perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire

6 juin 2001 Perte de masse des étoiles chaudes

Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation

et haute-résolution angulaire

sous la direction de:

Farrokh Vakili, Observatoire de la Côte d'Azur

Anthony Moffat, Université de Montréal

Agnès Acker, Observatoire de Strasbourg

Olivier Chesneau


Perte de masse des étoiles chaudes: polarisation et haute-résolution angulaire

• Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes,

• Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative,

• Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes,• Contraintes sur le champ magnétique de Pup.• Variations spectrales de EZ CMa et 2 Vel

• Spectropolarimétrie Interférométrique• Contexte général,• Application à la détection de champs magnétiques,







Perte de masse des étoiles chaudes

Lamers et Cassinelli, 1999


Importance des étoiles chaudes

NGC 7635

- Flux ionisant: régions HII et chauffage des poussières,

NGC 3603

- Traceurs et catalyseurs de la formation stellaire

NGC 4314

- Objets les plus lumineux dans le visible (2/3 du flux galactique environ),- Signatures spectroscopiques caractéristiques jusqu'à de grands redshifts (mesure des distances).


Structuration du vent

• Inhomogénéité du vent (clumping) et mesure de perte

de masse,

Moffat et Robert, 1994Babel et al, 1992 http://www.gong.noao.edu/helioseismology.html

• Influence de la rotation,• Phénomènes "initiateurs" ou "modulateurs" du vent

• Pulsations non-radiales,• Champs magnétiques,• Autres (instabilités radiatives,

effets d'opacité, ...)


P Cygni: Une LBV comme les autres?

15.

1

*

.10.3~

.200~

76

19000~

anMM

skmV

RR

KTeff

• Etoile inconnue avant 1600,• Eruptions géantes en 1600 et 1655: étoile de 3éme magnitude,• Depuis: étoile de magnitude 4.9, très variable• Grand taux de perte de masse: 3 M en 100 000 ans,• Masse initiale: ~50 M, masse actuelle 20 M < M <40 M, (mal définie),• Evolution rapide vers le stade WR, détectée sur 300 ans.

Langer et al, 1994


P Cyg 59 Cyg

Fréquence de coupure théorique du 1.52cm (OHP)

Limite théorique de résolution spatiale:110 mas en H

Observation par Optique Adaptative en H


Calibration de la PSF

Comparaison PSF/deconvolutionComparaison PSF/deconvolution

- Même normalisation,- Même normalisation,- même courbes de niveaux- même courbes de niveaux

Création de sous-images et sous-PSFCréation de sous-images et sous-PSF

Déconvolution indépendante en utilisant Déconvolution indépendante en utilisant plusieurs combinaisons,plusieurs combinaisons,

,,Comparaison des flux de photons Comparaison des flux de photons

Calculs des paramètres atmosphériques a-Calculs des paramètres atmosphériques a-posteriori et comparaison des paramètres posteriori et comparaison des paramètres de corrections de l'optique adaptativede corrections de l'optique adaptative

Nombreuses structures sans contrepartie Nombreuses structures sans contrepartie dans l'étoile de référencedans l'étoile de référenceCœur plus grand et plus complexeCœur plus grand et plus complexe


DéconvolutionNord

Est

• Algorithme Lucy-Richardson

• Dynamique atteinte ~100

• "Résolution spatiale": ~70 mas

• Aucune tentative de mesure photométrique.

• Environ 7 structures différenciées

• Rayon linéaire couvert: ~2600 R*

• Période d'éjection couverte: ~20 ans

• Ejection de la structure la plus proche: ~2 ans


N

E

5'

Meaburn et al, 2000

H

N

E

De Vos, 1994 0.2"

N

E

H

Chesneau et al, 2000

5"

N

E

Meaburn et al, 2000

ISO 60m

N

E

Smith et al, 2000


Résumé

- L'environnement de P Cyg est constitué de plusieurs structures isolées: à expliquer dans le cadre d'une perte de masse par pression de radiation (CAK).

- les structures semblent distribuées de manière non-uniformenon-uniforme, suivant un axe définiun axe défini : influence de la rotation?

- Limitation de cette observation:- Observation dans le plan du ciel,- Quantité de matière dans les structures isolées inconnue,- Existence d'une nébuleuse diffuse qui doit être prouvée.


Puppis

2.2

53~

.2250

18~

42000~

*

1

*

Vm

MM

skmV

RR

KTeff


Cranmer et Owocki, 1994Massa et al, 1995

Vents structurés: conséquences d'un champ magnétique?


Effet Zeeman


Spectropolarimétrie échelle

Champ plat du spectropolarimètreCASPEC (3.6m, ESO, Chili)

But:Détecter une différence locale de flux entre les voies polarisées induite par effet Zeeman (R=30000)

Formalisme de Stokes:Soit I() l'intensité du flux total Soit V(), l'intensité de la polarisation circulaire,On détecte la quantité I+V sur une voie et I-V sur l'autre

R

B


60 Å

9 Å


dvvIgc

dvvvV

GBl

)(1

)(

)10.14,2( 11

Vitesse radiale (en km/s)

V

I

Vitesse radiale (en km/s)

Contraindre le champ global

Puppis


Contraindre le champ global

- 3-5 raies utilisables par nuits,- Ecart-type de détection dominés par les résidus de redressement,


HeI 5876

Comment contraindre les champs locaux?

