Les étoiles Wolf-Rayet possèdent les vents stables les plus forts de toutes les étoiles connues, constitués principalement d'hélium provenant directement du cœur stellaire. L'enveloppe très chaude qui entoure l'étoile empêche généralement d'observer sa surface. La perte de masse moyenne est de l'ordre de 10⁵ masses solaires par an. Ce vent stellaire, dense, rapide et enrichi a un impact important sur "l'écologie" du milieu interstellaire, que ce soit dans les objets isolés dans des bras spiraux, dans les régions où naissent les étoiles ou dans le noyau galactique. La combinaison d'une forte luminosité et d'une haute sensibilité aux métaux lourds fait que les étoiles Wolf-Rayet sont les meilleurs traceurs des gradients de métallicité dans les galaxies éloignées.  De plus, ces étoiles représentent la dernière phase d'évolution de toutes les étoiles massives, avant qu'elle n'explosent en supernova.
Lorsqu'une étoile Wolf-Rayet fait partie d'un système binaire impliquant une étoile O, les deux vents stellaires entrent en collision et il se forme un cône entourant l'étoile O. Ce choc permanent engendre un excès de flux qui affecte le continu et les raies spectrales dans l'ensemble du spectre électromagnétique. Dans le domaine des rayons X, Corcoran a  montré en 1996 qu'il y a une claire et forte modulation due à la visibilité périodique de l'onde de choc en forme de cône. Dans l'infrarouge, Williams montre qu'au périastre, dans le cas d'une étoile Wolf-Rayet carbonée, il se produit un excès d'infrarouge entretenu par l'onde de choc sur de la poussière carbonée. Un excès non thermique s'observe également dans le domaine radio, issu de l'onde de choc, également modulé par la phase du système.

La binaire spectroscopique WR140 (HD193793, WC₇+O_4-5) est l'une des candidates qui répond le mieux à cette description.  Sa luminosité L_X = 116.10³² ergs/s est l'une des plus élevées mesurées avec ROSAT. Si l'étoile O est la plus chaude, la plus lumineuse et la plus massive, la Wolf-Rayet possède le vent le plus fort. Sa période est de 7,94 ans ; sa forte excentricité (e=0,84) amène les composantes à 27 UA l'une de l'autre à l'apoastre et à 2 UA au périastre. C'est à la date 2001,14 ± 0,08 (vers le 20 février) que ce passage au périastre se produira. C'est à cette seconde phase que le choc entre les deux vents stellaires est le plus violent et que s'observent les émissions les plus remarquables dans l'ensemble du spectre électromagnétique. Cette collision, entre le vent de l'étoile WC₇, à une vitesse d'environ 3000km/s et celui de l'étoile O_4-5, provoque un choc des deux côtés de la discontinuité de contact entre eux, ce qui entraîne un réchauffement et une émission thermique, une accélération des particules et une émission synchrotron, ainsi que la formation de poussière. De plus, autour du périastre, le système montre une variabilité spectrale relativement rapide, liée à la phase.  Nous voulons suivre ces changements spectroscopiques rapides en vue de chercher leurs causes possibles.

Malheureusement, cette étoile, dans la constellation du Cygne, n'est pas facile à observer au prochain passage au périastre.
Nous comptons observer WR140 toutes les cinq nuits, à partir du 1er mars 2001, époque où cette étoile commence à être observable le matin, dans les raies en émission suivantes : HeII à la longueur d'onde 5412 Å, CIV à 5471 Å, CIII à 5696 Å, CIV à 5806 Å et HeI à 5876 Å. Cet ensemble de raies permet d'étudier les conditions physiques d'une importante fraction de son vent stellaire, entre 2-3 rayons stellaires et 100 rayons stellaires.
Si on se réfère aux observations du dernier passage au périastre, on prévoit les événements suivants, dans l'infrarouge :

• début de formation du nuage de poussière : 1er février 2001
• maximum de l'émission dans le filtre K : mars 2001
• maximum de l'émission dans le filtre L' : 16 avril 2001
• maximum de l'émission dans le filtre 8,7 microns : février 2002

Aux trois époques ci-dessus, les prévisions d'extension du nuage de poussière sont respectivement 0,15", 0,51" et 0,87" .

En ce qui concerne le spectre optique, les raies en émission sont fortement élargies par effet Doppler qui a pour origine
l'accélération importante subie par le vent stellaire. La photométrie UBV montre cependant des variations moins marquées en fonction de la phase.

En définitive, nous pouvons énoncer les objectifs scientifiques de cette large collaboration internationale comme suit :
 

Obtenir des éléments orbitaux de haute qualité.
Il faut signaler que la période et l'excentricité de cette binaire ont été obtenues à partir de la seule répétition des brusques excès d'infra-rouge et d'un ensemble plutôt incomplet et hétérogène de données spectrales dans le spectre optique, obtenues à partir de plaques photographiques. Nous avons aujourd'hui des données de bonne qualité obtenues avec des détecteurs CCD depuis six ans environ, et si nous voulons calculer l'époque du périastre - difficilement observable début 2001, rappelons-le - , il faudra des observations fréquentes en 2001, et probablement en 2002.

Étudier les effets du choc des deux vents en fonction de la phase, compte tenu du fait que sa durée doit être de
 l'ordre de quelques mois.

Suivre dans l'infra-rouge la naissance et l'expansion du nuage de poussière qui émerge peu après le passage au périastre, au moyen de l'imagerie dans l'infra-rouge avec GEMINI

Observer l'environnement circumstellaire de WR140, pour trouver d'éventuelles traces des précédentes expulsions de poussières (archéologie cosmique), en imagerie (GEMINI, JCMT)

Étudier et modéliser les manifestations hautement énergétiques qui accompagnent le choc des deux vents, enobtenant des spectres en rayons X avec un rapport signal/bruit élevé.

Mode d'observation avec ce spectrographe :

Nous avons 5 raies en émission à observer en deux poses :

• CIII à la longueur d'onde 5696 Å,  CIV à 5806 Å et HeI à 5876 Å pour la première (les raies CIII et HeI ont un faible potentiel d'excitation/ionisation)
• HeII à 5412 Å et CIV à 5471 Å pour la seconde.

Les variations spectrales liées au mouvement de la binaire au périastre sont rapides et discernables sur une échelle de temps de quelques jours, comme le montrent toutes les observations faites il y a huit ans au cours du précédent passage.  En demandant un couple d'enregistrements tous les cinq jours, nous choisissons un bon compromis, en accord avec tous les autres observateurs impliqués dans cette collaboration internationale.

Ce programme d'observations est soutenu par le programme national de physique stellaire.

Il   s'agit  d'une  collaboration   internationale,   dans   laquelle   des   moyens  au   sol  comme  dans   l'espace  seront   mis  en œuvre, pendant au moins un an.  Pour le moment, neuf équipes sont impliquées, dont quatre en spectroscopie visible (OHP, Dominion Astrophysical Observatory, Observatoire du Mont Mégantic et Ritter Observatory).

Des observations complémentaires (8 à 12 microns sur GEMIMI par Moffat et al., filtres K', L' et M' en bandes étroites par Williams et al., 850 microns sur le JCMT par Dougherty et al.) permettront de faire de l'imagerie, complétées par des observationspar le satellite  ASCA dans l'ultra-violet par Corcoran et en UBV par Moffat et Marchenko.  De l'imagerie en K, L et M est en préparation sur l'IRTF par Vacca et al.  La coordination des observations au sol est assurée par P. Williams; celle des observations spatiales par M. Corcoran.

Bibliographie :