La mort du Soleil : une géante rouge voisine révèle le destin de notre étoile
Une équipe internationale a observé la géante rouge W Hydrae, située à 320 années-lumière, avec une netteté sans précédent. En captant simultanément 57 molécules, ALMA a dessiné 57 « visages » (correspondant à différentes couches) de son atmosphère turbulente.
Jamais auparavant nous n’avions observé avec une telle clarté l’atmosphère d’une étoile mourante au-delà de notre Soleil. L’étoile s’appelle W Hydrae (W Hya), elle se situe à environ 320 années-lumière et se trouve à un stade avancé de son évolution, étant déjà une géante rouge.
Une nouvelle étude a combiné des images du radiotélescope ALMA avec des observations optiques du VLT (ESO), révélant un paysage turbulent et chimiquement très diversifié.
57 « visages » d’une même étoile
La prouesse se résume en un chiffre : 57. En observant simultanément 57 raies spectrales moléculaires, les astronomes ont obtenu 57 « visages » de la même étoile. Chaque molécule agit comme un filtre : elle met en évidence une couche différente car elle se forme et « survit » dans des conditions spécifiques de température, de densité et de collisions.
W Hydrae a été choisie comme laboratoire naturel car elle est l’une des géantes rouges anciennes les plus proches et les plus brillantes en radio et en infrarouge. Les observations ont exploré des fréquences comprises entre 250 et 268 GHz et ont permis de constituer un inventaire chimique exceptionnel à cette échelle, publié dans la revue Astronomy & Astrophysics.
La résolution atteinte par ALMA, de l’ordre de 17 à 20 millisecondes d’arc, a permis de résoudre le disque stellaire et de suivre le gaz très près de la « surface », là où l’étoile commence à perdre de la masse.
La diversité des visages de W Hydrae aide à comprendre la physique de notre système
À cette échelle, apparaissent des arcs et des colonnes, suggérant un environnement en constante recomposition. Dans certaines raies, l’atmosphère s’étend sur plusieurs fois la taille de l’étoile. Si W Hydrae se trouvait au centre du système solaire, ses couches externes engloberaient Mercure, Vénus, la Terre et Mars.
La diversité des « visages » sert aussi de guide pour interpréter la physique du système. Certaines raies révèlent des couches presque circulaires ; d’autres mettent en évidence une traîne allongée ou des zones asymétriques où le gaz semble comprimé par des ondes de choc.
On observe également des signaux qui apparaissent en absorption sur le disque stellaire tandis que d’autres émergent sous forme d’un surcroît de brillance directement à la surface, signe de couches très chaudes et dynamiques. L’image finale est tout sauf uniforme.
L’un des résultats les plus intrigants est que le vent n’est pas un flux simple. Les données montrent une combinaison de mouvements : du gaz expulsé à des vitesses allant jusqu’à environ 10 km/s mais aussi du matériau qui retombe dans les couches supérieures en atteignant des vitesses de 13 km/s. Ce mouvement de va-et-vient suggère une atmosphère façonnée par les pulsations, les chocs et la convection, créant des zones alternées d’écoulement sortant et entrant.
Cette dynamique aide à expliquer pourquoi la perte de masse des étoiles AGB reste un problème complexe. L’étoile semble « tenter » d’expulser de la matière mais une partie revient, dans un équilibre instable qui dépend du rythme des pulsations et de la manière dont la poussière se forme puis est accélérée par le rayonnement.
Du gaz à la poussière presque en temps réel
Les observations d’ALMA ont été comparées à des images de l’instrument SPHERE installé sur le VLT, obtenues seulement neuf jours plus tôt. Ce court intervalle a permis d’associer des régions riches en certaines molécules aux nuages de poussière observés en lumière visible.
La configuration observée suggère que certaines espèces apparaissent précisément là où la poussière est la plus marquée, ce qui étaye l’idée qu’elles participent aux toutes premières étapes de la nucléation lorsque molécules et atomes commencent à s’assembler pour former des grains.
D’autres molécules semblent ne se superposer que dans certaines zones et pourraient être liées à des réactions déclenchées par des collisions. Le cyanure d’hydrogène (CH₃N), en revanche, apparaît très près de l’étoile, ce qui est cohérent avec une chimie induite par les collisions, mais il ne se manifeste pas comme un traceur direct des régions où domine la poussière fraîchement formée.
Distinguer ces comportements va bien au-delà d’un simple détail chimique. Cela permet d’affiner les modèles qui déterminent où le vent gagne en efficacité et dans quelles conditions la matière peut s’échapper. En définitive, c’est ce matériau éjecté qui enrichit le milieu interstellaire en éléments et en composés produits à l’intérieur des étoiles.
W Hydrae offre ainsi un aperçu du futur lointain de notre étoile. Le Soleil devrait entrer dans une phase comparable dans environ 5 milliards d’années.
Référence de l'article :
Ohnaka, K., Wong, K. T., Weigelt, G., & Hofmann, K. H. (2025). High-angular-resolution ALMA imaging of the inhomogeneous dynamical atmosphere of the asymptotic giant branch star W Hya-SiO, H2O, SO2, SO, HCN, AlO, AlOH, TiO, TiO2, and OH lines. Astronomy & Astrophysics, 704, A18.