ETOILES CATACLYSMIQUES Symbiotiques et Novae

WETAL 2011
Photométrie et Spectroscopie
Etoiles
cataclymiques
Novae
Supernovae
Ia
François Teyssier
www.astronomie-amateur.fr
Systèmes binaires serrés en interaction
Etoiles cataclysmiques
Etoiles symbiotiques
Naine blanche
Etoile rouge
de la série principale
Ou Etoile de la série
principale
Etoile à neutrons
Géante rouge
 Nova
 Supernova de type Ia
symbiotiques
Systèmes binaires
composés
d’étoiles dont les
températures
sont très
différentes
cataclysmiques
Etoiles cataclysmiques
Caractéristique (historique) : brusques sursauts de luminosité
de 3 à 8 magnitudes, dénommés « OUTBURSTS »
Outburst de SS Cygni (septembre 2009)
Luminosité x 25 en 1 à 2 jours
Courbe luminosité AAVSO (CCDV+Vis)
Ce comportement a conduit à leur attribuer
le nom de novae
naines bien que les
processus physiques soient différents.
Remarque : la classe des étoiles cataclysmiques renferme également des étoiles qui ne présentent
pas ce comportement :
Cataclysmiques magnétiques
Novae - like
Etoiles cataclysmiques
Les outbursts apparaissent de façon semi-régulière.
Pour SS Cygni, tous les 40 jours en moyenne (de 20 à 80 jours)
Courbe de luminosité de SS Cyg sur une année
Etoiles cataclysmiques
Courbe de luminosité
SS Cygni
depuis 1897
Une des pages les plus
remarquables de l’
« Astronomie Populaire »
écrite par des milliers
d’astronomes amateur
depuis plus d’un siècle.
Ces dizaines de milliers
d’observations ont contribué
à une meilleure
connaissance des étoiles
cataclysmiques et ont fait
l’objet de nombreuses
publications
Etoiles cataclysmiques
Composition du système
Etoile compacte chaude
naine blanche
Masse = 0,5 à 0.9 M
Rayon très faible : 0.01 R
Densité très élevée : 1 tonne/cm3
Gravité de surface très élevée
Température initiale très élevée : 100 000 K
En refroidissement : T =10 à 25 000 K
Etoile froide
étoile rouge de la série
principale (exceptionnellement jaune)
T = 3000 K
Distance = environ 1 R
Période orbitale très courte ~ 1 - 2 heures à quelques heures
Etoiles cataclysmiques
Surface de Roche
Lobe de Roche
Etoile principale
Lobe de Roche
Naine Blanche
Point de
Lagrange 1
Etoile principale rouge
Dans une étoile
cataclysmique,
l’étoile rouge emplit
son lobe de Roche
Naine blanche
1 R
Etoiles cataclysmiques
OUTBURST : accumulation de matière dans le disque.
Augmentation des frottements, de la viscosité : brusque
augmentation de la température qui passe, quelques
heures de 3000 K à 15000 K entrainant une forte
augmentation de la luminosité dans le visible :
typiquement 2 à 5 mags ; exceptionnellement 8 (WZ)
Lors de l’outburst, le disque de vide partiellement de sa
matière.
Principaux composants
Etoile principale
rouge
Naine blanche
Disque d’accrétion
Point chaud, lumineux
Flux de matière (H – He)
1 R
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Les sous-classes de novae naines (= UG , de U Gem)
caractérisées par l’aspect de leurs outbursts
Type UG SS
Prototype : SS Cygni
Outbursts relativement comparables en intensité et en durée,
se produit de façon semi-règulière.
Certains outbursts sont plus longs et de plus forte intensité.
On considère que le sens dans le quel se propage l’outburst
(extérieur vers intérieur du disque ou inversement) détermine
le type d’outburst)
Type UG SU
Prototype : SU Uma
Des super-outbursts de longue durée et de forte intensité
s’intercallent entre les outbursts classiques de type UGSS. Ces
super-outbursts sont caractérisés par une modulation
lumineuse appelée superhump, de période différente de la
période orbitale, dont l’origine est une déformation
ellipsoïdale du disque.
