Exploitation des données du VLTI : Application aux étoiles Be

Exploitation des données du VLTI :Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeApplication aux étoiles Be

Par Anthony MeillandPar Anthony Meilland

Stage effectué à l’observatoire de la Côte d’Azur sous la direction de Philippe SteeStage effectué à l’observatoire de la Côte d’Azur sous la direction de Philippe Stee

Université de Nice Sophia AntipolisUniversité de Nice Sophia AntipolisDEA d’Astronomie : Haute résolution angulaire, Image et GravitationDEA d’Astronomie : Haute résolution angulaire, Image et Gravitation

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be PlaPlann

II Le phénomène BeLe phénomène Be

IIII Techniques d’observationTechniques d’observation

IIIIII Le code SIMECALe code SIMECA

IVIV ApplicationsApplications

Exploitation des données du VLTI : Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI : Application aux étoiles Be

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 1 PrésentationI Le phénomène Be : 1 Présentation

1 Présentation1 PrésentationI Le phénomène BeI Le phénomène Be

Historique :Historique :

-Secchi 1868 : Découverte de « lignes brillantes » dans le spectre de γ Cas-Secchi 1868 : Découverte de « lignes brillantes » dans le spectre de γ Cas-Struve 1931 : Disque circumstellaire du à la rotation rapide-Struve 1931 : Disque circumstellaire du à la rotation rapide-1931-2004 : Nombreuses autres hypothèses : 1931-2004 : Nombreuses autres hypothèses : vents radiatif, pulsations ,champs magnétiques, binaritévents radiatif, pulsations ,champs magnétiques, binarité- Observation sur plus d’un siècle :Observation sur plus d’un siècle :

Importantes variations au cours du tempsImportantes variations au cours du temps

Intérêt de l’étude des étoiles Be :Intérêt de l’étude des étoiles Be :

-Laboratoire naturel pour de nombreux phénomènes physiques. Laboratoire naturel pour de nombreux phénomènes physiques. -Interaction avec le milieu interstellaire sur plus de 100 parsecs.Interaction avec le milieu interstellaire sur plus de 100 parsecs.-Masse importante : fin de vie violente ( supernovae).Masse importante : fin de vie violente ( supernovae).-Importance des Be ( 20 % des étoiles B ) :Importance des Be ( 20 % des étoiles B ) :

problème de mesure de la fonction initiale de masseproblème de mesure de la fonction initiale de masse-Évolution rapide des étoiles de forte masse : rapport avec phénomène Be?Évolution rapide des étoiles de forte masse : rapport avec phénomène Be?

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 2 Modèle de baseI Le phénomène Be : 2 Modèle de base

2 Modèle de base2 Modèle de base

Étoile chaude de type B (O9, A0)Étoile chaude de type B (O9, A0)Non supergéanteNon supergéanteSéquence principaleSéquence principale

En rotation rapide (>200km/s)En rotation rapide (>200km/s)

Fort vent radiatifFort vent radiatif((≈1000km/s)≈1000km/s)

Faible vent radiatifFaible vent radiatif((≈100 km/s)≈100 km/s)

Enveloppe circumstellaireEnveloppe circumstellaireaplatie ( disque ou ellipsoïde)aplatie ( disque ou ellipsoïde)

Éjection de matièreÉjection de matière

Émission de l’ enveloppe :Émission de l’ enveloppe :-dans le continu (excès IR)-dans le continu (excès IR)-dans les raies d’hydrogène-dans les raies d’hydrogène



Corps noir de température TeffCorps noir de température Teff

Raies photosphériquesRaies photosphériquesélargies par la rotation rapideélargies par la rotation rapide

Raies en UVRaies en UV

Raies circumstellaires Raies circumstellaires

Émission libre-libre et libre-liéÉmission libre-libre et libre-lié



Émission de la raie HαÉmission de la raie Hα6562 Å ( transition 3-2)6562 Å ( transition 3-2)Émission de la raie HβÉmission de la raie Hβ4861 Å ( transition 4-2)4861 Å ( transition 4-2)Émission de la raie Brackett γÉmission de la raie Brackett γ21656 Å ( transition 7-4)21656 Å ( transition 7-4)

Extension de l’enveloppe en fonction de la longueur d’onde d’observationExtension de l’enveloppe en fonction de la longueur d’onde d’observation

Même phénomène dans le continu Même phénomène dans le continu mais extension de l’enveloppe inférieure à celle dans les raies voisinesmais extension de l’enveloppe inférieure à celle dans les raies voisines.

