DECORTIQUAGES

Les énigmes des « géantes rouges »

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QU’EST-CE QU’UNE « GEANTE ROUGE » ?

définition : Les supergéantes rouges sont des étoiles relativement massives qui ont consommé l’ensemble de leur hydrogène dans leur cœur.

OU SE SITUENT-ELLES DANS LA HIERARCHIE DES ETOILES ?

Le diagramme de Hertzsprung-Russell

Hertzsprung-Russel[1]

« Diagramme de Hertzsprung-Russel » vient des noms de deux astronomes qui ont pour la première fois et chacun de son côté réalisé ce diagramme, : le Danois Ejnar Hertzsprung (1911) et l’Américain Henry Russell (1913).

II  C’est la masse d’une étoile qui détermine son type

Une étoile de grande masse produit en son noyau une fusion nucléaire plus intense et émet davantage d’énergie qu’une étoile de masse plus faible. Donc les étoiles de la séquence principale les plus massives sont plus brilantes et plus chaudes que les étoiles de la séquence principale de faible masse. En outre, les étoiles massives sont également plus grandes. Avec ces informations, vous pouvez comprendre le message fondamental de l’astrophysique stellaire, qui est est refleté dans le diagramee HR : c’est la masse d’une étoile qui détermine son type.

III  L’interprétation du diagramme HR

Deux facteurs simples déterminent l’éclat d’une étoile : la température et la surface. Plus l’étoile est grande, plus sa surface est grande ; et chaque mètre carré de la surface produit de la lumière. Plus il y a de mètres carrés, plus il y a de lumière. Mais qu’en est-il de la quantité de lumière produite par un mètre carré donné ? Les choses chaudes sont plus lumineuses que les choses froides, donc plus l’étoile est chaude, plus elle émet de lumière par mètre carré de surface.

Ainsi, Les naines blanches sont proches du bas du diagramme car elles sont très petites. Avec très peu de mètres carrés de surface (comparées aux étoiles normales comme le Soleil), elles ne brillent tout simplement pas très intensément. Comme elles s’évanouissent lentement, elles se déplacent vers le bas du diagramme (car leur éclat diminue (voir la mort des étoiles)) et plus à droite (car elles refroidissent). On n’en voit pas beaucoup sur le côté droit parce que les naines blanches froides ont un éclat si faible qu’elles tombent habituellement en dessous de l’axe des abcisses du diagramme tel qu’il est représenté dans les livres. De toute façon, les astronomes n’observent et ne mesurent pas beaucoup ces étioles de faible éclat.

Les supergéantes sont proches du sommet du diagramme car elles sont très grandes. Une supergéante rouge peut avoir une taille 1 000 fois supérieure à celles du Soleil, donc si on la plaçait exactement à l’endroit oùse trouve le Soleil, elle s’étendrait au-delà de l’orbte de Jupiter. Avec une telle surfaçe, les supergéantes sont naturellement très brillantes. Le fait que les supergéantes soient plus ou moins à la même hauteur sur le diagramme de gauche à droite indique que les supergéantes bleues (à gauche) sont plus petites que les supergéantes rouges (à droite).

Les étoiles de la séquence principale sont placées sur la bande diagonale qui va d’en haut à gauche à en bas à droite, car la séquence principale est constituée de toutes les étoiles qui brûlent l’hydrogène de leurs noyaux, quelles que soient leurs tailles respectives. Mais les différences dans les tailles des étoiles de la séquence principale ont une influence sur l’endroit où elles sont représentées sur le diagramme HR. Les plus chaudes, celles qui sont sur la gauche du diagramme, sont également plus plus grandes que les étoiles de séquence principale plus froides. Donc les étoiles de séquence principale qui sont chaudes ont deux caractéristiques en leur faveur : elles sont de plus grande surfaçe et produisent de plus grandes quantités de lumière par mètre carré que les étoies froides. Les étoiles de la séquence principale à l’exreme droite du diagramme sont très pâles et froides ; ce sont les naines rouges.

La séquence principale est positionée au milieu du diagramme car toutes les autres étoiles sont soit plus lumineuses, soit plus froides.

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COMMENT UNE ETOILE DEVIENT-ELLE UNE « GEANTE ROUGE » ?

