L`activité des étoiles massives à la loupe spectro

Anthony Meilland
 Pourquoi observer les environnements des étoiles massives?
 Un besoin de haute résolution spatiale et spectrale
 Les interféromètres actuels et leurs instruments
 Etoiles Be et interférométrie, une longue histoire…
 Au-delà des Be classiques (5 exemples)
 Pourquoi observer les environnements des étoiles massives?
 Un besoin de haute résolution spatiale et spectrale
 Les interféromètres actuels et leurs instruments
 Etoiles Be et interférométrie, une longue histoire…
 Au-delà des Be classiques (5 exemples)
Perte de masse
Au cours de l’évolution stellaire
Transfert de masse
dans un système binaire
Accrétion de matière
par une étoile jeune
Rotation rapide
Pression de radiation
Pulsations
Magnétisme
Binarité
Travaux du groupe de Genève (G. Meynet, A. Maeder…)
 Influence de la perte de masse sur les modèles évolutifs
 Influence de la rotation sur les modèles évolutifs
 Influence de la symétrie de la perte de masse sur la rotation
Contraindre la perte de masse mais surtout sa symétrie
Travaux dérivés (T. Décressin…)
 Enrichissement du milieux interstellaire
 Influence sur la formation des nouvelles génération d’étoiles
 Influence sur l’évolution des amas
 Pourquoi observer les environnements des étoiles massives?
 Un besoin de haute résolution spatiale et spectrale
 Les interféromètres actuels et leurs instruments
 Etoiles Be et interférométrie, une longue histoire…
 Au-delà des Be classiques (5 exemples)
VLT : Télescopes de 8 m
E-ELT : Télescope de 40 m
En Bande V  15 mas
En Bande K  70 mas
En Bande N  300 mas
En Bande V  3 mas
En Bande K  15 mas
En Bande N  60 mas
1.22 λ/D
1.22 λ/B
B
D
Van Cittert et Zernike :
Visibilité complexe ( Contraste et phase )

TF de la distribution de brillance de l’objet à la fréquence λ/Bp
Atmosphère
B
D
Perturbations amtosphériques
 Perte de la phase réelle de l’objet
Nécessité de remplir le plan (u,v)
 1 mesure = 1 fréquence spatiale
 Clôture de phase (somme de trois phase)  Reconstruction d’images si nombreux points
si 3 télescopes
 Composition chimique du milieu
 Conditions physiques (T, ρ)
 Egalement la cinématique (effet Doppler)
Pas d’information spatiale !
Dispersion des franges en longueur d’onde
Etude des variations
de Contraste
et
de phase ( = phase différentielle)
en fonction
de la longueur d’onde
λ
Localiser
(Extension + position)
x
les espèces chimiques
les conditions physiques
les zones d’isovitesse radiale
Spectroscopie
Disque équatorial en rotation
I
λ0 -Δλ
λ0
λ0 +Δλ
λ
λ0
Vent équatorial (expansion)
I
λ0+Δλ
λ0
λ0-Δλ
λ0
λ
Spectro-Interférométrie
Spectroscopie
Le long du grand axe
Le long du petit axe
Disque équatorial en rotation
φ
φ
V
V
I
λ
Vent équatorial (expansion)
I
λ
φ
φ
V
V
Angle en lien avec le « poids » relatif de la rotation et de l’expansion
Grand axe du disque
Axe de déplacement du photocentre
 Pourquoi observer les environnements des étoiles massives?
 Un besoin de haute résolution spatiale et spectrale
 Les interféromètres actuels et leurs instruments
 Etoiles Be et interférométrie, une longue histoire…
 Au-delà des Be classiques (5 exemples)
Cerro Paranal, Désert d’Atacama, Chili
4 Télescopes fixes de 8m (UT)
4 Télescopes mobiles de 1.6m (AT)
Bases de 8m à 150m (220m théoriquement)
AMBER
MIDI
Fonctionne avec 3 télescopes
Bandes H et K ( et J théoriquement)
Fonctionne avec 2 télescopes
Bande N (8-13μm)
3 modes de dispersion spectrale
LRR=30
MR  R=1500
HR  R=12000
2 modes de dispersion spectrale
GRISM R=230
PRISM R=30
θmin = 2.6 mas
θmin = 13 mas
Mount Wilson, Los Angeles County, Californie
6 Télescopes fixes de 1m
Bases de 32 à 330 m
Nombreux instruments : CLASSIC, CLIMB, MIRC, CHAMP, PAVO, FLUOR et VEGA
VEGA
Fonctionne avec 4 télescopes
Bandes V et R
3 modes de dispersion spectrale
LRR=300
MR  R=5000
HR  R=30000
θmin = 0.4 mas
Champion du monde de la résolution spatiale!
SUSI
KECK-I
NPOI
MROI
 Pourquoi observer les environnements des étoiles massives?
 Un besoin de haute résolution spatiale et spectrale
 Les interféromètres actuels et leurs instruments
 Etoiles Be et interférométrie, une longue histoire…
 Au-delà des Be classiques (5 exemples)
 Raies en émission
 Excès infrarouge (free-free)
 Etoiles non-supergéantes
 Rotation rapide
 Raies visible/IR larges (>100km/s)
 Raises UV très larges (=1000km/s)
 Deux zones dans l’environnement :
 Zone équatoriale (dense et faible expansion)
 Zone polaire (ténue et en forte expansion)
Vent radiatif bi-stable (Lamers 1991)
 Rotation rapide de l’étoile
 Effet d’assombrissement gravitationnel
 Changement d’opacité latitudinale
 Vent rapide et dilué au pôle (qq 100km/s)
 Vent dense et lent à l’équateur (qq 10km/s)
Disque visqueux d’excrétion (Lee)