Le rayonnement à plus haute énergie provient de zone plus proche de l’étoileLe rayonnement à plus haute énergie provient de zone plus proche de l’étoile

o

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe

3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppe3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppe

Nombreuses hypothèses :Nombreuses hypothèses :

-Binarité-Binarité-Rotation-Rotation-Vents radiatifs-Vents radiatifs-Champs magnétiques-Champs magnétiques-Pulsations-Pulsations

Addition des effets de chaque phénomène Addition des effets de chaque phénomène

Trois origines possibles de la matière :Trois origines possibles de la matière :-Matière interstellaire ( étoile en formation : Objet pré-séquence principale ≠ Be )Matière interstellaire ( étoile en formation : Objet pré-séquence principale ≠ Be )-Compagnon ( systèmes binaires)Compagnon ( systèmes binaires)- Photosphère de l’étoile centralePhotosphère de l’étoile centrale

Comment compenser la gravité de l’étoile centraleComment compenser la gravité de l’étoile centrale pour « arracher » la matière à la photosphère ?pour « arracher » la matière à la photosphère ?

r

G ?

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be

3.1 Binarité3.1 Binarité

I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de I Le phénomène Be : 3 Hypothèses sur la formation de l’enveloppel’enveloppe

-Le compagnon remplit tous le lobe de Roche-Le compagnon remplit tous le lobe de Roche-De la matière s’échappe par le point de Lagrange L1-De la matière s’échappe par le point de Lagrange L1-Formation d’un disque d’accrétion -Formation d’un disque d’accrétion autour de l’autre étoileautour de l’autre étoile

Hypothèse 1 :Hypothèse 1 :

-Explication ne s’appliquant pas à toutes les étoiles Be-Explication ne s’appliquant pas à toutes les étoiles Be-Seul scénario où la matière circumstellaire ne provient pas de l’étoile centrale-Seul scénario où la matière circumstellaire ne provient pas de l’étoile centrale

L1


3.1 Binarité3.1 Binarité


Hypothèse 2 :Hypothèse 2 :-Échappement de la matière par le point L2-Échappement de la matière par le point L2-Formation d’une spirale autour -Formation d’une spirale autour du système entierdu système entier

-Le compagnon remplit tous le lobe de -Le compagnon remplit tous le lobe de RocheRoche-De la matière s’échappe par le point de Lagrange L1-De la matière s’échappe par le point de Lagrange L1

-Formation d’un disque d’accrétionautour de l’autre étoile

Hypothèse 1 :

-Explication ne s’appliquant pas à toutes les étoiles Be-Explication ne s’appliquant pas à toutes les étoiles Be-Seul scénario où la matière circumstellaire ne provient pas de l’étoile centrale -Seul scénario où la matière circumstellaire ne provient pas de l’étoile centrale

L2


3.2 Rotation3.2 Rotation


Mesure de l’aplatissement Mesure de l’aplatissement du disque stellaire de l’étoile Achernar ( environ 1.5)du disque stellaire de l’étoile Achernar ( environ 1.5)A. Domiciano de Souza and al. 2003A. Domiciano de Souza and al. 2003

GG

Estimation de la vitesse de rotation des étoiles Be :Estimation de la vitesse de rotation des étoiles Be :De l’ordre de 70% de VcritiqueDe l’ordre de 70% de Vcritique

Possibilité de biais dans ces mesures due à l’effet Von-ZeipelPossibilité de biais dans ces mesures due à l’effet Von-Zeipel

Force centrifuge = Force de gravitéForce centrifuge = Force de gravité

RGMVc

RVc

RGM

32

2/3²

²2/3

Rotation à la vitesse critiqueRotation à la vitesse critique :


3.3 Vents radiatifs3.3 Vents radiatifs


Diagramme HR ( Température – Luminosité)Diagramme HR ( Température – Luminosité)

