L’astronomie au sol par interférométrie montre de plus en plus sa puissance comme l’illustre une étude récente de différentes couches d’une étoile variable. Les observations obtenues l’ont été grâce aux deux plus grands interféromètres du monde que sont le VLTI de l’ESO et le VLBA. Avec le premier, une équipe internationale d’astronomes a observé l’étoile S Orionis en infra-rouge et avec le second, et toujours pour la même étoile variable de type Mira Ceti, c’est dans le domaine radio que ses couches ont été sondées. Comme cette étoile a à peu près la masse du Soleil c’est donc en quelque sorte sa mort en direct sous forme d’étoile géante rouge que l’on observe actuellement.

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    Comparaison entre la taille du système solaire et celle de S Orionis.

    Comparaison entre la taille du système solaire et celle de S Orionis.

    Bien sûr, notre Soleil continuera sa vie sous forme de naine blanche pendant encore longtemps après être devenu temporairement une géante rougegéante rouge dans 5 milliards d'années. Il n'en reste pas moins que le système solaire tel que nous le connaissons sera profondément transformé à ce moment là, et pas seulement parce que les couches supérieures de notre étoile finiront pas englober notre planète.

    En effet, avant cela, et comme le prouve l'observation de S Orionis, le Soleil deviendra instable et éjectera une partie de sa masse au cours d'une série de « hoquetshoquets ».  Celle-ci viendra enrichir le milieu interstellaire et participera à des processus astrochimiques complexes qui ont déjà conduit à un système planétaire comme le notre. La quantité de masse perdue est impressionnante car chaque année c'est l'équivalent de celle de la Terre qui quitte la surface de l'étoile. C'est donc entre un tiers et la moitié de sa masse que le Soleil et S Orionis perdront au cours de leur phase d'étoile pulsante de type Mira.

    Concentrons nous donc sur S Orionis (dit encore S Ori) pour connaître les détails de la « fin » du Soleil.

    S Ori  effectue un cycle de pulsation qui dure 420 jours et pendant lequel sa brillance change d'un facteur 500 et son diamètre de 20%. Sa taille dépasse de plus de 100 fois le diamètre du Soleil pour une masse comparable, ce qui veut dire que cela engloberait l'orbiteorbite terrestre mais aussi que la densité des couches supérieures de l'étoile est suffisamment faible pour permettre de sonder une bonne partie de l'étoile à ce moment là.

    Les chercheurs ont donc réussi à voir 3 couches dans le cas de S Ori, qu'ils ont baptisées respectivement : moléculaire, poussiéreuse et masermaser. La performance n'a été possible, vu la distance, qu'avec l'extraordinaire pouvoir de résolutionrésolution fourni par les techniques d'interférométrieinterférométrie. Les observations ont été effectuées à différentes époque du cycle pendant lesquelles la taille de l'étoile passait de 1,9 à 2, 3 fois la distance Terre-Soleil.

    Dans l'ordre, on trouve :

    • Au dessus de la photosphèrephotosphère une couche moléculaire (en rouge) ;
    • Une couche avec des concentrations en monoxyde de SiliciumSilicium (SiO) produisant un effet maser, représentées avec des points rouges et verts ;
    • Une couche poussiéreuse avec des grains d'oxyde d'aluminealumine (Al2O3) mille fois plus petits que le diamètre d'un cheveu.

     

    Pour Markus Wittkowski, un des auteurs de l'article exposant l'analyse effectuée grâce aux VLTIVLTI et VLBA, ceci n'est qu'un début et les secrets de S Ori ne devraient pas résister longtemps au dispositif AMBRE en cours d'utilisation avec le VLTI.