apport du vlti à l'étude des étoiles chaudes actives anthony meilland

Apport du VLTI Apport du VLTI à l'étude des à l'étude des

étoiles chaudes activesétoiles chaudes actives

Anthony MeillandAnthony Meilland

I Les étoiles chaudes actives

Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives

II l’intérêt de l’interférométrie

III Résultats récents


Anthony MeillandAnthony Meilland

I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes ActivesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives



I Les étoiles Chaudes ActivesI Les étoiles Chaudes Actives

Fraunhaufer 1814 : lignes sombres dans le spectre du soleil

Bunsen et Kirchoff 1859 : spectres d’émission et d’arborption d’élements chimiquesBunsen et Kirchoff 1859 : spectres d’émission et d’arborption d’élements chimiques

Kirchoff 1861 : Composition Chimique de l’atmosphère SolaireKirchoff 1861 : Composition Chimique de l’atmosphère Solaire

Apport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives


Angelo Secchi 1869 : Ligne Brillante dans le Spectre de γ Cassiopée

« …mais pour le moment je ne pourrais différer davantage à vous signaler une particularité curieuse de l’étoile γ Cassiopée, unique jusqu’à présent. Celle-ci est que, pendant que la grande majorité des étoiles blanches montre une raie f très nette et large, et comme α Lyre, Sirius etc., γ Cassiopée a à sa place une ligne lumineuse très belle et bien plus brillante que tout le reste du spectre. La place de cette raie est, autant que j’en ai pu prendre les mesures, exactement coïncidente avec celle de f, et on peut très bien en faire la comparaison avec l’étoile voisine β Cassiopée… »

1900-1930 : d’autres étoiles chaudes avec des raies d’hydrogène en émission

Atmosphère étendue ou enveloppe de gaz autour de ces « étoiles chaudes actives »

Excès infrarouge important associé à ces étoiles


Formation des enveloppes circumstellaires des étoiles chaudes actives

Origine de la matière :

-Milieu interstellaire (étoiles jeunes)

-Compagnon (binaires serrées en interaction)

-Étoile centrale (autres cas)







-Rotation

GG







-Rotation-vent stellaires radiatifs







-Rotation-vent stellaires radiatifs-pulsations







-Rotation-vent stellaires radiatifs-pulsations-magnétisme







-Rotation-vent stellaires radiatifs-pulsations-magnétisme

Différent types d’étoiles chaudes actives

-Ae/Be de Herbig étoiles jeunes enveloppe de poussière fort IR souvent dans une nébuleuse ou amas

-Be « classiques » étoiles « adultes » (Proche SP) pas de poussière rotation rapide (>50% Vc)

-B[e] étoiles évoluées souvent supergéantes enveloppe de poussière raies « interdites »

Image d’un point

II Intérêt de l’interférométrieII Intérêt de l’interférométrieApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives

Géométrie : Pouvoir de résolution angulaire

θmin= 1.22 λ/D θmin= 1.22 λ/B

Télescope

D B

Interféromètre

Image d’un point

2.44 λ/D

λ/B

Ex : Image de 2 points Ex : Image de 2 points

Mesure du contraste et de la position des franges(visibilité et phase)

Géométrie : Longueur et orientation des bases

Résolution uniquement dans la direction de la base+

Adapté uniquement à une taille d’objet=

Une seule fréquence spatiale mesurée


nombreuses mesures avec différentes longueurs et orientations des bases

Comme pour le son :

Décomposition de l’image en sinusoïdes de périodes différentes

Et inversement grâce à l’interférométrie

Géométrie : configuration du VLTI


Very Large Telescopes Interferometer

Cerro Paranal, 2635m, Plateau de l’Atacama, Chili

4 Télescopes fixes (D=8.2m)+

4 télescopes mobiles de (D=1.6m)

Environ 400 bases possibles (Bmax=200m)

Cinématique : L’effet Doppler


Décalage entre la fréquence d’émission et de réception d’une onde lorsque l’émetteur et le récepteurs sont en mouvement l’un par rapport à l’autre.

