vignette|La Nébuleuse du Croissant est une bulle de vent stellaire formée par les vents stellaires occasionnés par l'étoile Wolf-Rayet

Les bulles de vent stellaire (BVS) sont des cavités remplies par des gaz chauds soufflés dans le milieu interstellaire par des vents stellaires de plusieurs milliers de kilomètres par seconde (km/s). Pouvant s'étendre sur plusieurs années-lumière, ces bulles se retrouvent autour d'étoiles de type spectral O ou B.

Il existe plusieurs autres variétés de bulles stellaires. Celles provenant d'étoiles Wolf-Rayet forment des bulles de Wolf-Rayet, alors que les plus grandes sont appelées « superbulles ». Des vents stellaires plus faibles peuvent également former des structures en forme de bulles. Dans ces cas, elles sont appelées « astrosphères ». Ainsi, par exemple, les planètes du système solaire sont incluses dans une bulle de vent stellaire formée par le vent solaire, l'héliosphère.

Divers facteurs peuvent affecter la forme des bulles de vent stellaire, qui font qu'elles ne sont pas toujours sphériques. Elles sont constituées de cinq zones distinctes superposées en couches : le vent stellaire non altéré, la première onde de choc, la zone « tampon » ionisée, la deuxième onde de choc (la coquille) et le milieu interstellaire non altéré.

Une bulle de vent stellaire suit quatre stades d'évolution : la phase initiale, la phase d'expansion adiabatique, la phase de formation de la coquille ainsi que la phase de dissipation. Elles ont des durées variables. Une bulle de vent stellaire peut rester en formation jusqu'à un million d'années.

L'observation des bulles permet notamment d'étudier les vents stellaires, qui, autrement, sont presque indétectables (surtout pour les étoiles plus petites).

Observations Le tableau ci-dessous présente les caractéristiques physiques de différentes bulles de vent stellaire, de bulles de Wolf-Rayet et d'astrophères compilées par Wood (2004) et Van Buren (1986). Certaines unités ont été converties afin d'assurer une certaine homogénéité des données.

+ Propriétés physico-chimiques de différentes bulles de vent stellaire Bulle Étoile Type spectral Luminosité Perte de masse Vitesse du vent stellaire Température de la coquilleVitesse d'expansion Densité du milieu interstellaire 10 L/ 10 /an km/sparticules/cm NGC 6334 FN. Inconnue O6.5 III 0,32 4,3 2,5 1 7030 NGC 7635 BD+60°2522 O6.5 III 0,32 4,3 2,5 0,75 35 90 λ Ori Nebulae HD 36861 O8 III 0,24 0,57 2,8 1 86,9 Rosette Nebula HD 46150 O5 V 0,82 1,1 3,2 0,47 2515 NGC 6888 HD 192163 WN 4 0,38 23 2,25 0,95 75 25 NGC 2359 HD 56925 WN 4 0,32 19 1,7 1,2 3098 S308 HD 50896 WN 5 0,073 33 2,7 1,7 60 4,1 NGC 3199 HD 9358 WN 5 0,006 33 2,7 1,7 29 7,1 RCW104 HD 147419 WN 4 0,38 19 1,7 1,2 2554 Héliosphère SoleilG2 V 1,00 1,5874 0,45 1 Richardson, J. D. and Smith, C. W.: The radial temperature profile of the solar wind, Geophys. Res. Lett., 30, 1206) ND 0,02 Astrosphère 61 Vir G5 V 1,9365 6,00 0,51 ND ND ND Astrosphère EV Lac M3,5 V 2,550 2,00 0,45 ND ND ND Astrosphère δ Eri K0 IV 2,931 8,00 0,37 ND ND ND

Outils de détection vignette|gauche|Maquette de XMM-Newton.

Seulement 8 % des bulles entourant les étoiles de type O sont observables dans le visible. 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).

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.

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 (m) autour de la coquille de la bulle et une décroissance exponentielle jusqu'à la limite de la région HII.

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.

