Mod`ele des vents stellaires en interaction

L’approche la plus simple pour expliquer la forme d’une n´ebuleuse plan´etaire consiste `a adopter un mod`ele de bulle sph´erique de gaz en expansion `a une vitesse balistique de 10 `a 20 km/s. Mais rares (moins de 5%) sont les n´ebuleuses qui peuvent ˆetre expliqu´ees par ce mod`ele d’´ejection de masse isotropique.

Vers la fin des ann´ees 1970, lorsque le premier t´elescope fonctionnant dans l’ultravio- let a ´et´e lanc´e, on a d´ecouvert que des vents rapides ´emanaient de nombreux types d’´etoiles chaudes, y compris les ´etoiles centrales des n´ebuleuses plan´etaires. Ces vents rapides (jusqu’`a 1 000 km/s) sont tr`es diff´erents du vent lent que constitue l’enve- loppe de la g´eante rouge en expansion. Ils sont t´enus, transportant seulement 1% de ce que transportent les vents plus lents, mais ils jouent un rˆole essentiel dans la formation d’une n´ebuleuse plan´etaire car ils entrent en collision avec les vents plus lents de la g´eante rouge ´emis quelques mill´enaires plus tˆot. A la fin des ann´ees 1970 et vers le milieu des ann´ees 1980, cette d´ecouverte a inspir´e plusieurs th´eoriciens qui ont d´evelopp´e le mod`ele de vents stellaires en interaction (Interacting Stellar Wind model - ISW) : Kwok et al. (1978), Kahn & West (1985) ou Balick (1987). Dans sa forme actuelle, le mod`ele cherche `a expliquer l’interaction entre les vents lents et les vents rapides avec les ´equations de l’hydrodynamique. Les vents sont trait´es comme des fluides compressibles entrant en collision.

Description de la zone du choc

Des ´etudes hydrodynamiques r´ecentes nous permettent de nous faire une id´ee sur les interactions pouvant se produire dans ces conditions extrˆemes. Par ´equivalence, on imagine une collision entre deux gaz, l’un au repos, l’autre ayant une vitesse de 1000 km/s. La vitesse du son dans le gaz (qui est la vitesse `a laquelle le nuage de gaz compressible peut r´eagir `a une pouss´ee) est d’environ 10 km/s. De plus, un tel gaz convertissant rapidement tout exc`es de chaleur en rayonnement, sa temp´erature reste peu chang´ee et on consid`ere qu’elle est constante. Lorsque le vent rapide entre en collision avec le gaz, celui-ci ne r´epond pas de mani`ere uniforme car sa faible vitesse du son cr´ee une r´esistance au passage du flot de mati`ere supersonique. En cons´equence, la mati`ere `a l’interface entre le vent rapide et le nuage est comprim´ee et chauff´ee. Comme la temp´erature dans la couche est constante, la pression du gaz dans cette couche croˆıt lin´eairement avec sa densit´e. A cause de la pression plus ´elev´ee du gaz comprim´e, la couche s’efforce de pousser, comme un piston supersonique, la partie situ´ee en aval du nuage. Une onde de choc se d´eveloppe alors entre la couche comprim´ee et le nuage. Au fur et `a mesure que le choc progresse dans le nuage, le gaz ambiant au repos est accumul´e juste devant la zone comprim´ee par le vent. En amont de la couche dense comprim´ee, le vent rapide y est ralenti et son ´energie cin´etique est transform´ee en chaleur. Une zone tampon de gaz chaud se d´eveloppe donc entre le vent rapide et la couche comprim´ee. La temp´erature est, d`es le d´epart, trop ´elev´ee pour

