefore been probed essentially through dust emission (infrared continuum) or molecular line emissions (in the radio range). However this approach is suffering from several limitations because the dust or molecules which are observed constitute only a minor component (< 1 %) of the material ejected from red giants. In addition, the proportion of this component is not well known. In these conditions it has been difficult to establish a balance of the mass lost as a function of time, a datum which is seriously needed to describe the post-main sequence evolution of low and intermediate-mass stars (M < 6-8 solar masses). Hydrogen is the most abundant element in the Universe and also in the wind from late-type giants. Therefore the emission from atomic hydrogen in the ground state should be one of the best tracer of the mass loss history. Also, as hydrogen is the most common element in stars, its measurement is almost equivalent to probing directly the total mass. Atomic hydrogen can be characterized through a well-known transition which is observed at the wavelength of 21 cm. This transition has been widely used to map the galactic interstellar medium and to discover the spiral structure of our Galaxy. It is found in the radio domain at a frequency of 1420 MHz, close to those used for terrestrial, airborne and spaceborne transmissions. Fortunately the range from 1400 to 1427 MHz is protected for scientific applications ! However past attempts to detect this line from circumstellar shells have failed, basically because : 1. the emission from HI at 21 cm is weak, 2. the interstellar medium on the line of sight often produces an HI emission which makes an intense background against which the weak circumstellar signal has to be discriminated, 3. the hydrogen in the outflows might possibly be molecular rather than atomic. The searches carried out in the eighties had then been given up. Eric Gérard and Thibaut Le Bertre from the Observatory of Paris have undertaken a new search for the HI line at 21 cm with the renovated Nançay Radio Telescope (NRT). Indeed this telescope originally built in the sixties has recently been refurbished by the Institut National des Sciences de l’Univers (INSU) and the Observatory of Paris with the collaboration of australian engineers of the CSIRO and with the financial support of the Conseil Régional de la Région Centre in France.

Figure 2 Vue intérieure de la nouvelle cabine focale du radiotélescope de Nançay montrant le cornet basse-fréquence (1.0-1.8 GHz) en position et son récepteur cryogénique. Cliquer sur la figure pour l’agrandir

Thanks to the improved sensitivity of the instrument and to a careful observing strategy they could discover HI emission from several stellar sources. One of their first detections was from the star RS Cnc. From the very particular spectral profile of the emission they could deduce that atomic hydrogen is present already in the central star’s atmosphere. This result showed that hydrogen could already be in atomic form close to the central star, and that it could be much more common than previously thought. They now have discovered it in several other sources. In one of them, the Semi-Regular Variable EP Aqr, the emission is spectacular. It can be decomposed into 3 components which trace different dynamical structures of the circumstellar shell. The 2 main components (1 and 2 in figure 3) are very extended and can be angularly resolved with the NRT. The distance to the star has been measured by the European satellite Hipparcos and is about 135 parsec, or 440 light years. At this distance, the size of the circumstellar shell detected in HI is about 1.6 parsec or 5 light years !

Figure 3 L’émission HI de EP Aqr détectée avec le radiotélescope de Nançay. Cliquer sur la figure pour l’agrandir

The size of the EP Aqr circumstellar shell is so large that it is comparable to the average separation of stars in the Solar Neighborhood. Its apparent extension is about one degree over the sky (i.e. twice as much as the Sun or the Moon, although it is of course much farther !). The circumstellar shells detected in HI by Gérard & Le Bertre are roughly centered on the stars, but sometimes exhibit a distribution of matter which is complex, with large-scale density-enhancements, like those that can be seen in planetary nebulae. In fact, the HI line allows to probe circumstellar material so far from the central star that in another case (the carbon star Y CVn), Gérard and Le Bertre could from their HI data detect the interaction between the stellar outflow and the Interstellar Medium.

Figure 4 Image de Y CVn obtenue à 90 microns par l’Observatoire Spatial Infrarouge ISO (Izumiura et al. 1996, A&A 315, L221). L’émission vient de la poussière dans l’enveloppe circumstellaire de Y CVn, et probablement aussi du milieu interstellaire repoussé par le vent stellaire. Cliquer sur la figure pour l’agrandir

The advent of radio-interferometer with large field of view, such as the EVLA or the SKA, will allow to map with excellent angular resolution and sensitivity the HI shell surrounding Y CVn and other AGB stars. It has the potential to resolve the dynamic structure of AGB outflows. It will bring results on the history of mass loss which cannot be obtained by other means, and also informations on the way stellar matter, enriched in elements produced in their interiors, is re-injected into the ISM (an essential step of the cosmic cycle of matter). This prospect nicely complements ALMA which will soon allow to detect the emission of molecular species like CO, and thus will give access to the structure of circumstellar shells close to the central stars. The results obtained by Gérard and Le Bertre demonstrate that the circumstellar-HI line-profiles contain an unexpected wealth of informations on the history of mass loss from red giants, on the spatial and kinematic structure of circumstellar shells and on the interaction between stellar winds and the interstellar medium. The large radio-interferometers which are presently in phases of conception or construction will provide essential contributions to our knowledge of the evolution of these important celestial sources. Le Bertre T., Gérard E., 2004, "The circumstellar environments of EP Aqr and Y CVn probed through the HI emission at 21 cm", Astronomy & Astrophysics, in press Gérard E., Le Bertre T., 2003, "The HI emission profile of RS Cnc", Astronomy & Astrophysics 397, L17 Contact Eric Gérard (Observatoire de Paris, GEPI) Thibaut Le Bertre (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 4 mars 2013