Type UG Z
Prototype : Z Cam
Alternance de périodes stables et de périodes d’outbursts. Le
taux de transfert de matière variable pourrait en être
l’explication
Etoiles cataclysmiques
Etoiles cataclysmiques magnétiques
Etoile cataclysmique
magnétique
= « polar »
Champ mgn = 10 à 100 MGauss
AM Her, AR UMa
Etoile cataclysmique
Semi-magnétique
= « polar intermédiaire»
Champ mgn = 1 à 10 MGauss
DQ Her
Composée d’un naine
blanche à fort/très fort
champ magnétique qui
empêche - totalement ou
partiellement - la formation
du disque d’accrétion
Le flux de matière ionisé
issu de l’étoile principale suit
les lignes de force du champ
magnétique et arrive sur la
naine blanche à proximité
des pôles magnétiques.
Etats haut et bas en fonction
du débit de matière
Flickering important
Polars
intermédiaires
Polars
Disque d’accrétion
Disque partiel
Novae
naines
Pas de Disque
Magnétiques
Non-Magnétiques
Etoiles cataclysmiques
Type UG SS
Outbursts « réguliers »
Type UG SU
Alternance outbursts
« réguliers » et de
super-outbursts
Sous-type UG WZ : uniquement
superoutbursts
SS Cygni
U Gem
IP Peg
SU UMa
WZ Sge
Type UG Z
Alternance de périodes
outbursts et de
périodes « stables »
Z Cam
Type DQ
Alternance d’états
hauts et bas,
Flickering
DQ Her
Type AM
Alternance d’états
hauts et bas,
Flickering
AM Her
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Détection de nouvelles étoiles cataclysmiques
Suivi des courbes de luminosité et détection des outbursts
Time serie – Série temporelle
- Période photométrique
- Cataclysmiques à éclipses
- Superhumps
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Suivi des courbes de luminosité et détection des outbursts
23 11 2008 V = 14.71
01 01 2009 V = 11.28
U Gem
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Time serie : éclipses
IP Peg
hump
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Time serie : éclipses
IP Peg
Eclipses
Disque
hump
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Time serie : éclipses
IP Peg
Eclipses
Disque
Naine blanche
hump
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Time serie : éclipses
IP Peg
Eclipses
Disque
Naine blanche
Point chaud
hump
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Time serie : éclipses
GY Cnc
Période orbitale = 4,2 heures
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Time serie : superhumps
(Super outbursts des cataclysmiques de type SU UMa
T Leo = QZ Vir
= modulations de luminosité de période
légèrement différente de la période orbitale
attribuée à une déformation ellipsoïdale du
disque d’accrétion durant les
superoutbursts.
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Time serie : superhumps et éclipses
HT Cas par Etienne Morelle
Etoiles cataclysmiques
Etudes photométriques
Time serie : Flickering
AM Her
= variations rapides et chaotiques de
luminosité
Spectroscopie
Evolution d’un outburst SS Cygni
3
V = 8,6
2,5
03/09/2010
He II
V = 8,5
2
02/09/2010
V = 8,75
1,5
01/09/2010
V = 10,3
1
30/08/2010
0,5
V = 11,9
0
4000
Hb
Hg
4500
25/08/2010
He I
5000
5500
Ha
6000
6500
7000
SC 254mm LhiresIII 150 l/mm R : 700 SXV-H9
Spectroscopie
Identification d’une cataclysmique récemment découverte
VSX J213806.5+261957 | 15-05-2010
Spectroscopie
DQ Her : polar intermédiaire
Série temporelle par C. Buil et O. Garde
Etoiles cataclysmiques
http://www.astronomie-amateur.fr/Variables%20Cataclysmiques.html
https://sites.google.com/site/aavsocvsection/
Etoiles cataclysmiques
Un domaine
 Bien suivi par les amateurs en photométrie
 Limité en spectroscopie amateur du fait de la faible luminosité
 Suivi régulier des outbursts les plus brillants
 Identification des découvertes
 Télescopes 20’’ et plus
France : Association française des Observateurs d’Etoiles Variables