Structure vignette|upright=1.7|Représentation des structures d'une bulle de vent stellaire développée à partir des travaux de Castor et de Weaver vignette|La nébuleuse de la Rosette dans la constellation de la Licorne. Les étoiles jeunes de l'amas au centre de la nébuleuse ionisent le gaz environnant, alors que les vents stellaires émis par ces mêmes étoiles ont commencé à « souffler » le centre du nuage de gaz.

Les BVS se forment à partir du contact entre le vent stellaire et le milieu interstellaire. Cette formation possède des similarités avec la formation de la coquille d'une supernova Woltjer, L. (1972). Supernova remnants. Dans Proceedings of the NATO Advanced Study Institute, The physics of Non-Thermal Radio (). Dordrecht: Spingter Netherlands..

Trois facteurs principaux vont influencer la forme de la bulle de vent stellaire. Le premier dépend de la vitesse de croisière de l'étoile autour de laquelle se forme la bulle. En effet, si, par exemple, une étoile est mobile et qu'elle traverse une région HII, on aura une bulle de vent stellaire déformée dans le sens de déplacement de l'étoile. Il a été démontré que des asymétries peuvent être observées à partir de vitesses de l'ordre de 4 km/s Mackey, J., Gvaramadze, V. V., Mohamed, S., & Langer, N. (2015). Wind bubbles within H II regions around slowly moving stars. Astronomy & Astrophysics, 573, 1-14..

Le deuxième facteur influençant la forme de la bulle est la vitesse et la température de refroidissement de la bulle. Une étude sur les rémanents de supernova, qui sont assez similaires aux bulles de vent stellaire, a montré que l'instabilité thermique lors du refroidissement était responsable de son caractère mince et fragile McCray, R., Kafatos, M., & Stein, R. F. (1975). Thermal instability in supernova shells. Astrophysical Journal, 196, 565-570..

La présence d'inégalité dans la distribution du milieu interstellaire autour de l'étoile va également modifier la forme de la bulle. Les variations de densité peuvent ainsi entraîner des fragmentations aux endroits où le milieu est moins dense et des aspérités à la surface de la bulle si le milieu est plus dense. Les déformations seront plus prononcées si les différences de densité apparaissent tôt dans la formation de la bulle.

La bulle de vent stellaire est formée de cinq zones distinctes créées par la rencontre du vent stellaire chaud, dense avec une vélocité importante avec le milieu interstellaire plus froid, avec une faible densité et une vitesse moindre. La rencontre de ces deux milieux différents provoque la formation de deux ondes de choc qui divise ainsi la bulle en cinq compartiments. On définit ici les cinq zones en partant de l'étoile émettrice du vent stellaire qui se retrouve plus ou moins centrée dans la structure. La raison de cette asymétrie sera traitée plus loin.

Vent stellaire non altéré Le vent solaire autour des étoiles de types O ou B a des vitesses de pointes de et des vitesses moyennes de . On y observe des pertes de l'ordre de 9 masses solaires par année (). Première onde de choc 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.

Zone « tampon » ionisée 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.

Deuxième onde de choc : La coquille 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.

Milieu interstellaire non altéré Le milieu interstellaire a une vitesse plutôt lente de (~10 km/s). On présume qu'il possède une densité moyenne de 15 particules/cm et une température de 300 K.

Évolution vignette|upright=1.7|Schéma de l'évolution d'une bulle stellaire à partir des travaux de Rozyczka (1985).

La bulle de vent stellaire passera par quatre stades au cours de sa « vie ». Chaque stade a une durée variable en fonction des conditions initiales de formation. Le modèle présenté ci-dessous, développé par Rozyczka (1985), présente la formation d'une bulle sans introduction d'instabilité. La bulle est alors parfaitement sphérique.

Phase initiale 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.

Durée : Quelques centaines d'années.

Phase d'expansion adiabatique 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.

Durée : Quelques milliers d'années.

Phase de formation de la coquille 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 . Elle demeurera ainsi, mince et froide, jusqu'à sa dissipation. On retrouve durant cette phase la structure décrite plus tôt avec les 5 régions distinctes.

Durée : La majeure partie de la vie de la bulle.

Phase de dissipation