Agnès Acker est membre du groupe de travail « Nébuleuses

12 mai 2003
Equipe ETOILES ET SYSTEMES STELLAIRES
Activités de l’équipe (2000 - 2003)
Les recherches menées par l’équipe « Etoiles et systèmes stellaires » recouvrent un domaine
étendu, incluant les étoiles, les milieux interstellaires, la Galaxie et les galaxies proches. Dans
le domaine stellaire, on retrouve la plupart des enjeux scientifiques recensés par l’ASPS, et
l’ensemble des objectifs prioritaires. Ces thèmes ont été abordés en faisant appel à des
données nouvelles, comme les catalogues Hipparcos et Tycho (publiés en 1997), ou des
observations réalisées avec des instruments hautement performants (spectrographe
Elodie/T193, SOFI/NTT, HST). De l’étoile, objet individuel, l’intérêt s’est porté aux groupes
d’étoiles, témoin de l’évolution stellaire mais aussi traceur des grandeurs structures de la Voie
Lactée. De là, suivant la même démarche que le GdR Galaxies, on est passé à l’histoire de la
formation stellaire et à l’évolution du gaz dans la Galaxie comme dans les galaxies proches.
C’est ainsi qu’a pris corps une large palette thématique, dont les acteurs interviennent parfois
sur des sujets très différents, allant de l’objet individuel aux structures à grandes échelles.
1. Travaux dans le domaine stellaire.
1.1 Atmosphères stellaires
1.1.1 Paramètres fondamentaux et processus de transport dans les étoiles A-F.
Températures effectives. Par recherche croisée des bases de données spectrophotométriques
dans les domaines UV (IUE), optique (catalogues du CDS) et IR, Richard Monier a déterminé
les distributions d’énergie complètes, de l’UV à l’IR, de 330 étoiles A et F normales de la
séquence principale. Il en a déduit une nouvelle calibration Teff - (B-V) pour les étoiles naines
de types A0 à F2, basé directement sur des diamètres angulaires et des flux intégrés
mesurés et ne dépendant donc pas des modèles d’atmosphère. Cette calibration diffère des
calibrations classiques, en particulier pour les étoiles plus froides que A5. Cette différence,
qui va jusqu’à 10 %, provient probablement d’un traitement inadéquat de la convection dans
les modèles d’étoiles A froides.
Spectre UV des étoiles A de la séquence principale. Dans le cadre de sa thèse (dirigée par
Richard Monier), Denis Dubaj a amélioré la modélisation de l’opacité continue de ces étoiles,
notamment dans l’UV. Dans l’UV lointain, la distribution d’énergie des étoiles A est marquée
par des discontinuités de photoionisation et des raies d’auto-ionisation des métaux neutres
(Fe1, Si1, etc …) qui sont des absorbants très efficaces car ces éléments sont abondants, voire
surabondants, dans ces étoiles. De nouvelles données (sections efficaces ..) sont depuis peu
disponibles dans la base OPACITY. Denis Dubaj a écrit un code calculant l’opacité continue
incluant ces nouvelles données dans le but de comparer ces modèles avec des distributions
d’énergie observées en UV. Ces caractères spectraux sont très sensibles aux abondances et
influent sur la structure atmosphérique. Une étude très détaillée du spectre UV de HD 76660
(A1V) a permis d’identifier ces seuils de photoionisation et pratiquement toutes les raies
d’absorption (Dubaj & Monier, C2002). L’ajustement de spectres synthétiques calculés avec
1
le code SYNSPEC a permis de déterminer les abondances d’éléments chimiques qui n’ont pas
ou peu de raies dans le spectre visible des étoiles A (Al, Ga, Cu, S, P, Mn, Co, Zn).