USA (et monde) : AAVSO et CVNET
Japon (et monde) : VSNET
Spécialisé sur time series d’objets choisis : Center for Backyard Astronomy
Historiquement : « étoile nouvelle »
Brusque phénomène lumineux se produisant à
partir de la naine blanche d’une étoile
cataclysmique ou symbiotique
Augmentation de luminosité : 8 à 16 magnitudes, généralement, en
quelques dizaines d’heures
(luminosité : 1 000 à 2 000 000 x)
Novae
Accumulation de matière
(Hydrogène, Hélium, …) à la
surface de la naine blanche
d’un système binaire
Accrétion
de matière (H, He)
Disque accrétion (cataclysmiques)
Vent stellaire (symbiotiques)
Naine blanche
O, C (Mg, Ne)
Enveloppe H, He
Augmentation progressive de la
pression et de la température
- Taux d’accrétion
- Masse de la naine blanche
Novae
Température ~ 10 000 000 K
Déclanchement des réactions thermonucléaires
(thermonuclear runaway – TNR)
Synthèse de nouveaux éléments
Novae
Expulsion d’une partie de l’enveloppe
Fort rayonnement UV
Emission des raies
« permises » H, He,
N, Fe
Expulsion d’une coquille de
matière dense
(H, He, Fe, N, O, …)
Phase des raies permises
Novae
Poursuite des réactions thermonucléaires
Expansion de l‘éjecta
= diminution de la densité
Emission des
raies permises
H, He, Fe
Emission des raies interdites
[NII], [OIII], [Fe II] …
Phases aurorale, coronale, nébulaire
Novae
Courbe schématique de luminosité
t2
Allure générale
de la courbe de
luminosité
semblable pour
toutes les novae
Classes de rapidité (t2)
t2 = durée correspondant à un
déclin de 2 magnitudes par
rapport au maximum
Très rapide
< 10 jours
Rapide
11 – 25 j
Modérément rapide
26 – 80 j
Lente
81 – 150 j
Très lente
151 – 250 j
Novae
Des variations
importantes de
comportement durant
la période transitoire
Novae
2 types de novae
Nova Fe
1. Raies intenses : Fe II (Fe+)
2. Raies étroites (Ve < 2500 km.s-1)
3. Profils P Cygni (souvent)
Ex : V 496 Sct Novembre 2009
Nova He/N
Raies intenses : He N
Raies larges (Ve > 2500 km.s-1)
Ex : KT Eri Novembre 2009
Novae
Évolution des novae
P (Permitted Phase): l'ejecta est épais (thick) : seules les
raies permises apparaissent (FeII, MgII, NII, OII). Elles sont
produites par des radiations UV ionisantes. Des raies
d'atomes neutres (OI, NI) peuvent être produites dans la
région neutre neutre entourant la région inonisée.
A (Auroral Phase) : la densité diminue. Dans la phase
Aurorale apparaissent les premières raies interdites . Les
raies caractéristiques dites "aurorales" sont [OIII] 4363,
[OII] 7325. Des raies permises persistent. Cette phase
apparait à la fin du premier déclin (Delta Mag ~ 3)
Lorsque la densité diminue encore, les raies d'émission
entrent dans zones C (Coronale) ou N (Nébulaire) en
fonction de la température de radiation (radiative
temperature). La surface de la naine blanche est fortement
chauffée par la matière en accrétion et émet des UV
capables former des raies de forte excitation :
C : phase coronale (Coronal Phase), caractérisée par les
raies coronales [FeX] 6375, [FeVII] 6078 à une température
radiative supérieure à 105 K
N : phase nébulaire (Nebular Phase), pour une
température inférieure à 105 K caractérisée par la
prédominance des raies nébulaires [OIII] 5007, 4958, [OII]
3727
température
densité
Formation et évolution du spectre des novae :
Williams 1991, 1992, 1994
Novae
Identification Nova
Nova Sct 2009
Spectre
9 novembre 2009 17:30 TU
H et Fe II étroites en émission
Profils P Cygni
Novae
Mesures : identification des raies
Ex : V496 Sct -6 déc 2009- au début de l’apparition des raies interdites
Novae
Mesures : vitesses
Utilisation de l’effet Doppler
La longueur d’onde d’un rayonnement émis par un atome en
mouvement varie avec la vitesse relative de l’atome par
rapport à l’observateur.