Rotation quasi-critique de l’étoile
Gravité effectivement quasi-nulle à l’équ.
Matière éjectée facilement (pulsations …)
Effet de viscosité entrainant le disque
MkIII
ζ Tau (Quirrenbach et al. 1994)
GI2T
γ Cas (Stee et al. 1995)
GI2T
γ Cas (Berio et al. 1999)
α Ara




Rotation quasi-critique de l’étoile
Disque en rotation Képlérienne
Pas d’expansion (<10km/s)
Indices d’un vent polaire renforcé
Meilland et al. (2007)
K CMa





Données de moins bonne qualité
Etoile en rotation sous-critique?
Disque en rotation proche de la rotation Képlérienne
Pas d’expansion (<10km/s)
Inhomogénéité dans le disque
MR DIT=200ms
HR DIT= 7s
Buts







Statistique sur la loi de rotation et d’expansion dans les disques
Confirmation de détection d’émission polaire
Contrainte sur la physique des environnements
Contrainte sur l’inclinaison des objets et leur taux de rotation
Détection de compagnons et caractérisation de leur orbite
Dépendance du phénomène Be en fonction des paramètres stellaires
Corrélation entre observables (spectroscopique, photométriques et interférométriques)
Entre 2008 et 2010
 10 étoiles observées avec AMBER
 7 étoiles observées avec MIDI
+ premières observation VEGA (4 étoiles)
Spectres AMBER
Meilland et al. (2012)
Modèle cinématique 2D de disque en rotation et/ou expansion
Carte de champs de vitesse
Carte de brillance
Dans la raie
Carte de brillance
dans chaque canal spectral