Diffusion radiative dans les étoiles HgMn. Les étoiles HgMn sont des étoiles de type B ou
A dont les raies de Hg et Mn sont plus intenses que la normale. Denis Dubaj (thèse dirigée par
Richard Monier) a cherché à mettre en évidence la diffusion radiative dans ces étoiles en
utilisant des raies soigneusement choisies en UV et dans le domaine optique. Les modèles
prévoient que, pour certains ions, la diffusion radiative l’emporte sur la gravitation dans les
atmosphères calmes des étoiles HgMn. Ces ions remontent alors vers la surface de l’étoile,
qui paraît surabondante pour cette espèce chimique. Pour d’autres ions, la diffusion ne
s’oppose pas efficacement à la gravité et l’ion descend, provoquant une sousabondance. Plus
généralement, on attend une stratification des ions en couches où la poussée radiative
compense exactement la pesanteur. En collaboration avec Georges Alécian, des spectres ont
été obtenus au 3m60 du CFH avec le détecteur GECKO, sensible dans l’UV proche. Ces
spectres sont employés pour déterminer les profondeurs de formation des raies de part et
d’autre de la discontinuité de Balmer.
1.1.2 Observation et modélisation de chromosphères
En collaboration avec le groupe de Catane, Rubens Freire Ferrero étudie les spectres à haute
résolution (pris aux télescopes 152 et 193 cm de l’OHP) d'une cinquantaine d'étoiles tardives
(F à K) ayant différents degrés d'activité. En plus d'émissions chromosphériques en Ca II, il a
mis en évidence, pour certaines étoiles, le remplissage du fond de la raie H et des variations
d'intensité modulées par la rotation stellaire. Ceci indique la présence de taches
photosphériques et de plages chromosphériques ainsi que leur corrélation spatio-temporelle.
Ce comportement est semblable à celui des structures solaires (Frasca et al. P2000, Freire
Ferrero et al. P2003).
Rubens Freire Ferrero et Patrick Guillout ont entrepris l’étude d’un échantillon de
jeunes étoiles actives sélectionnées sur la base de leur émission X et observées à l’OHP
(télescopes 152 et 193 cm).
1.2 Environnements circumstellaires
1.2.1 Fragmentation des enveloppes circumstellaires – vents en collision
Les vents stellaires chauds des CSPN [WC/WO] apparaissent tous fragmentés et
intermittents. Yves Grosdidier et Agnès Acker (thèse dirigée par T. Moffat et A. Acker) ont
montré que les vents des CSPN [WO] et [WC] sont tous fragmentés. De plus, Yves
Grosdidier a conduit une étude globale de l’environnement circumstellaire des étoiles WR
aussi bien massives que de population.II. Une histoire complète des vents va depuis la surface
de l’étoile jusqu’à leur interaction avec le milieu pré-existant, dans le cadre d’un scénario de
vents interactifs perturbés par des instabilités hydrodynamiques et radiatives. L’universalité
de la variabilité et de la fragmentation des vents a été démontrée, quelle que soit la masse de
l’étoile.
Les nébuleuses autour des étoiles [WC/WO] sont turbulentes ! En 2002, Agnès Acker,
Kris Gesicki, et Yves Grosdidier ont analysé le champ de vitesse de 16 NP à noyau [WC] ou
de type wels comparées à 8 NP « normales ». Ils ont trouvé une évidence spectrale de vitesses
turbulentes finies, superposées à une expansion pratiquement constante – alors qu’elle croît
vers l’extérieur pour les NP autour d’étoiles O, dans lesquelles aucune turbulence n’est
décelée. Cette étude suggère que les nébuleuses à noyau [WC] se trouvent longtemps dans un
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régime dominé par l’inertie (« momentum-driven », par opposition au régime « energydriven », dans lequel les inhomogénéités sont lissées par des ondes de pression).
Normalement les zones les plus denses du vent fragmenté ne peuvent perdurer, sauf pour les
vents très rapides des étoiles [WC], où les inhomogénéités du vent peuvent exciter des
instabilités engendrant la turbulence observée.