Longueur d’onde décalée
 vers le bleu pour un atome se dirigeant vers l’observateur
(diminution de l)
 vers le rouge dans le cas contraire (augmentation l)
Mesure sur Ha KT Eri
Vexp ~ 3200 km.s-1
2. Elargissement de la raie due à l’expansion
(« Profil P Cygni ») d’une raie
6475
6525
6575
6625
l [Angströms]
-4000 -2000
0
2000
V [km/s]
4000
Novae
Mesures : vitesses
Mesure moyenne sur 5 raies de V694 Sct
V = 760 km/s
(valeurs publiées : 700 à 800 km/s)
2. Ecart entre l’émission et l’absorption
(« Profil P Cygni ») d’une raie
Novae
Mesures : évolution
Evolution
KT Eri
Novae
Mesures : évolution
Novembre 2009 : Apparition des raies interdites
Septembre 2010 Phase nébulaire
Novae
Un travail collectif
Exemple : suivi de la nova V407 Cyg (étoile symbiotique)
http://www.astrosurf.com/aras/V407Cyg/v407cyg.htm
Contributeurs
Christian Buil
James Edlin
Thierry Garrel
José Ribeiro
François Teyssier
66 spectres haute et basse résolution sur une période 6 mois
Novae
Nova V407 Cyg
Photo Christian Buil
Novae
Identification raies V407 Cyg 22 03 2010
Novae
Mesures : évolution
7000
Ha
6000
5000
7
180
8
160
9
140
10
120
4000
11
100
80
3000
12
60
2000
13
40
1000
14
20
0
15
0
0
20
40
60
80
100
120
160
[NII] l 5535
0
20
40
60
80
100
120
7
[OIII] l 5007
140
8
120
9
100
10
80
11
60
12
40
13
20
14
0
15
0
20
40
60
80
100
120
V 407 Cyg
Mesures d’intensité (EW)
de quelques raies
En fonction du temps ( t0 = V max)
Novae
Mesures : évolution
Evolution profil raie Ha par Christian Buil (eShel)
18 avril
22
juin 2010
16
mars
2010
Composant étroit
Composants
en absorption
= excitation de la
nébuleuse du
système symbiotique
par le flash de la
nova
= les parties les
plus éloignées de
la nébuleuse ne
sont pas excitées
par le flash de la
nova
Composant large
= éjecta de la nova
- 2000 km/s
0
+ 2000 km/s
Novae
V407 Cygni
Le dernier spectre
24 août 2010
+ 167 jours après le maximum
SC 254 mm LHIRES III 150 t/mm SXV-H9
Mag V = 14,5 !
Novae
V407 Cygni
Des résultats utilisés
dans les publications professionnelles
Profil Ha par Christian Buil
(spectres marqués d’un *)
Novae
V407 Cygni
Mesure EW ([OI)] – F. Teyssier
Des mesures en bon accord
avec les résultats publiés
Novae
www.astronomie-amateur.fr/Projets Spectro4 Novae.html
[1] The formation of novae spectra
R.E. Williams
A.J., Vol. 104, Number 2, 1992
[2] The evolution and classification of postoutburst novae spectra
R.E. Williams & al.