La séquence principale est l’étape pendant laquelle une étoile tire son énergie de la fusion de l’hydrogène en hélium. Les réserves de carburant ne sont cependant pas illimitées. A mesure que le temps passe la concentration en hydrogène au centre de l’étoile baisse alors que la concentration en hélium augmente. Une conséquence importante de ce changement est une légère augmentation de la luminosité de l’étoile tout au long de sa vie sur la séquence principale.

En effet, puisque la fusion de l’hydrogène transforme quatre protons en un seul noyau d’hélium, le nombre de particules libres au centre de l’étoile baisse. Or, moins de particules signifie une pression plus faible. Pour résister au poids des couches externes, le noyau doit donc trouver un moyen de rétablir une pression suffisante. La solution qui s’offre à lui est de légèrement se contracter, ce qui fait augmenter la pression interne et l’étoile peut retrouver sa stabilité.

Du fait de la contraction, les couches d’hydrogène proches du noyau qui n’étaient pas encore suffisamment chaudes pour entretenir des réactions nucléaires le deviennent. Peu à peu la quantité d’hydrogène en fusion croît, ce qui se traduit par une lente augmentation de la luminosité de l’étoile.

La fin de la combustion au centre

Après une longue phase sur la séquence principale, un moment arrive finalement où la concentration en protons est trop faible au centre de l’étoile pour entretenir les réactions nucléaires : la combustion de l’hydrogène s’arrête au centre. L’étoile connaît alors une situation de crise. Sans énergie disponible, la pression interne chute, la gravité se retrouve sans obstacle, l’équilibre de l’étoile est rompu et l’intérieur de l’étoile commence à se contracter.

Cette contraction donne naissance à deux nouvelles sources d’énergie. D’abord, le noyau est en mesure de transformer une partie de son énergie gravitationnelle en énergie thermique. Ensuite, une coquille d’hydrogène en fusion va apparaître. En effet, la région qui entourait le noyau est encore très riche en hydrogène car il ne s’y produisait pas de réaction. Du fait de la contraction de l’étoile, cette région voit sa température augmenter et atteindre rapidement le seuil nécessaire à la fusion. Apparaît ainsi autour du noyau éteint une fine coquille dans laquelle la fusion de l’hydrogène peut continuer.

La dilatation de l’étoile en géante rouge

L’étoile se retrouve pourvue de deux nouvelles sources d’énergie très puissantes. A cause de cet apport- et pour des raisons qui ne sont toujours pas très bien comprises – des couches de gaz sont expulsées vers l’extérieur. L’enveloppe de l’étoile commence à se dilater et l’astre devient bientôt une étoile géante.

En gagnant en volume, l’enveloppe perd en densité et en température. Cela se traduit par un changement de couleur vers le rouge. L’étoile quitte la séquence principale pour entrer dans un autre groupe du diagramme de Hertzsprung-Russell : les géantes rouges.

Un jour, d’ici environ cinq milliards d’années, le Soleil connaîtra lui-même ce destin. Il se transformera en une géante rouge qui englobera successivement les orbites de Mercure, de Vénus et de la Terre. Cet événement marquera la fin de la vie sur notre planète.

La fusion de l’hélium

Alors que l’enveloppe continue à se dilater, le noyau dominé par l’hélium continue à se contracter. Sa masse augmente encore grâce à l’hélium provenant de la coquille d’hydrogène en fusion. Arrive un moment où la température et la densité sont suffisantes pour que les noyaux d’hélium soient eux aussi en mesure de participer à des réactions nucléaires. A 100 millions de degrés, les conditions sont réunies pour que la fusion de l’hélium (connue sous le nom de processus triple alpha) se déclenche et fournisse une nouvelle source d’énergie à l’étoile.

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LA CONTROVERSE :

Dans 5 milliards d’années, le soleil deviendra-t-il une « géante rouge » qui engloutira la Terre ?

Le stade de « géante » rouge est celui atteint par les étoiles gazeuses et se manifeste par une baisse de leur température de surface. A priori il est difficile de trouver une raison qui justifierait la dilatation de l’enveloppe et la baisse de densité consécutive, alors même que la température moyenne décroît. Une fois qu’une étoile a atteint sa masse finale, en retenant définitivement sa couronne gazeuse, elle a également atteint sa densité minimale et son refroidissement  va amorcer sa contraction. Ainsi, Jupiter est-il passé par la phase d’étoile rouge et chaude et a connu une densité plus faible qu’actuellement.