En 2002, avec Kris Gesicki et Albert Zijlstra, Agnès Acker a élargi l’étude de la
cinématique interne et de la turbulence à l’étude du champ de vitesses de 73 NP. La vitesse
d’expansion et le rayon nébulaire conduisent à un âge dynamique ; utilisant la température
stellaire, on peut évaluer la luminosité, et la masse du noyau des NP (en comparant avec des
tracés évolutifs) : les 73 objets se concentrent autour du tracé de Schoenberner de 0.61 M⊙ –
ce qui est un peu supérieur à la masse des naines blanches locales. Les mouvements
turbulents sont confirmés pour les NP à noyau [WC], mais à part cela, ces objets suivent les
mêmes tracés évolutifs que les NP « normales ».
De plus, Yves Grosdidier a abordé statistiquement le complexe problème de la
turbulence en astrophysique. Il a montré aussi que le scénario classique des vents en
interaction ne peut expliquer la structure de toutes les enveloppes éjectées (cas de M1-67), ce
qui ouvre des perspectives nouvelles (Grosdidier, Moffat, Blais-Ouellette, Joncas & Acker
P2001).
1.3 Etoiles variables dans le diagramme HR
Recherche d’étoiles variables dans les mesures photométriques du programme Tycho.
Les observations du satellite Hipparcos, réalisées dans le cadre du programme Tycho, ont été
exploitées pour réaliser un relevé des étoiles variables. La grande diversité des qualités
photométriques des mesures de ces étoiles ne permet pas l'utilisation des procédés statistiques
simples, et la sélection d’étoiles variables incluses dans le catalogue Tycho a été entièrement
reprise.Afin de tenir compte des propriétés spécifiques des mesures, Sandrine Piquard (thèse
dirigée par Jean-Louis Halbwachs) a élaboré un modèle de leur processus d'acquisition. Ce
modèle a été intégré dans un test statistique de type Kolmogorov-Smirnov. Cette méthode a
permis de détecter 684 nouvelles variables probables, depuis la magnitude V=8 (avec des
amplitudes aussi faible que 0.15), jusqu'à V=11.5 (avec des amplitudes d’au moins 1
magnitude) (Piquard, Halbwachs, Fabricius et al., P2001).
Pour déterminer les périodes des variables trouvées, il a fallu améliorer les méthodes
classiques de recherche afin de tenir compte de la diversité des qualités de mesure. En
collaboration avec Ivan Andronov (Odessa) et Jan Cuypers (Bruxelles), différentes méthodes
ont été appliquées indépendamment. 275 nouvelles variables périodiques ont finalement été
proposées (Piquard, T2001).
1.4 Formation stellaire : Propriétés statistiques des étoiles doubles
Les étoiles ne se forment pas seules ; au contraire, le produit le plus courant de leur processus
de formation est un couple de deux étoiles liées par la gravitation, ou étoile binaire. Les
propriétés statistiques de ces systèmes sont le reflet du mécanisme qui les a créé, reflet parfois
altéré par leur évolution ultérieure. Les paramètres critiques dans cette approche sont le
rapport de masses, et le demi-grand axe ou la période de l’orbite. La corrélation entre ces
deux grandeurs est également une question largement discutée. Un dernier problème,
accessible depuis peu, est la transition entre les systèmes composés de deux étoiles et les
étoiles accompagnées d’une planète géante : s’il est admis aujourd’hui que les planètes du
système solaire se sont formées dans un disque circumstellaire, il n’en va pas nécessairement
de même pour les exoplanètes. Les fortes excentricités orbitales de ces objets ont fait penser
3
qu’ils pourraient provenir d’instabilités dans le disque protostellaire, et ne se différencieraient
donc pas des compagnons stellaires.