A.J., 376:721-737, 1991
[3] The Tololo nova survey : spectra of recent novae
R.E. Williams, M.M. Phillips, M. Hamuy
A.J. supp. ser., 90:297-316, 1994
[4] Classical Novae, second edition
Bode & Evens
Cambridge University Press, 2008
Novae
Un domaine
 bien suivi par les amateurs en photométrie, à poursuivre
 déjà exploré par les amateurs en spectroscopie,
à poursuivre en fonction des (rares) opportunités
France : Association française des Observateurs d’Etoiles Variables
USA (et monde) : AAVSO
ARAS
Forum ARAS
Aspect des spectres de supernovae
 Raies très larges
 « Blends »
 Difficulté à discerner les absorptions (profils P Cygni) des émissions
2 types spectraux
Type II
Type I
Absence raies Hydrogène
Raies Hydrogène
5
1,4
4,5
Ha
1,2
4
1
3,5
3
0,8
2,5
2
0,6
Si II
1,5
0,4
1
0,2
0,5
0
4000
4500
5000
5500
6000
6500
7000
Type Ia
0
4000
4500
5000
5500
6000
6500
7000
Type IIb
Supernovae
2 types processus physiques différents
Supernovae gravitationnelles
Supernovae thermonucléaires
M > 8 M
M < 8 M
Effondrement du cœur de Fer d’une étoile massive
Création d’une étoile à neutrons
Explosion thermonucléaire d’une naine blanche dans
un système binaire
Dépassement de la masse limite de Chandrasekhar M > 1.4 M
Types Spectraux II, Ib, Ic
Type Spectral Ia
Supernova Type Ia
up to 22000 km.s-1
C/O
10 to 15000 km.s-1
0.1 M
Si/S/Ca
0.5M
5 to 10000 km.s-1
Ni
56
White dwarf
C/O
M ~ 1.4 M
Co
56
Fe
56
T1/2 = 6d T1/2 = 77d
0.8 M
photosphère
SN 2011fe Identification des raies
4
Near
max
3,5
Fe II FeIII + Mg II
Fe II FeIII
3
S II
5445l 5640
2,5
2
Si II
ll 5958 5979
Si II "6150"
ll 6347 6371
1,5
1
0,5
0
4000
4500
5000
5500
6000
6500
7000
4
Nebular
Phase
3
3,5
2,5
Fe II « 6500"
3
2
2,5
Si II "6150"
2
1,5
1,5
1
1
0,5
0,5
0
4000
0
4500
5000
5500
6000
6500
7000
SN 2011fe : le premier suivi amateur de longue durée d’une supernova
40 spectres du 29-08 au 30-10-2011
Contributeurs
P. Berardi
C. Buil
J. Edlin
V. Desnoux
O. Garde
T. Garrel
F. Teyssier
P. Thierry
O.Thizy
SN2011fe par Romain Montaigut (CALA) 02-09-2011
Spectre nébulaire
Apparition émission Fer
Fe II « 6500 »
Disparition brutale
du soufre SII
Fort continuum bleu
Affaiblissement
et diminution vitesse
du Silicium SiII
Evolution SN2011fe par Christian Buil
Longueur d’onde (3800 Å – 7200 Å)
LISA + Saint-Caprais 94 cm telescope
temps
Evolution SN2011fe Vitesse d’expansion
 Mesures publiées (#ATEL 3260 )
 Mesures sur spectres ARAS
Principe : mesure du décalage du
minimum d’absorption par rapport à la
longueur d’onde au repos
-
-
Après correction du redshift de la
galaxie
(M101 : z = 0.00089 ~ 267 km.s-1)
Formule Doppler relativiste
(correction ~ -2 %)
Etoiles « nouvelles »
Nova naine Type UG WZ
Nova
Supernova
Outburst thermique
du disque accrétion
Explosion thermonucléaire
À la surface d’une naine blanche
Effondrement d’une naine blanche ou
d’une étoile massive
5
2
4
4
Type Ia
Type Fe
3
3
2
1
2
1
1
0
4000
5000
6000
7000
0
4500
5000
5500
6000
6500
7000
14
12
0
4000
5000
6000
7000
6000
7000
1,5
Type He/N
Type II
10
1
8
6
0,5
4
2
0
4500
HeI
5000
5500
6000
6500
7000
0
4000
5000
photométrie
CBA
spectroscopie
Un site
http://www.astrosurf.com/aras/
Un forum
http://www.spectro-aras.com/forum/index.php
Une base de spectres
prochainement
Merci pour votre attention