Initiation d’un vent radiatifInitiation d’un vent radiatif

Entretient d’un vent radiatifEntretient d’un vent radiatif

Pas de vent radiatif possiblePas de vent radiatif possible

Pression de radiation Pression de radiation Transfert de quantité de mouvement entre les photons et le milieu circumstellaireTransfert de quantité de mouvement entre les photons et le milieu circumstellaireEfficacité augmente avec l’opacitéEfficacité augmente avec l’opacité prépondérance des raies par rapport au continuprépondérance des raies par rapport au continu

La pression de radiation doit compenser la gravité à la photosphère pour initier le vent La pression de radiation doit compenser la gravité à la photosphère pour initier le vent Possible uniquement pour les Be de type précoces (B0-B2)Possible uniquement pour les Be de type précoces (B0-B2)Type plus tardif : Autres phénomènes nécessaires pour « décoller » la matière de la photosphèreType plus tardif : Autres phénomènes nécessaires pour « décoller » la matière de la photosphère

et initier le ventet initier le vent


3.3 Vents stellaires3.3 Vents stellaires


Le modèle de « Wind Compressed Disc » ( WCD )Le modèle de « Wind Compressed Disc » ( WCD )Bjorkman & Cassinelli 1993Bjorkman & Cassinelli 1993

Modèle balistique avec chocs des particules à l’équateurModèle balistique avec chocs des particules à l’équateur

Problèmes :Problèmes :-Disque trop mince par rapport aux observations-Disque trop mince par rapport aux observations-Ne supporte pas l’introduction de forces non radiales-Ne supporte pas l’introduction de forces non radiales

Mise en mouvement des particulesMise en mouvement des particulessuivant les lignes de champssuivant les lignes de champs

Éjection d’une partieÉjection d’une partiede la matière vers de la matière vers l’enveloppe circumstellairel’enveloppe circumstellaire

Modification du WCD : MWCDModification du WCD : MWCDPermet d’obtenir un disque plus épaisPermet d’obtenir un disque plus épais


3.4 Champs magnétiques3.4 Champs magnétiques


Détection récente de champs magnétiques autour d’étoiles Be Détection récente de champs magnétiques autour d’étoiles Be Interaction avec les particules ionisées : modification du vent stellaireInteraction avec les particules ionisées : modification du vent stellaire

Problème : Toujours un modèle balistique !Problème : Toujours un modèle balistique !

Plusieurs modèles possiblesPlusieurs modèles possibles


3.5 Pulsations3.5 Pulsations


Modes privilégiés explication de l’aplatissement de l’enveloppeModes privilégiés explication de l’aplatissement de l’enveloppe

Nombreux modes détectés sur différentes étoiles Be : l =|m| = 8 , l = -m = 3 , l = -m = 2 …Nombreux modes détectés sur différentes étoiles Be : l =|m| = 8 , l = -m = 3 , l = -m = 2 …

-Maintient du vent par les forces radiativesMaintient du vent par les forces radiatives formation de l’enveloppe circumstellaireformation de l’enveloppe circumstellaire

-Mise en mouvement de la matière par des oscillations non radiales de l’ étoile-Mise en mouvement de la matière par des oscillations non radiales de l’ étoile Initiation du vent stellaire Initiation du vent stellaire

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be I Le phénomène Be : 4. Variabilité(s)I Le phénomène Be : 4. Variabilité(s)

4. Variabilité(s)4. Variabilité(s)A court terme (quelques minutes à quelques jours):A court terme (quelques minutes à quelques jours):-Déformation des profils de raies-Déformation des profils de raies

Explications :Explications :-Taches photosphériques modulées par la rotation de l’étoile-Taches photosphériques modulées par la rotation de l’étoile-Champs magnétique oblique et corotation d’une surdensité dans l’enveloppe-Champs magnétique oblique et corotation d’une surdensité dans l’enveloppe-Pulsations non-radiales-Pulsations non-radiales-Éjections de matière par intermittence-Éjections de matière par intermittence

A moyen terme (quelques mois à quelques A moyen terme (quelques mois à quelques années):années):-Variation du rapport V/R des raies-Variation du rapport V/R des raies-Position du photocentre dans les raies-Position du photocentre dans les raies-Intensité des raies-Intensité des raiesExplications :Explications :-Surdensité en précession dans -Surdensité en précession dans l’enveloppel’enveloppe-Propagation d’une surdensité en forme -Propagation d’une surdensité en forme d’anneau dans l’enveloppe (de l’étoile d’anneau dans l’enveloppe (de l’étoile vers l’extérieur)vers l’extérieur)

A long terme (plusieurs décennies ):A long terme (plusieurs décennies ):-Modifications photométriques importantes ( changement de type)-Modifications photométriques importantes ( changement de type)-Passage de l’état de Be vers B[e] , Be-shell ou B normal-Passage de l’état de Be vers B[e] , Be-shell ou B normal

Explication :Explication :-Évolution rapide des étoiles à forte -Évolution rapide des étoiles à forte masse ?masse ?