1.4.1 Binaires serrées du voisinage solaire. En collaboration avec Michel Mayor et
Stéphane Udry (Genève), Jean-Louis Halbwachs a achevé un programme de longue haleine
visant à étudier les binaires spectroscopiques parmi les naines de types G-K du voisinage
solaire. Plus de 600 étoiles ont été observées durant une dizaine d’années avec le vélocimètre
CORAVEL, et des observations supplémentaires étalées sur plus de dix ans ont permis de
déterminer les orbites des binaires spectroscopiques ainsi découvertes. En y ajoutant les
résultats d’une prospection réalisée dans deux amas proches, on a obtenu un échantillon de 89
binaires de périodes inférieures à 10 ans. En collaboration avec Frédéric Arenou (ParisMeudon), les paramètres orbitaux spectroscopiques ont été complétés en les combinant avec
les mesures astrométriques du satellite Hipparcos. L’exploitation statistique de l’échantillon a
montré :
- que les binaires de champ ne différaient pas significativement des binaires d’amas ;
- que la distribution des rapports de masses était bimodale, avec un pic large autour de
0,4, et un pic étroit au-delà de 0,8 ;
- que le pic au-delà de 0,8 était d’autant plus haut que la période est courte ;
- que les étoiles de rapport de masses supérieures à 0,8 ont en général des orbites moins
excentriques que les autres binaires de même période ;
- que la distribution des périodes est globalement log-normale, mais avec un excès de
systèmes de périodes proches de 20 jours.
Ces constatations révèlent que les binaires de périodes inférieures à 10 ans sont produites par
deux processus distincts, l’un générant des couples de rapports de masses moyens, l’autre des
couples de composantes identiques ou presque, avec des périodes globalement plus courtes et
des orbites légèrement moins excentriques (Halbwachs, Mayor, Udry & Arenou P2003).
Il est également apparu que 13,5 % des étoiles de type solaire sont doubles avec des périodes
inférieures à 10 ans.
1.4.2 Couples à longues périodes du voisinage solaire. En collaboration avec Anne
Eggenberger (Genève – thèse en préparation), Jean-Louis Halbwachs a étudié la distribution
des rapports de masses et des périodes des binaires visuelles de primaires naines G-K du
voisinage solaire. Les résultats sont dans la continuité des propriétés des binaires de périodes
inférieures à 10 ans : la distribution des rapports de masses présente encore un petit pic de
fréquence pour les couples de composantes identiques, et la distribution des périodes est lognormale (Eggenberger, Halbwachs, Udry & Mayor C2003).
1.4.3 La transition entre étoiles doubles et systèmes planétaires. Les masses des
compagnons peu lumineux ne peuvent être déterminées par les seuls éléments
spectroscopiques de l’orbite, qui ne donne qu’une masse minimum. La distribution des
masses minimum dans le domaine des planètes et des naines brunes se présente comme un pic
très marqué qui regroupe les compagnons en-dessous de 10 masses de Jupiter, suivi d’une
distribution constante. Jean-Louis Halbwachs, en collaboration avec Frédéric Arenou (ParisMeudon), Michel Mayor, Stéphane Udry et Didier Queloz (Genève), a analysé les orbites de
11 binaires spectroscopiques dont le compagnon pourrait être une naine brune (M sin i < 80
MJupiter). En combinant les éléments spectroscopiques avec les mesures astrométriques de
Hipparcos, il est apparu que les composantes secondaires de 7 de ces étoiles étaient
vraisemblablement des naines rouges, tandis qu’une seule se voyait confirmée comme naine
brune. Une étude statistique de ce résultat a montré que la distribution des masses des
composantes secondaires présente un minimum (le « désert des naines brunes ») dans le
4
domaine transitoire séparant les compagnons planétaires des composantes stellaires. Cette
caractéristique vient soutenir l’hypothèse de l’existence d’une différence de modes de
formation entre les compagnons stellaires et les planètes géantes (Halbwachs, Arenou, Mayor
et al. P2000).
1.4.4 Propriétés des étoiles à exoplanètes
Rubens Freire Ferrero poursuit la collecte de données sur les étoiles accompagnées
d’exoplanètes afin de comparer leur niveau d’activité avec celui des étoiles isolées. Il pourrait
s’avérer que la proximité de certaines exoplanètes influence l’activité de leur étoile centrale
(Freire Ferrero C2002).
