En 1977, les astronomes américains C. Bruce Stephenson et Nicolas Sauduleak publiaient une liste d'étoiles à raies d'émission. On le sait, ces raies spectrales (lignes brillantes correspondant à un excès d'intensité dans certaines longueurs d'onde du rayonnement électromagnétique) sont produites dans l'entourage d'étoiles très chaudes, soit dans leur atmosphère même, soit dans une nébuleuse (nuage de gaz et de poussières) qui les enveloppe.
L'intérêt des astronomes pour de tels objets se comprend aisément. Ces objets sont intéressants sur le plan scientifique parce qu'ils représentent des étapes évolutives dans la vie de ces étoiles de courte durée à l'échelle de l'Univers. En effet, les étoiles très chaudes ont une durée de vie fort brève. Elles sont donc par conséquent peu nombreuses.
L'objet n° 433 de cette liste SS-433 est une étoile de magnitude 14 située dans la constellation équatoriale, traversée par la Voie lactée, de l'Aquila (L'Aigle). On remarqua très vite que sa position coïncidait avec celle d'une source ponctuelle d'émission en ondes radio. Mieux, elle coïncidait également avec une source de rayons X détectée, dès 1976, par le satellite Uhuru. Enfin, dans cette même petite portion du ciel, régnait une source étendue d'émission radio, dénommée W50. Il y en avait assez pour entretenir l'intérêt des chercheurs.
Pourtant, c'est dans le domaine visible, c'est-à-dire dans le domaine optique, que la nature toute particulière de SS-433 s'est révélée, justement au cours d'observations spectroscopiques réalisées à des longueurs d'onde optiques. Ces obsevations mirent en évidence la présence d'intenses raies d'émission de l'hydrogène laissant apparaître des vitesses énormes, variables, aussi élevées que 17 % de la vitesse de la lumière, plus importantes que celles qu'on pouvait attendre ou qu'on n'avait jamais vues dans n'importe quelle étoile individuelle dans la Voie Lactée et étrangement similaires à ce qu'on avait observé dans d'autres galaxies, hautement énergétiques.
En outre, les vitesses variaient régulièrement, atteignant au maximum 50.000 kilomètres par seconde dans la direction opposée à la nôtre et 30.000 km/sec dans notre direction, et ce à l'intérieur d'une période de 163 jours.
Ce n'est pas tout. Des mesures photométriques de la totalité de lumière émise par SS-433 dans différentes gammes d'onde ont montré, à chaque fois, des changement périodiques.
En particulier, il est apparu que le système passait par des éclipses régulières, indiquant que l'objet émetteur de lumière passe derrière un autre objet une fois tous les 13 jours. Les chercheurs ont également constaté que certaines raies spectrales plus faibles, lesquelles ont une vitesse presque constante, varient avec la même périodicité.
Un problème majeur dans l'étude de SS-433 est qu'il se trouve situé dans une région galactique fortement obscurcie par l'interposition de nuages interstellaires, d'où une absorption presque totale de la lumière qu'il émet. Ainsi, moins d'un pour cent des rayons lumineux parvient à traverser cet écran.
Au début des années 80, cet étrange objet si fortement occulté mais relativement proche, fut pourtant l'objet de nombreuses recherches, d'autant plus que l'on pensait qu'il pouvait bien abriter un mini trou noir, sorte de version réduite d'un processus responsable de fortes émissions radio et de jets observés dans les noyaux très énergétiques de galaxies actives très éloignées, de radiogalaxies et de quasars.
Dix années de recherches ont conduit à une interprétation aujourd'hui généralement acceptée de l'étrange système SS-433, tel qu'il est représenté ci-dessus. Ce système se situe à une distance d'environ 5.500 parsec (18.000 années de lumière) dans une région très peuplée de notre Galaxie.
Il s'agit d'une étoile double dont les deux composantes, très différentes l'une de l'autre, tournent l'une autour de l'autre en 13 jours. L'objet le plus gros est une étoile chaude; le plus petit, compact, est entouré d'un disque d'accrétion (matière dense capturée par attraction gravitationnelle) en rotation rapide.
L'étoile chaude perd ainsi sa matière et donc de sa masse à un taux très élevé. Chaque année environ un millionième de masse solaire s'en échappe pour être "avalé" par le disque d'accrétion. SS-433 est donc dans une phase de transfert de masse très rapide qui pourrait durer quelques millions d'années au plus, peut-être même beaucoup moins.
Les atomes d'hydrogène qui sont à l'origine des intenses raies d'émission dans le spectre de SS-433, appartiennent à deux jets étroits de matière qui s'éloignent de part et d'autre de l'objet compact avec des vitesses de 80.000 km/sec. On pense que deux canaux sont créés dans des directions opposées près de l'axe de rotation du disque d'accrétion. C'est dans ces canaux que circulent les jets, accélérés sous l'impulsion de fort processus énergétiques.
Ces jets ne sont pas fixes mais animés d'un mouvement de précession tout comme le mouvement conique très lent, effectué par l'axe de rotation de la Terre autour d'une position moyenne correspondant à une direction normale au plan de son orbite autour du Soleil. Ce mouvement conique terrestre s'effectue en 26.000 ans. Par comparaison, la précession de SS-433 se fait en 163 jours.
Les vitesses mesurées des raies d'émission sont expliquées par la théorie de la Relativité d'Einstein. Cette interprétation a été confirmée par des observations radio haute résolution de la structure des jets ainsi que leur mouvement de précession.
