"Dans ces derniers temps (Humboldt écrit en 1843), sir John Herschel a reconnu, pendant son séjour au cap de Bonne Espérance, que l'éclat de l'étoile eta du Navire avait augmenté graduellement depuis la deuxième jusqu'à la première grandeur".

Humboldt indique en note qu'il s'agit d'une observation de Herschel datant de décembre 1837 ; il ajoute :"En janvier 1938, son éclat égalait déjà celui de alpha du Centaure. D'après les nouvelles les plus récentes, MacLear l'a trouvée, en mars 1843, aussi brillante que Canopus et même a de la Croix du Sud paraissait tout à fait terne à côté de eta d'Argo".

Où en est cette étoile chez les variabilistes 160 ans plus tard ?

Depuis 1940, l'éclat de eta Carinae augmente de nouveau. Plus récemment, des observations UBV faites à l'observatoire d'Auckland (Nouvelle Zélande) entre 1970 et 1995 montrent une augmentation lente de l'éclat de l'ordre de 0,02 à 0,04 mag. par an. Il existerait aussi des oscil- lations semi-régulières de l'ordre de 0,3 mag. avec une période moyenne de 1800 jours environ. Actuellement l'étoile est à mv = 6, tendant vers mv = 5. On notera au passage que, bien que l'étoile soit activement surveillée par les variabilistes de l'hémisphère austral, les observations visuelles de eta Carinae sont très délicates. La plupart des étoiles de comparaison sont en effet des super- géantes bleues ou des étoiles Wolf-Rayet, ce qui fausse les estimations visuelles par ailleurs souvent en désaccord avec les mesures photo électriques.

Reste à savoir si la Grande Eruption de 1837-1857 procède des mêmes causes que les variations d'éclat beaucoup moins spectaculaires observées jusque là. Davidson et Humphreys (1997) conjecturent qu'en fait, sauf lors de la Grande Eruption, la luminosité intrinsèque de l'étoile aurait peu changé et que les variations de l'éclat apparent proviendraient essentiellement de variations de la température de surface déplaçant la courbe de répartition de brillance spectrale tantôt vers l'UV tantôt vers le visible. L'éclat apparent actuel, relativement faible, s'expliquerait par la présence des poussières qui se sont condensées au sein de la matière éjectée lors de l'événement de 1837. Le rayonnement UV émis par l'étoile est alors absorbé et réémis sous forme de rayonnement IR thermique. Par contre, lors de la Grande Eruption et peut-être au cours de l'éruption bien moins spectaculaire de 1887-1895, la luminosité aurait considérablement augmenté, de 10^6.7 (±20%) à 10^7.3 L_soleil environ dépassant ainsi très largement la limite d'Eddington. Il ne reste pas moins qu'une éruption qui se prolonge pendant une vingtaine d'années est en soi plus qu'exceptionnelle.

Que sait-on actuellement sur eta Carinae? Les astrophysiciens s'accordent à penser que l'étoile est une hypergéante de l'ordre de 100 M_soleil, située à une distance d'environ 2300 parsecs. Avec une luminosité estimée à 4x10⁶ L_soleil, l'étoile est probablement un représentant extrême d'une classe d'étoiles variables appelées Variables Bleues Lumineuses (Luminous Blue Variables ou LBV) proches du type S Doradi. Le terme n'est d'ailleurs pas tout à fait adéquat car les LBV ne sont pas nécessairement des étoiles bleues. En fait, ce qui les caractérise, ce sont des épisodes "éruptifs" extrêmement spectaculaires au cours desquels ces étoiles éjectent d'énormes quantités de matière à des vitesses de l'ordre du millier de km/sec. Cette succession d'épisodes éruptifs violents suivis de périodes de quiescence plus ou moins longues leur valent parfois le surnom imagé de "geysers astrophysiques". Les causes de cette instabilité sont mal connues et certains astrophysiciens soupçonnent que les LBV pourraient n'être qu'un stade intermédiaire vers le type Wolf-Rayet.