Ondes sonores :une voiture passe devant un piéton

Ondes lumineuses :

Pas de mouvement relatif

λ0 λ0

« Ils se rapprochent »

λ0 λ0 -Δλ

« Ils s’éloignent »

λ0 λ0 + Δλ

Cinématique : Spectroscopie


λ0 -Δλ

λ0 +Δλ

λ0

Détermination de la cinématique d’un objet à partir d’un profil de raie

Cinématique projetée

Modification de la morphologie des raies

Cinématique : Limitation de la spectroscopie


Plusieurs modèles radicalement différents permettent d’obtenir des profils de raie similaires

Disque en rotation Disque en expansion

Solutions : -Connaître les « vrais » champs de vitesse : impossible-Connaître la position et l’extension de chaque zone d’isovitesse radiale

Cinématique : Interférométrie différentielle


Mesure de la visibilité et la phase en fonction de la longueur d’onde

Informations sur l’extension et la « position » d’un objet en fonction de λ

AMBER(1.6-2.4 μm)

Dir

ecti

on

sp

ati

ale

(x)

Dir

ecti

on

sp

ati

ale

(x)

Longueur d’onde (λ)



Vis

ibili

té

Longueur d’onde

Base // au grand-axe

Vis

ibili

té

Longueur d’onde

Base // au petit-axe



phas

e

Longueur d’onde


phas

e

Longueur d’onde

Base // au petit-axe



phas

e

Longueur d’onde


Vis

ibili

té

Longueur d’onde


phas

eLongueur d’onde


Vis

ibili

té

Longueur d’onde


Détermination de la « vrai » cinématique de l’objet

III Résultats récentsIII Résultats récentsApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes activesApport du VLTI à l'étude des étoiles chaudes actives

Résultats récents obtenus à l’aide du VLTI et des instruments VINCI, MIDI et AMBER

Étoiles Be

Achernarκ Canis Major

α Arae

Étoiles Ae/Be de Herbig (=jeunes)

MWC297CPD 57-2874

Étoiles B[e] (~évolués)

7 publications dans Astronomy&Astrophysics (entre 2003 et 2007)


MWC 297Malbet , Benisty, et al. 2007, A&A 464 43

Inclinaison : ~20°Vitesse d’expansion : 100km/s proche de l’équateur à qqs 100km/s au pôle


CDP 57-2874Domiciano de Souza et al., 2007, A&A 464 81

N

E

Br 2.2 m

8 m

12 m


AchernarDomiciano de Souza et Kervella. 2003 A&A 407 47

Kervella et Domiciano de Souza. 2006 A&A 453 1059Meilland, Kanaan, Stee et al. 2007(8?) en préparation

Observation en 2001 avec VINCI

Pas de disque équatorial

Aplatissement de l’étoile 1.53

rotateur critique

Présence d’un faible vent polaireL>10R*

5% du flux à 1.6μm

Sursaut d’émission (95-02)Vexp~ 0.2km/sanneau équatorial 0-10R*

Vinicius, Zorec et al.A&A 2005

MIDI (8-13μm) +AMBER (2.2 μm)


α AraeChesneau, Meilland, et al. 2005 A&A 435 275

Meilland, Stee, et al. 2007 A&A 464 59

B=79 m , PA = 55°

B=102 m , PA = 7°

MIDI (8-13μm)

Rdisque<30R*




+

Disque équatorial :40% du flux total à 2.1μm32 R* quelque soit 2.1<μm<13 (~troncation du disque)en rotation képlérienne (+ sans expansion)

Vent polaire :qq % du flux total à 2.1μm>20R*

Etoile : Rotation critique




Modèle SIMECA de l’étoile α Arae


κ Canis MajorMeilland, Millour, et al. 2007 464 73

Disque équatorial :50% du flux total à 2.1μm23 R* à 2.1<μmEn rotation sub-képlérienne(β=0.3 contre 0.5)Pas d’expansion

Pas de vent polaireInhomogénéité

Etoile : Rotation sub-critique (52%)


Conclusions :

Etoiles Be :

-Vents polaires et disques équatoriaux indépendants détectés-Rotation critique dans certains cas (=> importance de la rotation)-Vents radiatif aux pôles (probablement amplifié par la rotation rapide)-Mais nécessité d’autres phénomènes physiques (K CMa et Achernar)-matière éjectée ~ «particules libres sans interaction»

Étoiles B[e] :

-le Gaz et la Poussière proviennent d’environnements bien distincts-Physique très différentes pour ces deux zones-changement de symétrie inexpliqué

Étoiles Ae/Be :

-Vent de part et d’autre du disque de poussière -confiné à l’environnement proche de l’étoile-Vitesse d’expansion (~qq 100km/s)


Prochaines étapes :

Reconstruction d’imageAvec 72 bases différentes

Suivie de la création et dissipation d’un disque de Be

Observation MIDI + AMBER pour des B[e] et Ae/Be de Herbig

Cinématique haute résolution spectrale avec AMBER sur Be, B[e] et Ae/Be de Herbig

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