Puppis

Application locale par Mathys et Smith, 1999

d

dIBgkV l...)( 2

0


Résultats sur PuppisChamp magnétique local- Contraintes:5-8 kG selon les raies- Aucune signature magnétique étroite (0.2-3Å) détectée (V~0.08%) sur la moyenne de la nuit - Aucune activité en polarisation circulaire détectée (V~0.1% en 10min)Champ magnétique global- Détection nulle sur 4 nuits avec un écart-type moyen de 400 G Activité Non-polarisée- Activité non polarisée de l'ordre de 1% dans les raies de HeI, et 0.5% pour les raies de HeIISolutions instrumentales- amélioration des spectro-polarimètres: diffusion, stabilité, franges- multiplexages- polarimètre de Balmer


HeII 6560CIV 5801,5812 EZ CMa


Système double O+WR 2 Velorum

0 km/s-920 km/s

HeI 5876 HeI 4026

De Marco, 2000

~3%


De Marco, 2000



•Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes

•Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative,

•Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes,

•Spectropolarimétrie Interférométrique•Contexte général,•Application à la détection de champs magnétiques,


Le principe du GI2T


Disperseur

Mode X-

Mode Polarimétrique

Polarimètre


Interférométrie Différentielle

Inter-densité spectrale moyenne

)(S~

)(S~

)(O~

)(O~

)(I~

)(I~ *

λλ*21

*21 21

ffffff

1 2

Contraste des franges (visibilité): module de la visibilité

)(~

)(~

. *2121 fOfOVV

Position relative des franges: phase de la l'interdensité spectrale

)()(12 f


Applications en polarisation linéaires

Rousselet-Perraut, 1997



•Contexte de la perte de masse des étoiles chaudes

•Observation des éjectats de P Cyg par Optique adaptative,

•Recherche de champ magnétique dans les étoiles chaudes,

•Spectropolarimétrie Interférométrique•Contexte général,•Application à la détection de champs magnétiques,


Vmax= 7.3%Vmin= -2.7%

Vmax= 31%Vmin= -20%

R=60000, i=60°, Bpol=4000G, <BR=60000, i=60°, Bpol=4000G, <Bll>=500G>=500G

Détection de l'effet Zeeman par la technique SPIN

But:- Evaluer le potentiel de détection de l'effet Zeeman par interférométrie à longue base,

- Modélisation de l'observable d'Interférométrie Différentielle pour des géométries de champ simples: dipôle, quadripôle.- Comparaison du signal escompté avec les sensibilités des instruments existants,- Préparation d'une stratégie d'observation adaptée au type spectral le plus propice pour tester nos conclusions: les étoiles Ap.

R=30000R=30000, i=60°, Bpol=4000G, <B, i=60°, Bpol=4000G, <Bll>=500G>=500G


i = 0° i = 90°

Cartes d’intensité

Raie Polarisation circulaire +

Raie Polarisation circulaire -


Premières conclusions

- Signal attendu pour un champ typique d'une étoile Ap détectable

avec les caractéristiques nominales du GI2T par effet de phase

uniquement (R=30000, B=50m, <5°)

- Effet de phase plus sensible que la mesure de visibilité,

- Le signal attendu en polarisation linéaire est extrêmement faible,

- Le signal est très dépendant de la résolution spectrale et surtout

de la résolution spatiale, ce qui implique pour les Ap une base

importante (50m étant un minimum),

- Au vu du signal et de la résolution spectrale requise, l'utilisation

d'une optique adaptative est conseillée.


Exemple

Dipôle Bpol=4000G, R=30000, =1mas, =6000Å

i=0°

10°

Base


Bilan

- Observation de P Cygni par une optique adaptative dans le visible: c'est une première mondiale!

- Une tentative de détection DIRECTE de champ magnétique par spectropolarimétrie: cela demeure une observation extrêmement difficile, mais dont la nécessité est indéniable.

- Une étude théorique sur la détection de champ magnétique par Spectro-Polarimétrie Interférométrie qui montre le fort potentiel de cette technique.


PerspectivesLe travail initié au cours de cette thèse continue sur tous les plans:

A court terme:A court terme:Suite de SPIN théorique en polarisation linéaire,Plusieurs programmes d'observation au GI2T (avec et sans polarimètre). Cibles visées particulièrement: Be, LBV, Ap

A moyen terme:A moyen terme:Demande d'observation environnement P Cygni,Mise en place de l'instrument ESPADON,Exploitation du VLTI en lumière naturelle: AMBER, MIDICibles visées particulièrement: Bp, Be, LBV, O, WR

A long terme:A long terme:Exploitation de PRIMA,Etude d'un Spectropolarimètre dédié pour le VLTI

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