Perte de Masse des étoiles de la Branche Asymptotique des Géantes et Cycle Cosmique de la Matière

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 visibles. 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 (MIS).

Dans le voisinage solaire, ce sont ces étoiles qui seraient responsables aux 3/4 du renouvellement du MIS, hors accrétion du gaz extérieur de la Galaxie. Il est donc très important de connaître plus précisément les phénomènes d’éjection des étoiles géantes rouges. Dans les vents de ces étoiles se forment des grains de poussière, par condensation des éléments réfractaires présents dans le gaz. Ces poussières absorbent le rayonnement de l’étoile très efficacement, et la pression de radiation les pousse vers l’extérieur. Les grains transférent ce mouvement au gaz qui s’accélère aussi, ce qui accroît la perte de masse.

T. Le Bertre, de l’Observatoire de Paris, et J.M. Winters, de l’Université Technique de Berlin, ont récemment montré qu’il était possible d’estimer le taux de perte de masse des étoiles à partir des indices de couleur dans le proche infrarouge (domaine spectral qui est systématiquement exploré par le projet européen DENIS). D’autre part, grâce à des simulations numériques élaborées, prenant en compte l’hydrodynamique non-stationnaire des vents, la chimie du gaz circumstellaire, et la formation de poussière, leur équipe a pu éclaircir les mécanismes d’éjection. Un résultat majeur (Winters et al. 2000) est la découverte que les vents se divisent en deux classes : dans la première (A sur la figure ci-dessous), les vents sont dominés par la pression de radiation. Cela vient de ce que, dans les situations correspondantes, suffisamment de poussière peut se condenser près de l’étoile. Dans la deuxième classe, le vent est toujours inférieur à 3 10-7 Mo/an, car la formation de poussière est réduite et la pression de radiation reste inefficace. Le vent se développe essentiellement sous l’effet des pulsations de l’étoile. Les vitesses des vents correspondent dans ce cas aux plus faibles observées (5 km/s).

Ces nouveaux résultats sont importants pour mieux comprendre le renouvellement du MIS, et son enrichissement en élements lourds synthétisés dans les étoiles de masse comparable à celle du Soleil.

Figure

Taux de perte de masse en fonction du rapport de l’accélération radiative à l’attraction gravitationnelle de l’étoile

Winters J.M., Le Bertre T., Jeong K.S., Helling C., Sedlmayr E. : 2000, "A systematic investigation of the mass loss mechanism in dust forming long-period variable stars", Astron. and Astrophys., accepted

Contact : T. Le Bertre (DEMIRM, Observatoire de Paris) 

Dernière modification le 24 février 2013