Bulle de vent stellaire

Maquette de XMM-Newton.

Seulement 8 % des bulles entourant les étoiles de type O sont observables dans le visible[7]. De plus, la détection directe des bulles de vent stellaire autour de ces étoiles est très difficile en raison de leur environnement à faible densité. Celles qui sont observées dans le visible le sont grâce à des filtres H-alpha, qui permettent d'observer les aspérités causées par la distribution inégale des gaz autour de la bulle en formation (voir #Structure). Les émissions d'oxygène doublement ionisé permettent également d'observer les bulles de vent stellaire dans le visible avec des pics d'observation à 500,7 et 495,9 nanomètres (nm)[8].

La plupart des coquilles de bulles de vent stellaire d'étoiles de type O sont détectables dans les infrarouges lointains ou à l'aide de la raie à 21 centimètres. Quant à elles, les bulles de Wolf-Rayet peuvent être détectées à l'aide de rayons X.

Pour observer les étoiles de type O solitaires, les télescopes actuels ne sont pas assez sensibles[9].

La détection indirecte autour de ces étoiles est possible en cherchant des trous dans le milieu interstellaire, étant donné que la bulle est si peu dense qu'elle est « invisible ». De plus, la détection peut se faire en observant les infrarouges, car les bulles sont exemptes de poussière qui habituellement reflète ce type de rayons. On devrait alors avoir un pic d'infrarouges à 24 micromètres (μm) autour de la coquille de la bulle et une décroissance exponentielle jusqu'à la limite de la région HII[10].

Également, le XMM-Newton et le ASCA, qui sont deux observatoires spatiaux destinés à l'observation des rayons X, ont été utilisés afin d'observer certaines bulles de vent stellaire, comme celles de la nébuleuse du Croissant et de EZ Canis Majoris[8].

Le vent solaire autour des étoiles de types O ou B a des vitesses de pointes de 2 000 km/s[17] et des vitesses moyennes de 890 km/s. On y observe des pertes de l'ordre de 9 × 10^-7 masses solaires par seconde (${\displaystyle {\frac {M_{\odot }}{s}}}$)[18].

Les étoiles de types O et B sont entourées d'une région de gaz ionisé, une région HII. Lorsque le vent stellaire rencontre le milieu interstellaire et la région HII, il décélère brusquement, ce qui provoque sa compression et une augmentation de sa température. Ces changements physiques produisent une zone très chaude et isobarique qui se démarque du vent stellaire seul[17].

On qualifie cette zone de tampon, parce qu'elle se retrouve entre les deux ondes de choc provoquées par la rencontre entre le vent stellaire et le milieu interstellaire. Dans cette zone, on retrouve un mélange de particules provenant du vent stellaire et du milieu interstellaire. Les modèles mathématiques ont permis de comprendre qu'il y avait une évaporation de la coquille par conduction thermique du vent stellaire. La chaleur de ce dernier « arrache » donc des particules de la coquille pour les intégrer[19].

La formation de la coquille de la bulle vient d'une réaction d'une partie du milieu interstellaire lors de sa rencontre avec le vent stellaire. Le milieu se réchauffe rapidement, il accélère et se compresse. Cette coquille est en équilibre dynamique avec les deux régions de la bulle qui l'entourent. Une partie de son contenu s'évapore vers le centre, comme mentionné dans la section précédente. Pour balancer cette perte de masse, une quantité de matière interstellaire s'accrète constamment vers l'extérieur de la coquille[20].

Le milieu interstellaire a une vitesse plutôt lente de (~10 km/s[17]). On présume qu'il possède une densité moyenne de 15 particules/cm³ et une température de 300 K[18].

L'étoile en formation projette de grandes quantités de gaz de matière radiante autour de son cœur. Ce vent stellaire entre en contact avec les gaz interstellaires, ce qui provoque des interactions autour de l'étoile naissante. C'est ce qu'on appelle la bulle primordiale. La vitesse d'éjection de matière dépend de la nature de l'étoile. La première partie de la bulle à se produire est l'onde de choc externe[12].

Durée : Quelques centaines d'années[11].

La phase d'expansion est caractérisée par une perte de volume de la coquille par l'augmentation de la conduction thermique avec la zone tampon. On observe alors des échanges de matières entre le vent stellaire et le milieu interstellaire. Ce transfert de matière entre les deux milieux se fait sans perte d'énergie. En effet, l'énergie thermique est équilibrée par l'énergie mécanique. C'est pourquoi on qualifie cette phase d'expansion adiabatique. On voit alors apparaître l'onde de choc interne, produite par le contact entre la zone tampon ionisée et le vent stellaire. On observe ensuite un amincissement de l'onde de choc externe[21] - [22].

Durée : Quelques milliers d'années[11].

L'amincissement entamé à la fin de la phase d'expansion adiabatique se poursuit. On observe un rapide refroidissement de l'onde de choc externe. Cette dernière se refroidit complètement avant que la bulle entre en expansion d'elle-même. La coquille est bien formée lorsqu'elle atteint une température de 15 000 K. Elle demeurera ainsi, mince et froide, jusqu'à sa dissipation[21]. On retrouve durant cette phase la structure décrite plus tôt avec les 5 régions distinctes[23].