Les étoiles de la Branche Asymptotique des Géantes (Asymptotic Giant Branch, AGB) se trouvent dans un état décisif de l’évolution stellaire : elles sont extrêmement lumineuses (plusieurs milliers de fois la luminosité du Soleil) et perdent de la masse à un taux très élevé (de plusieurs milliers à plusieurs milliards de fois l’intensité du Vent Solaire). Ces étoiles ne peuvent vivre longtemps dans un tel état, peut-être un million d’années, ce qui est court en comparaison de leur durée de vie (de 1 à 10 milliards d’années). Après cette phase spectaculaire elles arrêtent de perdre de la masse et de produire de l’énergie, et se refroidissent lentement sous la forme de naines blanches ; cependant pendant un temps très court elles se trouvent encore assez lumineuses pour illuminer la matière circumstellaire éjectée récemment, produisant ainsi les merveilles connues sous le nom de Nébuleuses Planétaires :

Figure 1 NGC 7293 : la nébuleuse de l’Hélice vue avec le Télescope Spatial Hubble ; elle doit son nom à son apparence hélicoïdale. Copyright : NASA/NOAO Cliquer sur la figure pour l’agrandir

C’est par le biais de ce phénomène de vent stellaire que les étoiles de petite masse ou de masse intermédiaire (c’est-à-dire celles qui à leur naissance avaient une masse de une à quelques fois celle du Soleil) évitent de terminer leur vie en Supernovae. Par contre les rares étoiles qui à leur naissance avaient une masse de plus de 6 ou 8 fois celle du Soleil suivent une évolution différente qui les conduit à ce type d’explosion catastrophique. C’est aussi par le phénomène de perte de masse que ces étoiles remplissent le milieu interstellaire avec de la matière enrichie en éléments produits dans les intérieurs stellaires. Elles participent ainsi à l’évolution chimique de l’Univers. Comprendre la dynamique des vents circumstellaires et l’histoire de la perte de masse des étoiles AGB est ainsi un des challenges de la Physique Stellaire. Dans son expansion, la matière circumstellaire se refroidit lentement. De la poussière se forme par condensation de petites particules carbonées ou silicatées, ainsi que des molécules telles que CO ou OH. La perte de masse des étoiles évoluées a ainsi été étudiée principalement à travers l’émission des poussières (dans le domaine infrarouge) ou les émissions moléculaires (dans le domaine radio). Cette approche reste cependant insatisfaisante car la poussière ou les molécules qui sont observées ne constituent qu’une fraction mineure (< 1 %) de la matière éjectée par les géantes rouges. D’autant plus que cette proportion est elle-même mal connue. On comprend que dans ces conditions il est difficile d’établir un bilan de la masse perdue par les étoiles en fonction du temps, une donnée indispensable pour bien décrire l’évolution des étoiles de masse intermédiaire (M < 6-8 masses solaires). L’hydrogène est l’élément le plus abondant dans l’Univers et aussi dans les vents des géantes rouges. Par conséquent, l’émission de l’hydrogène atomique dans son état fondamental devrait être l’un des meilleurs traçeurs de l’histoire de la perte de masse. De plus l’hydrogène étant l’élément le plus abondant, le mesurer est quasiment équivalent à mesurer directement la masse totale. L’hydrogène atomique est caractérisé par une transition bien connue que l’on observe à 21 cm. Cette transition a été utilisée extensivement pour cartographier le milieu interstellaire de notre Galaxie et découvrir ainsi sa structure spirale. Elle se trouve dans le domaine radio à la fréquence de 1420 MHz, proche de celles utilisées pour les transmissions terrestres, aéronautiques et spatiales. Heureusement le domaine qui va de 1400 à 1427 MHz est protégé pour la recherche ! Cependant les tentatives pour détecter cette raie dans les enveloppes circumstellaires avaient jusqu’à maintenant échoué, principalement parce que : 1. l’émission de HI à 21 cm est très faible, 2. le milieu interstellaire sur la ligne de visée produit une émission HI qui ajoute un fond intense contre lequel il est difficile de distinguer la faible émission circumstellaire, 3. l’hydrogène dans ces enveloppes pourraient être moléculaire plutôt qu’atomique. Les recherches menées dans les années 80 avaient ainsi été abandonnées. Eric Gérard et Thibaut Le Bertre de l’Observatoire de Paris ont récemment entrepris une nouvelle recherche de la raie HI à 21 cm avec le radiotélescope rénové de Nançay (NRT). En effet ce radiotélescope construit dans les années 60 a été récemment rénové par l’Institut National des Sciences de l’Univers (INSU) et l’Observatoire de Paris en collaboration avec les ingénieurs australiens du CSIRO et avec le soutien financier du Conseil Régional de la Région Centre.

