Nous concluons ce chapitre en résumant brièvement les résultats qui y ont été présentés. Après avoir présenté la problématique associée à la détermination de la
vitesse angulaire critique à la limite ΩΓ, nous avons exposé les résultats de Maeder
(1999) et de Maeder & Meynet(2000), et émis quelques réserves quant à leur
perti-nence à l’étude du régime de rotation quasi-critique. Nous avons alors présenté et mis
à l’épreuve le modèle ω de Espinosa Lara & Rieutord (2011) dont l’objet est la
des-cription analytique des variation latitudinales du flux radiatif. Nous l’avons ensuite utilisé pour déterminer une expression analytique de la vitesse angulaire critique à la
limiteΩΓ. Cette vitesse angulaire critique est unique, correspond à une compensation
exacte entre l’accélération radiative et la gravité effective, et est toujours atteinte à l’équateur en premier. En utilisant les modèles ESTER à 2D, nous avons vu qu’en raison de la réduction de l’opacité équatoriale par la rotation, la différence entre la vitesse angulaire critique et la vitesse angulaire képlerienne est en pratique suffisam-ment faible pour être ignorée.
Vents radiatifs isotropes
Toutes les étoiles possèdent une atmosphère en expansion appelée vent stellaire. La perte de masse continue associée à ces vents joue un rôle majeur dans leur évo-lution séculaire, dans le contenu en matière et en énergie du milieu interstellaire, et plus généralement dans l’évolution chimique de l’Univers. Tandis que le vent solaire résulte du gradient de pression du gaz dans la couronne, expulsant relativement peu
de masse (typiquement de l’ordre de10´14masses solaires par an), c’est la pression de
radiation qui expulse la matière sous forme de vent lorsque l’on considère les étoiles les plus chaudes et les plus lumineuses (de types spectraux O, B, A et Wolf-Rayet). Le vent radiatif à la surface de ces étoiles massives est tel qu’elles peuvent y perdent
plus de la moitié de leur masse initiale avant d’exploser en supernova (Maeder,2009).
L’évolution des étoiles massives, souvent rotateurs rapides, est particulièrement sen-sible à la perte de moment cinétique associée à ces vents. Cette dernière tend en effet à ralentir les couches les plus superficielles, entraînant, en outre, une circulation méridienne qui elle-même peut jouer un rôle crucial sur le transport interne du
mo-ment cinétique et des élémo-ments chimiques (ce point sera discuté dans le Chapitre 7).
Avant d’étudier le cas qui nous intéresse dans ce manuscrit, c’est-à-dire le cas où la perte de masse est anisotrope à cause des effets dûs à la rotation, nous présentons ici, après un bref historique, le concept d’accélération radiative ainsi qu’une manière
simple de la modéliser en utilisant l’approximation de Sobolev (Sobolev,1960). Nous
présentons ensuite le formalisme de Castoret al. (1975) (CAK) et dePauldrach et al.
(1986) (PPK), ainsi que leurs hypothèses pour l’estimation du taux de perte de masse
3.1 Bref historique
Le nom de “vent stellaire” a été inventé par Eugène Parker à la fin des années 1950. Cependant, l’origine et les idées de base à propos de la perte de masse des étoiles sont apparues bien avant cela. En particulier, l’observation d’une “nouvelle étoile”, par Tycho Brahe en 1572 marque le début de l’étude des objets célestes com-plexes pouvant évoluer sur des échelles de temps courtes. Nous savons maintenant que la nouvelle étoile de Tycho Brahe était en réalité une supernova, visible dans le ciel diurne, et qui l’est restée dans le ciel nocturne pendant 16 mois. L’événement astronomique de ce type suivant eut lieu 28 années plus tard lorsque Willem Blaeu découvrit une autre “nouvelle étoile” qui, plus tard, prit le nom de P Cygni. Nous savons aujourd’hui que ce n’était cette fois pas une supernova, mais plutôt une étoile avec un fort vent stellaire, que nous classifions maintenant d’étoile variable lumineuse bleue. P Cygni donne aujourd’hui aussi son nom à un profil spectroscopique parti-culier appelée profil P Cygni, et qui est caractérisé par la présence d’absorption et
d’émission dans le profil d’une même raie spectrale (voir Beals, 1953; Herbig, 1960,
par exemple). Cette caractéristique des raies P Cygni indique l’existence d’une at-mosphère gazeuse en expansion. En effet, cette atat-mosphère stellaire en expansion est photo-ionisée par l’étoile et produit des raies d’émission élargies par l’accélération du vent. L’absorption dans la région du vent entre l’étoile et l’observateur produit quant
à elle le décalage vers le bleu de la raie d’absorption (voir Fig.3.1). En 1867, Charles
Wolf et Georges Rayet découvrirent une nouvelle classe d’étoiles possédant des raies spectrales similaires à celles observées pour les novæ et pour l’étoile P Cygni, alors que ces étoiles (étoiles de Wolf-Rayet) ne sont ni associées à une explosion, ni ne
faiblissent en intensité au cours du temps (voir Fig. 3.2).
En 1929, Carlyle Beals fait l’hypothèse que l’élargissement des raies d’émission dans les profils P Cygni, et dans les raies des étoiles Wolf-Rayet, est dû à l’effet Dop-pler, et donc que l’atmosphère de ces étoiles est caractérisée par un flux de masse continu dans la ligne de visée de l’observateur. Peu de temps après, en 1934, Subrah-manyan Chandrasekhar confirme cette hypothèse par des arguments théoriques, et la même année, Nikolai Kosirev parvient à estimer un taux de perte de masse ainsi qu’une vitesse maximale du vent typique d’une étoile Wolf-Rayet, avec des valeurs
étonnement proches des valeurs actuelles pour ces étoiles (M9 » 10´5Md ¨yr´1 et
v » 1000km¨s´1, Kosirev, 1934). Au milieu des années 30, les astronomes avaient donc déjà une connaissance assez poussée des atmosphère stellaires chaudes et en expansion.
D’un point de vue plus théorique, l’origine du concept de vent radiatif peut être retracée aux travaux de Meghnad Saha en 1919 sur la lévitation par radiation, et les
Emission Absorption Emission Emission Absorption Etoile chaude Vers l'observateur
Figure 3.1: Gauche : profil de raie P Cygni consistant en une large raie d’émission et en une raie d’absorption un peu plus étroite et décalée vers bleu. Droite : Schéma de la formation d’une raie P Cygni. l’atmosphère stellaire en expansion est photo-ionisée par l’étoile et produit des raies d’émission élargies par l’accélération du vent, et l’absorption dans la région du vent entre l’étoile et l’observateur produit la raie
d’absorption décalée vers le bleu. Reproduit à partir de la Fig. 10.2 de Robinson
(2007).
premières mises en équations d’une accélération de matière par des raies d’absorption peuvent être attribuées aux travaux d’Edward Milne et de Martin Johnson, respecti-vement en 1924 et 1925. La théorie moderne de vents radiatif n’apparaît quant à elle que dans les années 70 avec l’émergence des satellites d’observation, par Léon Lucy
et Philip Solomon en 1970 (Lucy & Solomon, 1970), puis par John Castor, David
Abbott, et Richard Klein en 1975 (Castor et al.,1975).
Un historique plus exhaustif peut être trouvé dans Lamers & Cassinelli (1999),
cette sous-section en est largement inspirée.