Si nous observons des étoiles géantes ou super géantes à faible densité et au diamètre imposant, cet état ne résulterait pas d’une dilatation d’une masse initiale finie bien plus dense, mais d’un accroissement  de volume consécutif à leur croissance, par autocréation d’éléments nouveaux que ces étoiles ont pu retenir.

Selon les hypothèses de la nouvelle théorie, une étoile rouge est effectivement un astre en cours de dilatation mais par production d’éléments nouveaux (hydrogène) qui va amorcer son refroidissement et sa lente contraction.

La conséquence classique d’une baisse de température est la contraction d’un corps et non sa dilatation. Dans toutes les étoiles  la dilatation ne peut être due qu’à une hausse de la pression de radiation  car à l’origine celle-ci est dominante dans la phase jeune et chaude.

La dilatation est corrélative à une augmentation de température et de la luminosité. Il est difficile de justifier un mécanisme qui associe la baisse de la température d’un gaz et sa dilatation.

Cette dilatation est constante à partir  du stade  initial de grande densité. L’hydrogène est produit en abondance dans la phase de croissance finale et  la conséquence en est la diminution de la température moyenne de surface et le ralentissement de réactions de synthèse premières de l’hélium ou des atomes lourds (carbone, azote, oxygène).

D’étoile jaune le Soleil va refroidir mais sa couleur virer au rouge en continuant à perdre une fraction de sa masse par radiation. Son destin est de refroidir lentement en se contractant et dans une dizaine de milliards d’années, il devrait ressembler à une planète gazeuse jovienne assez froide en surface.

On ne voit pas très bien comment notre Soleil en refroidissant puisse dans le même temps se dilater. Ce refroidissement débute par le cœur qui va tendre à se contracter et par là-même entrainer la contraction et le refroidissement de toutes les couches successives. On ne voit pas très bien comment en se contractant le Soleil peut  perdre son enveloppe pour ne plus demeurer qu’à l’état de naine blanche.

Les étoiles moins massives restent moins de temps dans la phase dite  » rouge  » qu’une super géante puisque leur refroidissement est plus rapide et atteignent plus rapidement le stade de naine gazeuse ou de planètes et tellurique. Dès lors, les étoiles massives arrivent plut tôt que les naines dans la phase dite de géante rouge et y demeurent plus longtemps du fait de leur refroidissement plus lent.

Dans notre système solaire, qui se serait formé dans le même temps et par un processus embryonnaire identique, le Soleil, Jupiter, Saturne, Neptune et Uranus peuvent être considérés à des stades de refroidissement différents, commandés pour l’essentiel par l’importance de leur masse.

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LE COMPORTEMENT ETONNANT DE « BETELGEUSE »

Bételgeuse, à l’œil nu, est l’une des étoiles les plus brillantes dans le ciel, étant près de 1000 fois plus grande et 100 000 fois plus lumineuse que le Soleil. Marquant l’épaule droite d’Orion, elle a longtemps été connue pour sa luminosité variable. Des groupes d’astronomes amateurs du monde entier ont enregistré ses changements de luminosité pendant de nombreuses décennies.

La vidéo a été réalisé par Dr Bernd Freytag du Centre de Recherche Astronomique de Lyon

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Béthelgeuse rétrécit à un rythme effréné. En quinze ans, le diamètre de l’étoile a diminué de 15 %. Une évolution extrêmement rapide que les astrophysiciens ont du mal à expliquer. Le fait est d’autant plus mystérieux que Bételgeuse, de 15 fois la masse du  Soleil, figure en bonne place parmi les étoiles sur le point de finir en supernovae…

