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Mis à jour
le 18/08/17
 Profil P-Cygni
 
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Observation

On appelle profil P-Cygni la forme que prennent les raies spectrales de certaines étoiles, la première étudiée sur ce point étant évidemment P-Cygni elle-même. Celle-ci fait partie des LBV (luminous blue variables), étoiles de grande masse, chaudes et lumineuses.

P-Cygni a une masse de 30 M, et elle est 630.000 fois plus lumineuse que lui, ce qui en fait l’une des étoiles les plus lumineuses de notre Galaxie. Elle est de type B1. Située entre 5 et 6.000 années-lumière de nous, elle est actuellement visible à l’œil nu, avec une magnitude moyenne de 4,8, qui varie de 0,5 magnitudes autour de sa moyenne.

carte de localisation de P-Cyg
Localisation de P-Cyg d’après une carte SAF

L’étoile P Cyg se trouve presque au centre de la carte, au-dessous de γ et légèrement à droite.

Normalement, les raies spectrales d’une étoile sont en absorption, produites par son atmosphère calme. Dans le cas de P-Cygni et des étoiles de même type, c’est le calme de l’atmosphère qui fait défaut. Tout au contraire, elles sont enveloppées d’une coquille de gaz en expansion rapide, et la forme des raies en atteste. Ceci s’explique sur le schéma suivant :

schéma explicatif du profil P-Cyg

L’étoile est chaude, c’est pourquoi elle est représentée en bleu. Elle est entourée d’une coquille en expansion rapide. La partie de la coquille qui se trouve du côté de l’observateur (à gauche sur le schéma) se rapproche de l’observateur, alors que la partie opposée (à droite) s’en éloigne. La vitesse d’expansion étant très grande (1.000 km s-1), le décalage spectral des raies produites par cette enveloppe est donc détectable dans les spectres.

La lumière issue de l’étoile, qui se dirige vers l’observateur, doit traverser l’atmosphère en expansion. Comme la partie concernée (en grisé sur le schéma) s’approche de l’observateur, le décalage spectral qui s’ensuit est vers le bleu. Donc, les raies d’absorption sont décalées vers le bleu.

Pour avoir de la lumière en émission, il faut un gaz excité (en dehors du rayonnement de corps noir de la photosphère). L’atmosphère en expansion peut parfaitement jouer ce rôle. Et pour qu’elle émette, il faut un rayonnement ultraviolet intense que cette étoile chaude peut parfaitement produire. L’ensemble de l’enveloppe est donc émetteur. La lumière que nous recevons sur Terre provient évidemment des diverses parties de cette enveloppe, et le décalage spectral varie de l’une à l’autre. Celle qui nous arrive de la partie la plus proche est décalée vers le bleu, celle qui vient de la zone la plus lointaine est décalée vers le rouge. On remarque que l’absorption de cette lumière par l’atmosphère est faible, parce que la rayon provenant d’une partie éloignée traverse une grande épaisseur de gaz, mais comme celui-ci est animée de vitesses différentes (donc avec un décalage spectral différent), elle ne peut être absorbée !

Notez que la partie de l’enveloppe qui est située derrière l’étoile, et qui donnerait le décalage spectral vers le rouge maximum, est occultée par l’étoile et ne peut être observée. C’est donc sur la partie absorption que l’on peut mesurer la vitesse d’expansion de l’enveloppe.

Les raies d’absorption provenant de la lumière filtrée de la photosphère, correspondent aux décalages spectraux produits dans l’angle qui correspond au disque de l’étoile. Elles s’arrêtent donc brutalement en longueur d’onde. Ceci justifie le fait que la frontière entre la partie absorption et la partie émission est très brutale.

spectre de P-Cyg, d'après Benjamin Mauclair
Spectre de P-Cygni, d'après Benjamin Mauclair

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