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 1 PhotométrieII Techniques d’observation : 1 Photométrie

II. Techniques d’observationII. Techniques d’observation1. Photométrie1. Photométrie

-Mesure du flux lumineux dans une bande spectrale large -Mesure du flux lumineux dans une bande spectrale large -Filtres : U, B, V, R, I, K …-Filtres : U, B, V, R, I, K …-Calcul des indices de couleur : B-V, V-I …-Calcul des indices de couleur : B-V, V-I …

-Bande spectrale large étude rapide, objets faibles-Bande spectrale large étude rapide, objets faibles

Exemples :Exemples : - DENIS (Deep Near Ifrared Survey) :- DENIS (Deep Near Ifrared Survey) : tout l’hémisphère Sud tout l’hémisphère Sud ( bandes I :0.82 μm, J:1.25 μm, K: 2.15 μm)( bandes I :0.82 μm, J:1.25 μm, K: 2.15 μm)-2MASS (2 Micron All Sky Survey) : 2MASS (2 Micron All Sky Survey) : tout le ciel tout le ciel (bandes J:1.25 μm, H: 1.65 μm, Ks : 2.17 μm)(bandes J:1.25 μm, H: 1.65 μm, Ks : 2.17 μm)

Applications à l’étude des étoiles Be : Applications à l’étude des étoiles Be : -Détection de l’excès infrarouge -Détection de l’excès infrarouge B normales et B à enveloppeB normales et B à enveloppe-Étude approfondie des indice de couleurs -Étude approfondie des indice de couleurs

Be, B[e], Be-shell, Ae/Be, T-Tauri …Be, B[e], Be-shell, Ae/Be, T-Tauri …-Étude de la variabilité du flux -Étude de la variabilité du flux

temps caractéristiques, intensités des variationstemps caractéristiques, intensités des variations

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 2 SpectroscopieII Techniques d’observation : 2 Spectroscopie

2. Spectroscopie2. Spectroscopie

-Dispersion de la lumière en longueur d’onde-Dispersion de la lumière en longueur d’onde-Mesure de l’intensité du rayonnement en fonction de λ-Mesure de l’intensité du rayonnement en fonction de λ-Marque le début de l’astrophysique (par rapport à -Marque le début de l’astrophysique (par rapport à l’astronomie)l’astronomie)-Études de paramètre physiques et chimiques du milieuÉtudes de paramètre physiques et chimiques du milieu- Cinématique et morphologie grâce à l’effet Doppler- Cinématique et morphologie grâce à l’effet Doppler

Exemple :Exemple :-AURELIE ( spectromètre de l’OHP) :AURELIE ( spectromètre de l’OHP) : Résolution spectrale Résolution spectrale R=R=λ/Δλ= 50000λ/Δλ= 50000

Applications à l’étude des étoiles Be : Applications à l’étude des étoiles Be :

-Mesure de la largeur équivalente des raies métalliques Mesure de la largeur équivalente des raies métalliques Métalicité Métalicité

-Mesure de la largeur des raies photosphériques-Mesure de la largeur des raies photosphériquesvitesse de rotation de l’étoile vitesse de rotation de l’étoile

-Etude de la variation des profils-Etude de la variation des profilspulsations de l’étoilepulsations de l’étoile

-Etude des déplacement des profils-Etude des déplacement des profilsbinaritébinarité

-Morphologie des profil de raies circumstellaires-Morphologie des profil de raies circumstellairescinématique de l’enveloppe cinématique de l’enveloppe

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 2 SpectroscopieII Techniques d’observation : 2 Spectroscopie

Spectroscopie et cinématique de l’enveloppe :Spectroscopie et cinématique de l’enveloppe :