Cette découverte surprenante revient à Charles Townes, prix Nobel de physique 1964, et à son équipe. Les astronomes ont utilisé pour cela l’un des rares interféromètres au monde : l’Infrared Spatial Interferometer (ISI), installé au mont Wilson. C’est d’ailleurs depuis ce même observatoire et avec le même procédé qu’en 1921, Michelson et Pease ont mesuré pour la première fois le diamètre d’une étoile. Et à l’époque, la cible était Bételgeuse ! L’ISI, incomparablement plus précis que son ancêtre de 1921, a permis plusieurs avancées importantes dans la connaissance de l’astre. Notamment, en 2008, une nouvelle mesure de son éloignement : 640 années-lumière, au lieu de 430 comme on le croyait. Du coup, Bételgeuse n’affichait plus un diamètre de 7,4 UA mais de 11,2 UA ! Autrement dit, si elle se trouvait à la place du Soleil, elle engloutirait les planètes jusqu’à Jupiter. Par ailleurs, Townes et ses collègues ont assisté entre 1994 et 2009 à une réduction spectatulaire de la taille apparente de l’étoile. Celle-ci n’affiche aujourd’hui plus que 9,6 UA de diamètre.

Comment expliquer une évolution si soudaine ? Pour Nicolas Prantzos, de l’Institut d’astrophysique de Paris, les résultats doivent être interprétés avec précaution : « La question des poussières qui entourent l’étoile pose problème. Sur les bords des supergéantes, enveloppe stellaire et poussières se mélangent, et la limite entre les deux est difficile à déterminer ». Au contraire, Eric Josselin, du Groupe de recherche en astronomie et astrophysique du Languedoc (Graal), trouve « ces données très convaincantes. Celles-ci ont été recueillies avec un interféromètre fiable, d’une longueur d’onde où la mesure est plus facile ». En effet, Bételgeuse a été examinée A 11 µm, un rayonnement peu atténué par d’éventuels nuages de poussière.

Comme toutes les supergéantes, l’astre mène une vie très turbulente. En 2006, l’ISI avait d’ailleurs mis en évidence un immense point lumineux à sa surface qui venait biaiser les mesures de son diamètre. « Il existe beaucoup d’incertitudes sur la forme de Bételgeuse, et elle n’est a priori pas exactement sphérique », relativise Eric Josselin. A sa surface, d’immenses zones de convection peuvent créer des bulles qui altèrent son aspect. « En raison de routes ces incertitudes, il est peut-être exagéré de dire que le diamètre de l’étoile a baissé de 15 %, mais les résultats montrent tout de même une évolution significative », souligne Eric Josselin. Reste maintenant à savoir si cette évolution est définitive ou cyclique. « Si aujourd’hui son diamètre a diminué, il pourrait bien augmenter à nouveau dans trente ans », estime Eric Josselin. « Nous allons continuer à observer Bételgeuse pour savoir si elle persiste bel et bien à rétrécir », indique Charles Townes. Et si c’est la cas, pourrait-on avoir sous les yeux un signe précurseur d’une prochaine explosion en supernova ? Pour le moment, personne n’est en mesure de l’affirmer. « Les supergéantes rouges sont encore mal comprises, confie Nicolas Prantzos. En 1987, une supernova dans le Grand Nuage de Magellan était survenue sur une étoile bleue, ce qui nous avait obligés a revoir nos théories ». Un avis partagé par Eric Josselin : « Cette observation ne suffit pas à annoncer une supernova prochaine. Si l’étoile est en fin de vie, les réactions nucléaires en son cœur vont être modifiées, mais cela n’est pas visible en surface. Bételgeuse peut très bien exploser demain, comme dans un million d’années. Et le jour où elle le fera, nous ne serons sûrement pas prévenus ». Mais nous le verrons ! Pendant quelques semaines, l’étoile brillera alors autant qu’un croissant de Lune et sera observable en plein jour.

« Pour l’instant, personne ne sait ce qui se passe et c’est ce qui rend cette découverte intrigante, conclut Jim Kaler, de l’université d’Illinois et spécialiste des étoiles. Il existe encore beaucoup de choses que nous ne comprenons pas sur les étoiles aussi massives. Cette découverte a le mérite de mettre ce point en avant ».

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LES OBSERVATIONS DE L’ESO

En utilisant différentes techniques de pointe sur le Très Grand Télescope (VLT) de l’ESO, deux équipes indépendantes d’astronomes ont obtenu les vues les plus détaillées jusqu’à ce jour de l’étoile supergéante Bételgeuse. Ils montrent que l’étoile a un immense panache de gaz presque aussi grand que notre système solaire et une gigantesque bulle qui bout à sa surface. Ces découvertes fournissent des indices importants pour aider à expliquer comment ces mammouths perdent de la matière à un taux extrêmement important.