Par ailleurs, des observations radio et aux rayons X ont aussi révélé l'interaction de ces jets avec la nébuleuse W50 qui entoure SS-433. Il apparaît maintenant que cette nébuleuse est le reste gazeux d'une ancienne supernova et que l'objet issu de son explosion est bien l'objet compact de SS-433.
Le modèle de SS-433 que nous venons de décrire comporte un "moteur" central, hautement énergétique, qui est à l'origine des jets de matière. C'est évidemment d'un grand intérêt du point de vue de l'astrophysique que de découvrir la vraie nature de cet objet compact.
Il existe, ou, plus exactement, on connaît deux types d'objets compacts capables de fournir l'énergie nécessaire à de telles accélérations de matière : un trou noir ou une étoile à neutrons. L'un et l'autre peuvent être le résultat de l'explosion d'une supernova.
Dans les deux cas, des quantités énormes d'énergie sont libérées quand la matière du disque d'accrétion tourne en spirale à une vitesse qui augmente vers la surface de l'objet compact.
Comment déterminer si on a affaire à l'un ou à l'autre ? Un seul moyen existe : la "pesée" de l'objet compact. Si la masse de cet objet est inférieure à environ trois masses solaires, il s'agira très probablement d'une étoile à neutrons.
Dans le second cas, c'est-à-dire si la masse de l'objet est supérieure à trois masses solaires, l'objet deviendrait instable et s'effondrerait rapidement en un trou noir qui, comme on le sait sans doute, est une matière en effondrement gravitationnel irréversible et en contraction indéfinie dont le champ de gravitation est si intense que rien, même pas la lumière, ne peut s'en échapper.
Cette "pesée" est en principe possible en déterminant avec précision le mouvement orbital des deux composantes de ce système binaire. C'est d'ailleurs de cette manière qu'on a pu déterminer la masse de la Terre, de la Lune et de toutes les planètes du Système solaire et de leurs satellites.
Cependant, cela semble plus difficile dans le cas de SS-33. Il y a peu, les mesures laissaient prévoir des masses de 4 à 10 masses solaires laissant provisoirementt identifier l'objet comme étant un trou noir.
Profitant d'une instrumentation très perfectionnée et toute récente, quatre astronomes européens travaillant à La Silla au Chili viennent de procéder avec succès à une nouvelle détermination de la masse de l'objet compact de SS-433. Il s'agit de Sandro D'Odorico (ESO), Thomas Oosterloo (ESO, observatorio del Roque de los Muchachos, La Palma Spain), Tomaz Zwitter (University of Ljubljana) et de Massimo Calvani (Observatory of Padova, Italy).
Avec la pratique courante de répartition très stricte du temps d'observation sur les grands télescopes, il est normalement impossible de suivre l'évolution d'un objet durant une période suffisamment longue. Cependant la période d'essai du nouvel "Multi-Mode Instrument> (EMMI), couplé au télescope NTT (télescope de nouvelle technologie) de 3,50 mètres, a offert une occasion unique pour effectuer d'excellentes mesures spectrales de SS-433 et ce, durant toute sa période orbitale de 13 jours.
Les astronomes ont ainsi obtenu quinze spectres haute résolution de SS-433 dans l'émission spectrale bleue, centrée sur une raie d'émission de l'hélium ionisé présent dans le disque d'accrétion entourant l'objet compact. Grâce à la haute qualité des données spectrales obtenues à l'aide du nouvel instrument, les astronomes ont pu obtenir des mesures précises des variations de vitesse des ions d'hélium et donc du disque d'accrétion et de l'objet compact central.
Les nouvelles données indiquent clairement l'amplitude précise de la variation de vitesse due au mouvement orbital de l'objet étudié. L'orbite peut ainsi être déterminée. Mieux, le rapport des masses des deux composantes de ce système binaire, rapport qui est déterminé par le recours à la photométrie (mesure des grandeurs relatives au rayonnement d'une source lumineuse), et, grâce aux observations dans le domaine des rayons X antérieures, a conduit à une détermination raisonnablement précise de la masse des deux composantes du système. On trouve 0, 8 masse solaire pour l'objet compact et 3,2 masses solaire pour son volumineux compagnon, l'étoile chaude.
En conclusion, cela signifie que l'objet compact dans SS-433 est suffisamment "léger" pour qu'il s'agisse d'une étoile à neutrons, issue de l'explosion antérieure d'une supernova dans le système SS-433. Il subsiste donc peu de possibilités qu'il soit un trou noir. Le diamètre d'une étoile à neutrons d'une telle masse doit être de l'ordre de 10 km, ce qui lui confère une densité peu imaginable.
La démonstration de la présence d'une étoile à neutrons dans SS-433 est un résultat d'observation important qui a des implications non négligeables pour mieux comprendre l'évolution stellaire avancée. Par contre, cette démonstration n'est pas pour contenter les partisans des trous noirs. Mais, bien sûr, elle n'exclut pas leur existence ailleurs et dans d'autres systèmes binaires célestes.
On aura remarqué que SS-433 nous offre aussi un spectacle de festin cannibale, pas du tout rare dans l'Univers. La grosse étoile chaude, par le transfert d'une partie de sa masse, est lentement "gobée" par sa compagne, véritable prédateur, à qui profite l'intense attraction gravitationnelle. Ce pourrait être l'objet d'un prochain article qui pourait être consacré à la vie et à la mort des étoiles.
Pierre Bastin
(d'après un document de l'ESO)
(Cet article a été publié dans le quotidien liégeois
"La Wallonie" des samedi 14 et dimanche 15 mars 1992.)