-Largeur naturelle très inférieure aux décalages Doppler (vitesse dans l’enveloppe)-Largeur naturelle très inférieure aux décalages Doppler (vitesse dans l’enveloppe)

-Découpage de la raie en bandes spectrales fines-Découpage de la raie en bandes spectrales fines

-Effet Doppler : bande spectrale dans la raie -Effet Doppler : bande spectrale dans la raie zone d’isovitesse projetée sur la direction de visée zone d’isovitesse projetée sur la direction de visée

λ V

-Centre de la raie -Centre de la raie : Zone de vitesse projetée nulle: Zone de vitesse projetée nulle-Aile bleue -Aile bleue : Zones de vitesse projetée négative: Zones de vitesse projetée négative-Aile rouge -Aile rouge : Zones de vitesse projetée: Zones de vitesse projetée positivepositive-Continu -Continu : étoile centrale + petite enveloppe: étoile centrale + petite enveloppe

Morphologie d’un profil de raie Morphologie d’un profil de raie cinématique de l’objet cinématique de l’objetMais plusieurs scénarii possiblesMais plusieurs scénarii possibles

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 3 PolarimétrieII Techniques d’observation : 3 Polarimétrie

3. polarimétrie3. polarimétrie

-Lumière naturelle non polarisée-Lumière naturelle non polarisée-Polarisation souvent due a une propagation dans un milieu anisotrope :-Polarisation souvent due a une propagation dans un milieu anisotrope : -structure interne -structure interne : cristaux …: cristaux … -facteurs extérieurs-facteurs extérieurs : morphologie, champs magnétiques : morphologie, champs magnétiques

Applications à l’étude des étoiles Be :Applications à l’étude des étoiles Be :

- Polarisation des Be supérieure a celle des B normales mais très faible(<2%)- Polarisation des Be supérieure a celle des B normales mais très faible(<2%) Seul indice d’aplatissement de l’enveloppe jusqu’à l’utilisation de l’interférométrieSeul indice d’aplatissement de l’enveloppe jusqu’à l’utilisation de l’interférométrie

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 4 InterférométrieII Techniques d’observation : 4 Interférométrie

4. Interférométrie4. Interférométrie

-Limitation théorique du pouvoir de résolution angulaire par la Diffraction : 1,22λ\DLimitation théorique du pouvoir de résolution angulaire par la Diffraction : 1,22λ\D Diamètre des télescope de plus en plus grandDiamètre des télescope de plus en plus grand -Problème de turbulence atmosphérique ( Perte de résolution angulaire ≈ λ\ rProblème de turbulence atmosphérique ( Perte de résolution angulaire ≈ λ\ r°° ) ) Réalisation d’optiques adaptatives pour corriger les défauts de fronts d’ondeRéalisation d’optiques adaptatives pour corriger les défauts de fronts d’onde

Actuellement diamètre de l’ordre de 10 m Actuellement diamètre de l’ordre de 10 m 10 mas à 0,5μm (200 R 10 mas à 0,5μm (200 RO O à 100 parsecs )à 100 parsecs )Projet : ELT D=100 mProjet : ELT D=100 m

Principe :Principe :

-Expérience des trou d’Young -Expérience des trou d’Young interfrange λ\B ( B:Base interfrange λ\B ( B:Base séparation entre les trous) séparation entre les trous) -Von Citter-Zernike : Contraste et position des franges -Von Citter-Zernike : Contraste et position des franges TF de l’objet en λ/B TF de l’objet en λ/B Information jusqu’à λ\BInformation jusqu’à λ\B

Problèmes :Problèmes :-Reconstruire tous le plan de Fourier pour retrouver l’objetReconstruire tous le plan de Fourier pour retrouver l’objet-Phase difficile à obtenir ( cloture de phase 3 télescope au moins)Phase difficile à obtenir ( cloture de phase 3 télescope au moins)-Plus petit flux ( 1 télescope de 100 m ≠ 2 de 10 m)Plus petit flux ( 1 télescope de 100 m ≠ 2 de 10 m)

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 4 InterférométrieII Techniques d’observation : 4 Interférométrie