Bételgeuse – la deuxième étoile la plus brillante de la constellation d’Orion (le chasseur) – est une supergéante rouge, une des plus grosses étoiles connues,  qui est près de 1000 fois plus grande que notre Soleil [1].  C’est aussi l’une des étoiles les plus lumineuses connues, émettant plus de lumière que 100 000 Soleils. Ces propriétés extrêmes prédisent la disparition d’un éphémère roi stellaire. Avec un âge de seulement quelques millions d’années, Bételgeuse est presque déjà à la fin de sa vie et est rapidement vouée à exploser en supernova. Lorsque cela se passera, la supernova devrait être facilement repérable depuis la Terre, même en plein jour.

Les étoiles supergéantes rouges détiennent encore plusieurs mystères non résolus. L’un d’eux est simplement la façon dont ces mastodontes perdent d’énormes quantités de matière – environ la masse du Soleil – en seulement 10 000 ans. Deux équipes d’astronomes ont utilisé le Très Grand Télescope (VLT) de l’ESO et les technologies les plus avancées pour jeter un oeil au plus près de cette étoile gigantesque. La combinaison de leurs travaux donne à penser que la réponse à la question de longue date de la perte de masse pourrait bien être à portée de main.

La première équipe a utilisé l’instrument d’optique adaptative, NACO, combiné avec une technique nommée « lucky imaging » ou « imagerie aléatoire », afin d’obtenir l’image la plus détaillée de Bételgeuse, même au travers de l’atmosphère terrestre, dont la turbulence génère au passage des effets de distorsion d’image. Grâce à l’imagerie aléatoire, seules les expositions extrêmement nettes sont choisies et ensuite combinées pour former une image beaucoup plus nette que ne le serait une seule exposition plus longue.

Les images produites par NACO atteignent presque la limite théorique de netteté réalisable pour un télescope de 8 mètres. La résolution angulaire est aussi fine que 37 millisecondes d’arc, soit environ la taille d’une balle de tennis sur la Station Spatiale Internationale (ISS), vue depuis le sol.

« Grâce à ces images extraordinaires, nous avons détecté un immense panache de gaz s’étendantdans l’espace depuis la surface de Bételgeuse« , explique Pierre Kervella, de l’Observatoire de Paris, qui a dirigé l’équipe. Ce panache s’étend sur une distance d’au moins six fois le diamètre de l’étoile, ce qui correspond à la distance entre le Soleil et Neptune.

« Ceci indique clairement que l’ensemble de l’enveloppe extérieure de l’étoile ne perd pas de la matière de façon régulière dans toutes les directions« , ajoute Pierre Kervella. Deux mécanismes pourraient expliquer cette asymétrie. L’un suppose que la perte de masse se produit au-dessus des calottes polaires de l’étoile géante, probablement en raison de sa rotation. L’autre possibilité est qu’un tel panache est généré au-dessus de gaz en mouvement à grande échelle (appelé convection) à l’intérieur de l’étoile, – semblable à la circulation de l’eau chauffée dans une casserole.

Pour arriver à une solution, les astronomes avaient besoin de sonder le monstre dans des détails encore plus fins. Pour ce faire, Ohnaka Keiichi de l’Institut Max Planck de radioastronomie de Bonn, en Allemagne, et ses collègues ont utilisé l’interférométrie. Grâce à l’instrument AMBER sur le VLTI (le VLT en mode interféromètre) de l’ESO, qui combine la lumière de trois télescopes auxiliaires du VLT de 1,8 mètre, les astronomes ont obtenu des observations aussi nettes que si elles étaient réalisées avec un télescope virtuel géant de 48 m. Avec une résolution si exceptionnelle, les astronomes ont pu détecter indirectement des détails quatre fois plus nets encore que les images étonnantes déjà permises par NACO (en d’autres termes, la taille d’une bille sur l’ISS, vue depuis le sol).

« Nos observations avec AMBER sont les observations les plus détaillées qui n’aient jamais été faites deBételgeuse. En outre, nous avons détecté comment le gaz se déplace dans différentes zonesde la surface de Bételgeuse – et c’est la première fois que cela a été fait pour une autre étoile que leSoleil « , dit Ohnaka.