Très bons ajustements  disque mince
à part quelques écarts assez bien identifiés (p Car et K Cma oscillation à un bras)
Disques en rotation Képlérienne (même K CMa)
Pas d’expansion détectable
Possible détection d’un vent polaire sur α Col
V/Vc = 0.82 ± 0.08
ΩΩc = 0.95 ± 0.02
Rotation très proche de la rotation critique
Pas de dépendance du taux de rotation en
fonction du type spectral de l’étoile
Meilland et al. 2009
Environnements très compacts
très peu résolu
Possible dépendance
en fonction du type spectral
Possible mais faible
dépendance en fonction de λ
α Ara : comparaison MIDI et AMBER
 Indépendance de la taille en fonction de λ
 Troncature du disque ou disque isotherme?
 Pas de vent polaire détecté
Delaa et al. (2011)
 Etoiles en rotation quasi-critique
 Rotation Képlérienne
 Pas d’expansion mesurable
Effet d’élargissement des raies
non-cinématique :
 Diffusion non-cohérente
 Possibilité d’un effet instrumental
MR
HR
Stee et al. (2012)
Retour sur γ Cas
 Rotation Képlérienne
 Rotation quasi-critique
 Pas d’expansion
 Effet de diffusion non-cohérente
 Problèmes pour ajuster les données
à grandes bases
Meilland et al. (2011)
 Disque en rotation Képlérienne
 Etoile en rotation sub-critique 0.7Vc
Meilland et al. (2011)
Détermination de l’orbite et du passage
Au périastre du compagnon
5 Juillet 2011 ± 5 jours
Meilland et al. (2013)
Observations après le passage
au périastre du 3 Juillet 2011
Et comparaison avec les
données précédentes
Forte inhomogénéité non-compatible
Avec une surdensité en précession dans le disque
Meilland et al. 2008
2008
Meilland et al. 2012
Premières contraintes sur l’orbite  faible probabilité d’influence du compagnon
2009
Achernar
Suivi spectroscopique
Données de Vinicius et al. (2006)
Modèle de sursaut d’éjection
Propagation + rotation Képlérienne
Vexp=0.27±0.08km/s
(Kanaan et al. 2006)
δ Sco
Suivi spectro-interferometrique
+ spectroscopique
Données de Meilland et al. (2011)
et Meilland et al. (2012)
Vexp=0.24 km/s (2000-2005)
Vexp=0.19 km/s (2005-2007)
Vexp=0.20 ± 0.11km/s (2010-2012)
Résultats majeurs :




Cinématique Képlérienne (entre 4-12 R)
Expansion <10km/s (~0.2km/s sur variables)
Confirmation du modèle de disque visqueux
Etoiles en rotation quasi-critique (0.95 ± 0.02)
Résultats à confirmer :




Très faible extension en bande N par rapport aux modèles
Dépendance de l’extension en bande N en fonction de la Teff
Pas de dépendance du phénomène en fonction des paramètres physiques
Pas de corrélation entre taille du disque (en K) et données spectro. ou photométriques
En cours :





étendre l’échantillon  « Large Programme AMBER + VEGA + spectro échelle Visible et IR
Développer un modèle statistique des environnements : SIMECA, HDUST, BEDISK
Aller vers les surfaces d’étoiles : Etude de raies en émission faible formées proche de l’étoile
Etude des surface principalement avec VEGA + spectroscopie multi-raie
Imagerie et grande précision  vent polaire + ouverture disque équatorial
 Pourquoi observer les environnements des étoiles massives?
 Un besoin de haute résolution spatiale et spectrale
 Les interféromètres actuels et leurs instruments
 Etoiles Be et interférométrie, une longue histoire…
 Au-delà des Be classiques (5 exemples)
MWC297 avec AMBER -MR
modèle de disque de poussière + vent étendu
(Malbet et al. 2007)
Survey sur 5 étoiles de Herbig
Origines différentes de l’émission Brγ
Kraus et al. (2008)
MWC297 avec AMBER-HR
Modèle de vent de disque
Weigelt et al. (2011)
HD 87643 : Observations AMBER +MIDI
Contrainte sur la nature des composantes:
 Etoile principale chaude
 Etoile secondaire enfouie (T=1300K)
 Enveloppe de poussière circumbinaire
froide et émettant des silicates
Découverte de la nature binaire de l’objet
Millour et al. (2009)
Observations MIDI
Meilland et al. (2010)
Observations AMBER-HR
Millour et al. (201)
36 mesures (108 pts)
 Disque stratifié
 Vrot=0.6Vc : trop faible pour vent bi-stable
 Confirmation des modèles MIDI
 Disque de gaz en rotation Képlérienne
 Disque continu (gaz et poussière)
Phases différentielles

Rupture de symétrie de l’éjection
Développement d’un modèle
d’éjection bipolaire
et évolution au cours du temps
Chesneau et al. (2011)
Chesneau et al. (2013) en préparation
Merci…
Anthony Meilland