Les étoiles de masse comparable à celle du Soleil, jusqu’à 5 à 6 fois celle-ci (Mo), après avoir passé plusieurs milliards d’années à brûler leur combustible, l’hydrogène, en hélium, traversent une phase plus active, où elles vont alors brûler d’abord l’hydrogène restant dans une coquille mince au bord du coeur de l’étoile, puis l’hélium et le carbone. Pendant cette phase, l’atmosphère de l’étoile grossit énormément (de plusieurs ordres de grandeur) et sa luminosité est bien plus grande : l’étoile est devenue une géante rouge de la Branche Asymptotique. C’est aussi une phase d’instabilité atmosphérique, et des oscillations de rayons et de luminosité sont observables. Dans cette phase, les étoiles perdent régulièrement de la masse, à un taux qui peut atteindre 10-5 Mo par an, et avec des vitesses d’éjection de l’ordre de 5 à 20 km/s. Cette perte de masse pouvant durer jusqu’à un million d’années, les étoiles s’entourent ainsi progressivement d’une enveloppe qui peut atteindre plusieurs masses solaires, et des dimensions importantes, de l’ordre d’une année-lumière, avant de se diluer dans le milieu interstellaire.La matière à la surface d’une étoile géante rouge se trouve à une température de l’ordre de 2000 à 3000 degrés Kelvin. Lorsqu’elle est ejectée elle occupe un volume de plus en plus grand et se refroidit ainsi. Mais il y a aussi des processus de chauffage par le rayonnement interstellaire ou les rayons cosmiques. Le gaz interstellaire, lorsqu’il est sous forme atomique (HI) est en moyenne observé entre 50 et 100 degrés Kelvin. On s’attendait cependant à ce que le gaz atomique circumstellaire en expansion, dans le cas de vents très massifs, puisse atteindre des températures beaucoup plus basses de l’ordre de 10 à 15 degrés Kelvin. Des observations faites récemment avec le Radiotélescope de Nançay, dans la raie à 21 cm de l’hydrogène atomique (HI), ont montré que la matière éjectée par l’étoile IRC+10216 pouvait se refroidir encore plus et atteindre une température très basse, inférieure à 4 degrés Kelvin, proche donc de celle du rayonnement cosmique à 3 K. Dans le milieu interstellaire, les observations montrent que l’hydrogène atomique se trouve en général à des températures de l’ordre de 50 à 100 degrés Kelvin, alors que les nuages moléculaires sont en général plus froids, de l’ordre de 10 à 15 degrés Kelvin. Cependant, des observations de HI en absorption dans les directions de plusieurs radio-sources extra-galactiques ont révélé que, dans certaines regions, l’hydrogène atomique peut se trouver à des températures plus basses, de l’ordre de 20 degrés Kelvin. Récemment, les astronomes canadiens, Knee et Brunt (Nature volume 412, page 308), ont découvert en HI un grand nuage interstellaire extrêmement froid, avec une température de l’ordre de 10 degrés Kelvin.

Une vue du système focal du Radiotélescope

Photo prise par Vincent Meens (CNES-Toulouse)

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Reference Le Bertre T., Gérard E. : 2001, "Cold HI in IRC+10216", Astron. and Astrophys., 378, L29 Contact Thibaut Le Bertre (DEMIRM, Observatoire de Paris) Eric Gérard (ARPEGES, Observatoire de Paris) 

Dernière modification le 22 février 2013