Durée : La majeure partie de la vie de la bulle[11].

La bulle va se gonfler, constamment soufflée par le vent stellaire. La coquille, en prenant de l'expansion, va s'amincir et diminuer en densité. Si l'étoile vit suffisamment longtemps, la densité de la coquille sera égale au milieu interstellaire. On pourra alors observer la coquille se dissiper et le matériel se mélanger avec le milieu interstellaire[11].

La nébuleuse du Croissant est une bulle de vent stellaire bien documentée.

Les bulles de Wolf-Rayet représentent un cas particulier de bulles stellaires[24]. Se produisant dans un environnement différent que pour les bulles entourant les étoiles de type O et B, la formation de ces bulles passerait par trois vents stellaires différents, à mesure que l'étoile évolue[25]. Le premier est un vent raréfié et rapide créant une bulle de vent stellaire comme défini dans cet article. Cette phase a une durée de vie d'environ 10⁶ années et le vent souffle à une vitesse d'environ 10³ km/s pour une perte de masse située entre 10⁻⁶ et 10⁻⁷ ${\displaystyle M_{\odot }}$/an[26]. Le deuxième vent est soufflé lorsque l'étoile passe au stade de supergéante rouge. Ce vent est dense et plutôt lent. Il forme, dans la zone onde de choc interne de la bulle, une région dense, hautement métallisée, une enveloppe circumstellaire. On parle ici de vent de 10 à 25 km/s qui souffle pendant environ 10⁵ années et qui implique des pertes d'environ 10⁻⁴ à 10⁻⁵ ${\displaystyle M_{\odot }}$/an[27].

Le dernier vent de la séquence, lorsque l'étoile atteint le stade Wolf-Rayet, est rapide (10³km/s) et entraîne des pertes de masse situées entre 10⁻⁵ et 10⁻⁶ ${\displaystyle M_{\odot }}$/an[28]. Il souffle complètement le stade précédent créant d'abord une nébuleuse à anneau, puis un rémanent de supernova.

Bulle multiple : Photographie en infrarouges prise par le télescope spatial Spitzer. Elle présente une structure de bulle multiple, on voit une bulle géante et deux plus petites bulles qui ont été formées par des vents solaires.

Les superbulles sont des structures de bulles de vent stellaire qui ont été produites dans un environnement contenant des bulles préexistantes à des stades variés. On les retrouve par exemple lors de l'explosion d'une supernova. Cette explosion génère une quantité de gaz projeté qui peut s'apparenter aux vents stellaires. Les bulles déjà présentes facilitent les transferts énergétiques dans le milieu et permettent ainsi à plusieurs bulles de fusionner entre elles pour en former une plus grosse[29].

Trois astrosphères observées par différents télescopes.

L'astrosphère est un terme qui ne fait pas consensus dans la communauté scientifique. Certains auteurs l'utilisent comme synonyme de bulle de vent stellaire[30], mais la plupart vont, par contre, y ajouter une certaine nuance. En effet, on peut définir l'astrosphère comme une bulle de vent stellaire qui se forme autour d'une étoile de petite taille ou une étoile froide[31] - [32]. Elle passe donc par sensiblement les mêmes étapes de formation. Plusieurs étoiles de type spectral G présentent des astrosphères. Les vents stellaires de ces étoiles ont une densité de 5 particules/cm³, avec une vitesse moyenne de 400 km/s et une perte de masse de 10⁻¹⁴ ${\displaystyle M_{\odot }}$/an[33] - [34].

Schématisation de l'héliosphère autour du Soleil présentant les sondes Voyager 1 et 2.

Notre Soleil est une étoile froide de type spectral G, elle souffle donc une astrosphère, appelée héliosphère. Une particularité du vent solaire est qu'il change avec l'activité magnétique du Soleil qui dure 22 ans. Dans les creux d'activité solaire, les vents sont peu denses (environ 2,5 particules/cm³) et voyagent à 770 km/s [35]. Au maximum de l'activité solaire, le vent est plus dense (environ 4 à 8 particules/cm³) et avec des vitesses variables (350-750 km/s). Ces variations modifient la grandeur de la bulle en déplaçant l'onde de choc interne. Elle s'éloigne du Soleil de 10 unités astronomiques (UA) lors des maxima solaires et s'éloigne de 40 à 50 UA au minimum de l'activité[36]. Les mouvements de rotation et de translation du Soleil vont également avoir un impact sur la forme de la bulle. De ce fait, elle est allongée plutôt que sphérique et a une allure spiralée.

Hormis ces variations de volume, l'héliosphère possède l'allure générale des bulles de vent stellaire[32]. La première onde de choc se situe à environ 75 à 90 UA du Soleil, l'héliopause, qui correspond à la deuxième onde de choc du modèle présenté précédemment, est à environ 140 UA du Soleil[36].

Les sondes Voyager 1 et 2, lancées en 1977, avaient pour mission première d'explorer le système solaire. Durant les années 2000, Voyager 1 a quitté l'héliosphère, devenant le premier objet humain à le faire[37].