Située au sein d'un milieu très turbulent, eta Carinae, comme toutes les LBV, présente un spectre très complexe dans lequel il n'est pas toujours facile de séparer la contribution de l'étoile proprement dite de celle du milieu environnant. Le spectre de la partie centrale de l'objet est un spectre d'émission dans lequel on reconnaît des raies très intenses de l'hydrogène et des centaines de raies appartenant au fer [Fe II]. Une analyse plus fine permet de séparer deux types de raies : les raies les plus larges correspondent à un vent stellaire très violent (dans le cas de eta Carinae, c'est même le vent stellaire le plus chaud que l'on connaisse!) qui s'échappe à des vitesses de l'ordre du millier de km/sec. D'autres raies, beaucoup plus fines, sont la signature d'un gaz plus calme, situé à quelques unités astronomiques de l'étoile (typiquement, 200 millions de km) et se déplaçant à des vitesses de l'ordre de la cinquantaine de km/sec ce qui ne laisse pas d'être plutôt curieux dans un environnement aussi agité. La figure 2 donne une idée de ce que peut être le spectre de eta Carinae.

Or on observe depuis une cinquantaine d'années des modifications temporaires dans le spectre de eta Carinae. Une analyse plus fine de ces variations montre que certaines raies caractéristiques du spectre "normal", typiquement [Ne III], [Fe III], [Ar III] et surtout [He I] (l 10830), disparaissent complétement pendant quelques semaines. Cette disparition est accompagnée par l'affaiblissement d'autres raies de l'hélium et, dans une moindre mesure, des raies de la série de Balmer et de Paschen. Ces événements sont bien corrélés avec un renforcement du flux émis dans la bande H (proche infra-rouge), comme c'est généralement le cas pour les étoiles de type S Dor. En outre, ils paraissent se produire avec une périodicité de 5,52 années (Damineli, 1996). Damineli et son équipe ont ainsi pu prédire une modification du spectre pour la fin de 1997, événement qui a effectivement eu lieu. Cette périodicité semble donc maintenant parfaitement établie et elle est bien corrélée avec les événements majeurs qui ont affecté l'étoile au moins depuis 1827 [Table I].

Plusieurs hypothèses peuvent rendre compte de ces modifications périodiques. On pense naturellement à une instabilité prenant naissance dans certaines couches de l'étoile. On peut par exemple imaginer qu'à des températures de l'ordre de 30000 K, l'opacité due au fer (Fe++ et Fe+) devient telle que la pression de radiation déclenche une instabilité des couches superficielles proches de la photosphère. On pourrait ainsi expliquer au moins la Grande Eruption de 1837-1857 encore que les phénomènes d'instabilité survenant à de telles températures restent assez mal connus. Il est plus difficile par contre de rendre compte de la période de 5,52 ans qui semble être beaucoup trop stable pour une étoile de type S Dor. Enfin, la longueur du cycle paraît inhabituelle pour une LBV et suggère un type d'instabilité très différent de ce qu'on a pu observer jusque là pour d'autres étoiles de cette classe. Si donc eta Carinae était effectivement une étoile affectée par une instabilité périodique, elle serait alors totalement atypique.

On peut aussi imaginer que la variabilité spectroscopique procéde d'une autre cause, par exemple une éclipse périodique par un compagnon. Lors de l'éclipse, le rayonnement UV occulté cesserait de chauffer le gaz environnant l'étoile, entraînant ainsi les modifications spectrales observées. Damineli et al. (1997) ont ainsi décrit un modèle binaire qui soulève néanmoins de nombreux problèmes. Ce modèle, discuté par Davidson (1997), fait intervenir deux étoiles d'environ 70 M_soleil avec une primaire très lumineuse et une secondaire évoluée et moins lumineuse (sa contribution au spectre n'est pas détectable) circulant sur une orbite dont l'excentricité serait de l'ordre de 0,6. La figure 3 montre à quoi pourrait ressembler, en gros, ce système. Toutefois, une période de plus de 5 ans implique une distance moyenne entre les deux composantes telles que

les interactions mutuelles deviennent négligeables à moins d'imaginer une orbite encore plus excentrique (e > 0,8). Par une analyse des vitesses radiales mesurées sur certaines raies, Davidson aboutit à deux modèles légérement différents de celui proposé par Damineli et al. (1997) mais tous deux avec une orbite de très forte excentricité (Davidson, 1997) [Table II]. Au périastre, les deux composantes seraient séparées de seulement 3 u.a. Il remarque cependant que ces modèles impliquent que la "conjonction inférieure" (les deux composantes hypothétiques pratiquement sur la même ligne de visée) et le passage au périastre surviennent presque en même temps, ce qui est un concours de circonstances plutôt suspect. En définitive, si le cycle de 5,52 ans pourrait effectivement s'expliquer par des éclipses (ou par des éclipses intra-système), cette solution n'en entraîne pas moins de nombreuses difficultés et le modèle d'une étoile unique paraît tout aussi prometteur.