Figure 2 Vue intérieure de la nouvelle cabine focale du radiotélescope de Nançay montrant le cornet basse-fréquence (1.0-1.8 GHz) en position et son récepteur cryogénique. Cliquer sur la figure pour l’agrandir

Grâce à la plus grande sensibilité de l’instrument et à une stratégie d’observation soignée ils ont pu découvrir l’émission HI en provenance de plusieurs sources stellaires. Une de leurs premières détections est associée à l’étoile RS Cnc. Du profil spectral très particulier de cette émission ils ont pu déduire que l’hydrogène atomique est présent dans l’atmosphère stellaire. Ce résultat montra que l’hydrogène peut se trouver sous forme atomique très près de l’étoile centrale et que donc il pourrait se trouver sous cette forme beaucoup plus communément que considéré jusqu’à présent. Ils ont maintenant découvert HI dans plusieurs autres sources. Dans l’une d’elles, l’étoile variable EP Aqr, l’émission HI est spectaculaire. Le profil spectral peut se décomposer en 3 composantes qui tracent des structures dynamiques différenciées dans l’enveloppe circumstellaire. Les 2 composantes principales (1 et 2 dans la figure 3) sont trés étendues dans le ciel et peuvent être résolues angulairement avec le NRT. La distance de cette étoile a été mesurée par le satellite européen Hipparcos et vaut 135 parsecs, ou 440 années lumières. A cette distance la taille de l’enveloppe circumstellaire détectée en HI est de l’ordre de 1.6 parsecs ou 5 années lumières !

Figure 3 L’émission HI de EP Aqr détectée avec le radiotélescope de Nançay. Cliquer sur la figure pour l’agrandir

La taille de l’enveloppe circumstellaire de EP Aqr est si grande qu’elle se compare à la séparation moyenne des étoiles dans le voisinage solaire. L’extension apparente correspond à à peu près 1 degré sur le ciel (soit 2 fois plus que le Soleil ou la Lune, bien que bien sûr la source se trouve beaucoup plus loin !). Les enveloppes circumstellaires détectées en HI par Gérard & Le Bertre sont centrées sur les étoiles, mais quelques fois elles présentent une distribution de la matière qui est complexe, avec des structures rappelant celles observées dans les nébuleuses planétaires. En fait, la raie de HI permet de sonder l’environnement circumstellaire si loin de l’étoile centrale que dans un autre cas (l’étoile carbonée Y CVn), Gérard et Le Bertre ont pu mettre en évidence l’interaction entre le vent stellaire et le milieu interstellaire.

Figure 4 Image de Y CVn obtenue à 90 microns par l’Observatoire Spatial Infrarouge ISO (Izumiura et al. 1996, A&A 315, L221). L’émission vient de la poussière dans l’enveloppe circumstellaire de Y CVn, et probablement aussi du milieu interstellaire repoussé par le vent stellaire. Cliquer sur la figure pour l’agrandir

L’avénement d’interféromètres radio avec un grand champ de vue, tels que l’EVLA ou le SKA, permettra de cartographier en HI avec une résolution angulaire et une sensibilité excellentes les enveloppes entourant les étoiles AGB telles que Y CVn. On sera capable ainsi d’étudier en détail la structure dynamique des vents circumstellaires et l’histoire de la perte de masse des étoiles AGB, ce qui ne peut être obtenu autrement. On pourra aussi obtenir des informations cruciales sur la façon dont la matière stellaire, enrichie par les éléments produits dans les intérieurs des étoiles, est ré-injectée dans le milieu interstellaire (une étape essentielle du cycle cosmique de la matière). Cette perspective ouvre un complément heureux au programme ALMA qui bientôt permettra d’étudier en détail l’émission radio des espèces moléculaires telles que CO, et ainsi donnera accès à la structure interne des enveloppes circumstellaires à proximité des étoiles centrales. Les résultats obtenus par Gérard et Le Bertre démontrent que les profils des raies HI contiennent une information très riche, inattendue, sur l’histoire de la perte de masse des géantes rouges, sur les structures spatiales et cinématiques des enveloppes circumstellaires, et sur l’interaction entre les vents stellaires et le milieu interstellaire. Les grands interféromètres radio qui sont en phase de conception ou en cours de construction fourniront une contribution essentielle à notre connaissance de ces objets importants. Le Bertre T., Gérard E., 2004, "The circumstellar environments of EP Aqr and Y CVn probed by the HI emission at 21 cm", Astronomy & Astrophysics, in press Gérard E., Le Bertre T., 2003, "The HI emission profile of RS Cnc", Astronomy & Astrophysics 397, L17 Contacts Eric Gérard (Observatoire de Paris, GEPI) Thibaut Le Bertre (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 22 février 2013