Les observations avec AMBER ont révélé que le gaz de l’atmosphère de Bételgeuse se déplace vigoureusement de haut en bas et que ces bulles sont aussi grandes que l’étoile supergéante elle-même. Leurs observations sans égale ont conduit les astronomes à proposer que ces mouvements de gaz à grande échelle circulant sous la surface rouge de Bételgeuse sont derrière l’éjection du panache massif dans l’espace.

Notes

[1] Si Bételgeuse était au centre de notre système solaire, elle s’étendrait presque jusqu’à l’orbite de Jupiter, engloutissant Mercure, Vénus, Terre, Mars et la ceinture d’astéroïdes principale.

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LES VIBRATIONS DES « GEANTES ROUGES »

CNRS

Une équipe internationale d’astronomes, emmenée par des chercheurs du LESIA de l’Observatoire de Paris (Observatoire de Paris/CNRS/Université Paris Diderot/UPMC), vient de mettre en évidence que les étoiles géantes rouges de type M1 possèdent des oscillations similaires au Soleil. Cette découverte permet de mieux comprendre le fonctionnement de ces astres et de favoriser leur utilisation comme outil de mesure de distance au voisinage de la Voie Lactée. Leur étude est parue récemment dans la revue Astronomy & Astrophysics.

Comparaison des tailles des géantes rouges découvertes par Kepler. Crédits : University of Sydney/CNRS
Les oscillations des étoiles géantes rouges et froides, de type spectral M, sont suffisamment importantes (de l’ordre du millième de magnitude en valeur relative) pour être observables depuis longtemps à l’aide de télescopes au sol. Ainsi, leur étude dans les nuages de Magellan par les grands relevés infrarouges tels OGLE2, a conduit à la mise en évidence de relations reliant les périodes observées à la luminosité de l’étoile. Différentes séquences ont été identifiées, sans que la nature des oscillations ne soit découverte.

Le diagramme HR, les grandeurs T0, L0 et R0 sont respectivement les température, luminosité et rayon solaires. Crédits : Fenêtres sur l’Univers http://media4.obspm.fr/public/FSU/Ces étoiles se situent haut sur la branche des géantes rouge, (cf. diagramme Hertzsprung-Russell ci-contre). Le satellite CoRoT a scruté en détail leurs oscillations, mais à des stades d’évolution globalement moins avancés. Les observations de CoRoT ont permis de mettre en évidence une propriété particulière des oscillations des géantes qui se traduit en une forme universelle du spectre. Un seul paramètre, proportionnel à la densité moyenne de l’étoile, gouverne le spectre stellaire. Le rayon augmentant avec l’évolution d’une étoile sur la branche des géantes, la densité décroît et le spectre d’oscillation dérive vers les basses fréquences. Mais les observations de CoRoT, limitées à 5 mois au plus, ne permettent pas de sonder les géantes M, de grand rayon (jusqu’à 200 fois le rayon solaire ou RS).
Ce sont les observations du satellite Kepler, menées sur plus de 3 ans, qui ont permis de faire le lien entre le bas et le haut de la branche des géantes. L’extrapolation des observations vers les très basses fréquences (période de 200 jours, à comparer aux 5 minutes du Soleil) a été validée par itération. Les observations sol s’accordent avec les données spatiales.

Ceci permet de comprendre les oscillations des géantes M comme des oscillations de type solaire, Lorsque le rayon de la géante dépasse 100 RS, ces oscillations sont essentiellement radiales. L’identification du processus physique de ces oscillations va permettre de nouvelles analyses des données sol pour environ 100 000 étoiles. Les astronomes espèrent ainsi avoir une bien meilleure compréhension des étoiles, tant au niveau de leur fonctionnement, de leur évolution que des nombreux phénomènes physiques liés. On peut par exemple citer la perte de masse intense que connaissent ces étoiles. En effet, les étoiles mesurant plus de 60 RS, possèdent des oscillations provoquant une accélération des couches superficielles comparable au champ gravitationnel de l’étoile : ces couches ne sont plus liées à l’étoile et sont donc susceptibles d’être éjectées par le vent stellaire. Une autre conséquence importante de l’étude concerne l’utilisation de ces étoiles comme chandelles pour la mesure de distance, à l’échelle de la Galaxie et de ses proches voisines (nuages de Magellan, M31).

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