Interférométrie classiqueInterférométrie classique

Visibilité en fonction de :Visibilité en fonction de :-la longueur de la base-la longueur de la base-l’orientation de la base-l’orientation de la base-la longueur d’onde (bande large)-la longueur d’onde (bande large)

Reconstruction d’image à partir deReconstruction d’image à partir deplusieurs points de mesureplusieurs points de mesure

informations sur la morphologie de l’objetinformations sur la morphologie de l’objet

Interférométrie différentielleInterférométrie différentielle

Interférométrie + spectroscopie Interférométrie + spectroscopie

-Module et phase de la Visibilité -Module et phase de la Visibilité dans une raiedans une raie-phase des franges -phase des franges position position du photocentredu photocentre

informations sur la morphologie et la cinématique de informations sur la morphologie et la cinématique de l’objetl’objet

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be II Techniques d’observation : 5 Le VLTIII Techniques d’observation : 5 Le VLTI

5. Le VLTI5. Le VLTI

4 Télescopes auxiliaires :4 Télescopes auxiliaires :AT mobiles D=1,6mAT mobiles D=1,6m

4 Télescopes principaux :4 Télescopes principaux :UT Fixes D=8,2mUT Fixes D=8,2m

-longueur de base de -longueur de base de quelques mètres à plus de quelques mètres à plus de 200 m200 m

-Bonne couverture du plan -Bonne couverture du plan du plan des fréquence du plan des fréquence spatialesspatialesDeux Instruments Deux Instruments

MIDIMIDI AMBER AMBER Moyen infrarouge ( 2 bandes spectrales )Moyen infrarouge ( 2 bandes spectrales )8-13 μm et 13-26 μm8-13 μm et 13-26 μm2 télescopes2 télescopesModule de visibilité et phase différentielleModule de visibilité et phase différentielleFaible résolution spectrale ( R≈50)Faible résolution spectrale ( R≈50)Résolution angulaire maximale de 16 mas à 10 μmRésolution angulaire maximale de 16 mas à 10 μm

Études des Be :Études des Be :-Observation d’ α Ara pendant le SDT ( juin 2003)-Observation d’ α Ara pendant le SDT ( juin 2003)Exploitation des données Exploitation des données

Proche infrarougeProche infrarouge1-2.5 μm1-2.5 μm3 télescopes3 télescopesModule de visibilité, phase différentielle, clôture de phaseModule de visibilité, phase différentielle, clôture de phaserésolution spectrale : R = 10000résolution spectrale : R = 10000Résolution angulaire maximale de 2.5 mas à 2 μmRésolution angulaire maximale de 2.5 mas à 2 μm

Études des Be :Études des Be :-Spécialement conçu pour l’étude des enveloppes d’étoiles-Spécialement conçu pour l’étude des enveloppes d’étoiles-Cinématique fine -Cinématique fine -Nombreux objets faibles-Nombreux objets faibles-Programme d’observation de Be durant le temps garantieProgramme d’observation de Be durant le temps garantie

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 1. PrésentationIII Le code SIMECA : 1. Présentation

1. Présentation 1. Présentation III. Le code SIMECAIII. Le code SIMECA

Problème 1 : modélisation des étoiles Be à partir des observationsProblème 1 : modélisation des étoiles Be à partir des observations

SIMECA (SIMulation d’Étoiles Chaudes Actives)SIMECA (SIMulation d’Étoiles Chaudes Actives)

Modèle physique :Modèle physique :

hydrodynamique, équilibre statistique et transfert de hydrodynamique, équilibre statistique et transfert de rayonnementrayonnement

+ +

création d’observables directement comparables aux création d’observables directement comparables aux observationsobservations

photométriques,spectroscopiques et interférométriquesphotométriques,spectroscopiques et interférométriques

Problème 2: Comparaison directe des observations et du modèleProblème 2: Comparaison directe des observations et du modèle

Solution A : Modèles EmpiriquesSolution A : Modèles Empiriques

Lois empiriquesLois empiriquesMarlborough 1978 , Waters 1986Marlborough 1978 , Waters 1986

Problème d’interprétation physiqueProblème d’interprétation physique

Solution B : Modèles PhysiquesSolution B : Modèles Physiques

Lois physiques Lois physiques

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnementIII Le code SIMECA : 2. Schéma de fonctionnement