64 5.1.2 Mod`ele des vents stellaires en interaction que tout processus de refroidissement puisse s’effectuer efficacement. La temp´erature monte jusqu’`a environ dix millions de Kelvins. Le piston de gaz effondr´e entre la zone tampon et le nuage progresse `a l’int´erieur du nuage de fa¸con supersonique, bien plus lentement que le vent (les calculs montrent que le piston avance `a 20 ou 30 km/s). La pression exerc´ee par le vent rapide n’est pas constante, elle diminue comme l’inverse de la distance `a l’´etoile au carr´e. Le mod`ele sph´erique sugg`ere qu’une s´erie de couches se d´eveloppe autour du point central. L’image que l’on peut se donner est une premi`ere r´egion, imm´ediatement autour du centre, balay´ee par le vent rapide o`u celui-ci souffle librement vers l’ext´erieur. Cette zone est `a son tour entour´ee par une bulle chaude, confin´ee par une fine peau de mati`ere comprim´ee. Cette peau et la mati`ere du vieux vent lent situ´ee devant celle-ci sont s´epar´ees par une mince onde de choc, se d´epla¸cant vers l’ext´erieur. Finalement, en avant de l’onde de choc se trouve la couche de gaz calme non encore perturb´ee, comprenant les parties plus vieilles du vent lent. Ce d´eveloppement n’est possible que pour des vitesses et une pression suffisante du vent rapide sur le nuage lent, et le syst`eme s’´etendra avec le temps, jusqu’`a ce que le vent meurt ou que la couche soit d´etruite.

Les morphologies du mod`ele ISW

La validit´e de ce mod`ele peut ˆetre test´ee en examinant les images des n´ebuleuses plan´etaires comme IC 3568 ou NGC 6826 (cf. aux deux premi`eres n´ebuleuses dispos´ees sur la figure 5.2). Les caract´eristiques pr´evues sont l`a. La r´egion centrale balay´ee par le vent et la bulle chaude correspondent `a la cavit´e centrale sombre de la n´ebuleuse. La mati`ere emport´ee formant la couche int´erieure correspond `a la couronne claire entourant la cavit´e. Ce mod`ele est le plus simple et suppose une ´ejection de mati`ere homog`ene et isotrope autour de l’´etoile, ce qui semble le plus commun. Mais ce genre de n´ebuleuse n’exc`ede pas 5% de la population connue.

Pour expliquer d’autres formes en conservant les principes de l’interaction des vents stellaires, il faut imaginer des inhomog´en´eit´es du nuage lent ou du vent rapide. C’est ainsi que Balick (1987); Balick et al. (1987) proposent de concevoir de nombreuses n´ebuleuses plan´etaires. Pour des n´ebuleuses plan´etaires de type elliptique, on imagine que la bulle chaude en expansion se d´eveloppe plus rapidement le long d’un axe polaire de la sph`ere. Tout ce qu’il faudrait, c’est une couche de confinement qui serait l´eg`erement plus dense, et donc l´eg`erement plus haute en pression, dans le plan ´equatorial que le long des pˆoles orthogonaux. En d’autres termes, il faudrait un tore axisym´etrique qui guide la croissance de la bulle vers les pˆoles.

Les n´ebuleuses bipolaires quant `a elles suivent le mˆeme raisonnement. Les couches internes d’une n´ebuleuse plan´etaire initialement sph´erique n’arrivant pas toujours `a contenir la bulle chaude en expansion, le vent rapide dilaterait plus facilement la couronne dans les r´egions de faible densit´e, puis dans un cas extrˆeme percerait cette enveloppe en des points faibles. Le gaz qui s’´echappe forme alors deux lobes oppos´es, `a partir de chaque trou. Pour B.Balick, leur int´erieur en expansion est trop chaud pour ´emettre un rayonnement d´etectable et ils forment en r´ealit´e deux cavit´es invisibles. Au fur et `a mesure que ces deux lobes oppos´es s’´etendent, ils capturent par accr´etion la mati`ere ambiante devant eux et d´ec´el`erent. La mati`ere d´eplac´ee plus froide, plus dense, sera chauff´ee `a des temp´eratures o`u elle pourra ´emettre un rayonnement visible. Les bords des lobes deviennent alors observables.

Fig. _{5.2 – Ces six n´ebuleuses repr´esentent bien les classifications possibles : On} retrouve les morphologies sph´eriques, elliptiques, bipolaires et les cas particuliers pr´esentant des jets et des sym´etries originales.

diff´erentes morphologies que l’on peut r´esumer par quelques images pr´esent´ees sur la figure 5.2.