La situation se complique encore avec la mise en évidence récente d'une variation périodique du flux de rayonnement X dur émis par la source centrale. En utilisant les mesures effectuées par le satellite RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer), une équipe d'astronomes dirigée par Michael Corcoran (Universities Space Research Association, Columbia) a remarqué une augmentation générale du flux X (bande de 2 à 10 keV) suivie d'une décroissance rapide. Or cet événement coïncide avec la phase 0 du cyle de 5,52 ans, ce qui paraît renforcer l'hypothèse de la nature binaire de eta Carinae. En effet, dans l'hypothèse d'un système binaire à très forte excentricité, les vents stellaires issus des deux composantes doivent se heurter très violemment lorsque les deux étoiles sont proches du périastre. Le gaz violemment chauffé à une température de l'ordre de 60 millions de degrés émet alors un flux X intense. Lorsque les étoiles s'éloignent, l'onde de choc devient de moins en moins violente et le rayonnement X diminue. Ce scénario, déjà observé dans d'autres LBV massives, est en bon accord avec les résultats obtenus avec le satellite RXTE.

Cependant, le mystère s'épaissit encore avec la découverte par Kazunori Ishibashi, un membre de l'équipe Corcoran, de la variabilité du rayonnement X dur avec une période P = 85 jours environ (Ishibashi et al., IAUC 6668 et Corcoran et al., IAUC 6701). Or l'étoile n'est surveillée intensivement dans le domaine X que depuis février 1996 et on ne sait pas si cette périodicité est apparue récemment ou si elle était présente avant 1996. Si elle est récente, il est alors possible que l'étoile soit en train de passer à une nouvelle phase de son évolution. Il n'en reste pas moins que jusque là, l'étoile paraît se conformer aux prédictions [fig.4]. Toutefois, le mécanisme responsable du cycle de 85 jours reste inconnu : est-il dû à la rotation de l'étoile, à une instabilité périodique ou peut-être même à un troisième corps stellaire? De plus, on ne sait toujours pas comment cette périodicité est liée à la périodicité de 5,52 ans - si elle l'est - et l'hypothèse d'un éventuel troisième objet stellaire pour concilier les deux périodes ferait de eta Carinae un système encore plus exotique!

Actuellement, le problème le plus urgent paraît être de décider entre une modèle binaire ou un modèle à étoile unique. Outre une étude plus approfondie de modèles théoriques par ailleurs très complexes, des observations spectroscopiques plus fines et plus suivies sont nécessaires. En particulier, une meilleure couverture observationnelle de part et d'autre de la phase 0 du cycle de 5 ans et demi est fondamentale. Il faudrait également mesurer d'autres raies, par exemple celles de Fe II beaucoup moins sensibles aux phénomènes d'absorption par le milieu environnant. Enfin, une surveillance des flux dans les domaines X et UV sera critique. Dans le domaine X, une variation symétrique de part et d'autre de l'instant du passage au périastre permettrait de trancher en faveur du modèle binaire. Une variation plus erratique infirmerait par contre l'hypothèse d'une éclipse et suggérerait une étoile unique. D'autre part, si l'étoile est bien une binaire spectroscopique, la distance entre les deux composantes au périastre serait suffisamment faible pour que le vent stellaire de la primaire bloque le flux UV de la secondaire, d'où modification du spectre. Ces observations sont très délicates et exigent une résolution spatiale extrêmement fine, ne serait-ce que pour isoler la contribution de l'étoile de celle de la nébuleuse par réflexion qui l'entoure. Le télescope spatial HST jouera naturellement un rôle essentiel dans cette étude.

Voilà donc où en sont les choses 160 ans environ après les remarques de Humboldt sur cette bien curieuse étoile qui n'a probablement pas fini de faire parler d'elle.

La courbe de lumière de eta Carinae mise à jour au début de l'année 2005 monte une augmentation légère mais continue de léclat