2. Schéma de fonctionnement2. Schéma de fonctionnement

Hydrodynamique :ρ, Vr, VФ, T

Équilibre statistique:n1,…,n7,ne à l’ETL

n1,…,n7,ne hors ETL

Équation de transfertdans le continu

Équation de transfertdans les raies

Profils de raie

Cartes de brillanceDans les raies

Cartes de brillanceDans le continu

Distribution spectrale d’énergie


Paramètres physique de l’étoile et de l’enveloppe :

Température Vitesse à la base de la photosphèreRayon de l’étoile Vitesse terminale équatorialeDensité photosphérique Vitesse terminale polaire Vitesse de rotation de l’étoile Flux de masse au pôleInclinaison H/H+He

Paramètres libres

m1: facteur de la loi de variation du flux de masse m2: facteur de la loi de variation de la vitesse C1 : rapport entre le flux de masse aux pôle et à l’équateur

Paramètres d’entrée :









Profils de raie





En partant des Équations de base de l’hydrodynamique :-Équation de continuité-Équation de conservation de la masse-Pas de conservation de l’énergie

Et de quelques hypothèses :-Symétrie axiale (pas de dépendance azimutale)-Stationnarité-Température ne dépend que de r-Pas de composante polaire à la vitesse-Pression de radiation due aux raies

On obtient les distributions de :-Densité-Vitesse radiale et azimutale -température






Équilibre statistique:n1,…,n7,ne hors ETL



Profils de raie





On fixe les populations des niveaux à l’ETL

En utilisant l’approximation de Sobolev des grand gradient de vitesse, on écrit l’équation d’équilibre statistique :

Aik, Bic et Ci : coefficients d’absorption, d’émission spontanée et de recombinaison βik : Probabilité d’échappement (dépend du gradient de vitesse)

On calcul les populations des niveaux à partir de ce système et des valeurs précédemment calculées.

On itère jusqu’à convergence des valeurs.

)(2

1

1

1

eie

ik

ikkik

i

k

icickiiki TCnAnBAn









Profils de raie





Equation de transfert :

Dans le continu :

-Opacité de l’enveloppe : rayonnement libre-libre et diffusion électronique-Emissivité de l’enveloppe : rayonnement libre-libre et libre-lié

Calcul de la distribution spectrale d’énergie :

-Etoile : corps noir à la température effective-Enveloppe : Emission + absorption-Totale :Etoile + Enveloppe

Id

dI









Profils de raie





équation de transfert :

On obtient l’expression suivante pour l’intensité dans la raie :(approximation de Sobolev)

Plan x,y perpendiculaire à la direction de propagation

Vitesse projetée en chaque point longueur d’onde d’émission-intégration sur x et y profil de raie -intégration sur une largeur ΔλΔVz carte de brillance

zvzu

k

i

i

k

ikik e

nn

ggc

hyxI

23

11

1²

2),(

Id

dI









Profils de raie





Equation de transfert :

-émisivité de l’enveloppe : rayonnement libre-libre et libre-lié-opacité : rayonnement libre-libre et diffusion électronique

Intégration sur l’axe de visé et sur la bande passante carte de brillance dans le continu

Id

dI









Profils de raie





Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be III Le code SIMECA : 5. Intérêts limitations et améliorations III Le code SIMECA : 5. Intérêts limitations et améliorations futuresfutures

5. Intérêts, Limitations et améliorations futures5. Intérêts, Limitations et améliorations futures

Modèle stationnaire :Modèle stationnaire : Be souvent variable avec échelle de temps de quelques minutes à plusieurs décenniesBe souvent variable avec échelle de temps de quelques minutes à plusieurs décenniesPossibilité de considérer une succession d’états stationnairesPossibilité de considérer une succession d’états stationnaires Développement d’un modèle hydrodynamique non stationnaireDéveloppement d’un modèle hydrodynamique non stationnaire

Symétrie axiale :Symétrie axiale :Nombreux phénomènes sans symétrie axiale (pulsations, onde de densité …)Nombreux phénomènes sans symétrie axiale (pulsations, onde de densité …)Bonne première approximation.Bonne première approximation. Abandon de la symétrie axialeAbandon de la symétrie axiale

7 niveaux + continu pour l’hydrogène et 2 Pour l’hélium:7 niveaux + continu pour l’hydrogène et 2 Pour l’hélium:Ne prend pas en compte les niveaux supérieurs : problème dans l’infrarouge lointainNe prend pas en compte les niveaux supérieurs : problème dans l’infrarouge lointainAutres espèces chimiquesAutres espèces chimiques

Calcul des raies Hα, Hβ, Brγ :Calcul des raies Hα, Hβ, Brγ :Nouveaux instruments fonctionnant dans l’infrarouge Proche (AMBER) et moyen (MIDI)Nouveaux instruments fonctionnant dans l’infrarouge Proche (AMBER) et moyen (MIDI)Création d’une routine pour Paschen β (1,2 μm)Création d’une routine pour Paschen β (1,2 μm) Routine unique pour calculer toutes les raies des transtions entre les niveaux 1 à 7Routine unique pour calculer toutes les raies des transtions entre les niveaux 1 à 7

Approximation de Sobolev :Approximation de Sobolev :Gradient de vitesse faible loin de l’étoileGradient de vitesse faible loin de l’étoile résolution de l’équation de transfert et de l’équilibre statistique sans l’approximation derésolution de l’équation de transfert et de l’équilibre statistique sans l’approximation de Sobolev ?

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be IV Application : 1 Modélisation de l’étoile α AraIV Application : 1 Modélisation de l’étoile α Ara

IV. ApplicationsIV. Applications1. Modélisation de l’ étoile α Ara1. Modélisation de l’ étoile α Ara

α Ara :α Ara :B2VneB2VneTeff = 23000 KTeff = 23000 KVsini = 250 – 300 km/sVsini = 250 – 300 km/sRR** = 4.8 R = 4.8 Ro o et Met M** = 9.6 M = 9.6 Moo

Observation en Juin 2003 simultanément au VLTI et au BrésilObservation en Juin 2003 simultanément au VLTI et au Brésil-Visibilités en fonction de λ (8-13.5μm) 16 et 17 juin-Visibilités en fonction de λ (8-13.5μm) 16 et 17 juin-Distribution spectrale d’énergie (8-13.5μm) -Distribution spectrale d’énergie (8-13.5μm) -Profil de raie Paschen β (1,28 μm)-Profil de raie Paschen β (1,28 μm)

Problème :Problème :-Raie nettement en émission ( I > 2 Ic ) -Raie nettement en émission ( I > 2 Ic ) -Enveloppe non résolue ( V > 0.9 )-Enveloppe non résolue ( V > 0.9 )- Flux trop faible ( 0.5 fois flux théorique )- Flux trop faible ( 0.5 fois flux théorique )

Solutions possibles :Solutions possibles :-Étoile vue par l’équateur dans le sens du plus petit axe-Étoile vue par l’équateur dans le sens du plus petit axe-Étoile plus loin (122 pc au lieu de 74pc)-Étoile plus loin (122 pc au lieu de 74pc)-Dissipation de la partie externe de enveloppe-Dissipation de la partie externe de enveloppe

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be IV Application : 2. Étude de la dissipation des disquesIV Application : 2. Étude de la dissipation des disques

2. Étude de la dissipation des disques2. Étude de la dissipation des disques

Dissipation du disque par l’intérieurDissipation du disque par l’intérieurPression de radiation trop importantePression de radiation trop importante

Dissipation du disque par l’extérieurDissipation du disque par l’extérieurDilution du gaz dans le milieu interstellaireDilution du gaz dans le milieu interstellaire

Modification dans SIMECA :Modification dans SIMECA :Création d’un vide dans la distribution de densité de l’enveloppeCréation d’un vide dans la distribution de densité de l’enveloppe

Étude de la variation des observables dans le deux scénarii:Étude de la variation des observables dans le deux scénarii:Profils de raiesProfils de raies

distribution spectrale d’énergie distribution spectrale d’énergie visibilitésvisibilités

Détermination des méthodes optimale pour différentier ses phénomènesDétermination des méthodes optimale pour différentier ses phénomènes

Deux modèlesDeux modèles

Exploitation des données du VLTI :Application aux étoiles BeExploitation des données du VLTI :Application aux étoiles Be ConclusionConclusion

ConclusionConclusion

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Exploitation des données du VLTI : Application aux étoiles Be