1.5 Evolution stellaire
1.5.1 Etoiles post-AGB
Richard Monier a utilisé des observations spectrophotométriques et photométriques allant de
l’UV à l’IR pour déterminer les paramètres fondamentaux de l’étoile post-AGB HD 56126
(Sivarani, Lèbre et Monier, P2003). L’estimation de la température effective de cette étoile a
ainsi été notablement abaissée. L’identification presque complète des raies du spectre
ELODIE de 4000 à 6800 A a permis de confirmer le statut post-AGB de cette étoile.
1.5.2 Proto-nébuleuses planétaires
Le stade post-AGB ne dure que quelques milliers d’années. Agnès Acker, Richard Monier,
Romuald Tylenda et M. Schmidt (Torun) conduisent une étude systématique des « protoPN », à partir de spectres à hauts résolution et signal/bruit de 10 objets, pris en 2001. Ils
déterminent Teff et log g, puis en comparant avec les modèles (Torun), ils en déduisent les
masses.
1.5.2 Etoiles OB et WR massives.
Dans le cadre de sa thèse (co-direction A. Moffat et A. Acker), Laure Lefèvre étudie les
variations photométriques et spectrographiques des étoiles OB chaudes et massives évoluant
vers le stade WR, afin de comprendre cette transition. On se propose d’étudier les variations
de la raie H, en parallèle avec des observations photométriques simultanées, pour mettre en
évidence un lien entre les structures dans les vents et la surface de l’étoile. Nous serons alors
en mesure d’appliquer ces résultats à toutes les étoiles massives ainsi qu’à leurs descendants,
les étoiles Wolf- Rayet.
1.5.3 Etoiles centrales de nébuleuses planétaires
Agnès Acker a utilisé une nouvelle grille de classification quantitative des étoiles [WC/WO],
basée sur 20 rapports de raies à potentiel d’ionisation croissant. Elle a ainsi mis en évidence
deux séquences de spectres, les plus chauds dominés par les raies de l’oxygène ionisé (types
[WO1] à [WO4]), les plus froids dominés par les raies moins ionisées du carbone (types
[WC4-11]). Les vents vont en accélérant des [WC11] aux [WC4], atteignant des vitesses
extrêmes de 5000 km/sec pour un petit groupe d’étoiles [WO4] qu’elle a découvert, pour se
stabiliser ensuite. Il est possible que cette grande vitesse marque la transition entre les phases
5
initiales dominées par le moment d’inertie, et les phases ultérieures dominées par l’énergie
(« energy-driven »), un phénomène proposé également en étudiant la structure du champ de
vitesse des nébuleuses (Acker&Neiner P2003).
2
Propriétés de la Galaxie
Etoiles ou nébuleuses planétaires, certains objets étudiés par l’équipe au titre de l’évolution
stellaire sont aussi des traceurs efficaces des grandes structures de la Galaxie. Cet aspect est
exploité comme on le verra ci-dessous. En outre, l’étude de notre Galaxie est abordée par
quelques approches complémentaires, qui s’étendent parfois aux galaxies voisines.
2.1 Matière interstellaire
2.1.1 Nuages moléculaires associés au « Sac à charbon »
Alain Fresneau exploite un grand relevé d'étoiles jusqu’à la magnitude apparente 14 dans les
régions du Cygne et de la Carène le long de la Voie Lactée afin de détecter la déviation des
orbites galactiques stellaires par la masse présente dans les nuages moléculaires associés aux
sacs à charbon boréal et austral. Ce grand relevé a été obtenu par le dépouillement effectué à
la machine de mesure rapide APM de l'Institut d'Astronomie de Cambridge (Angleterre) sur
un ensemble d'environ 200 plaques photographiques de 2 degrés par 2 degrés de champ pris à
la fin du 19ème et au début du 20ème siècle.
La comparaison des coordonnées équatoriales et des magnitudes des étoiles détectées
par l'APM avec le relevé du Quick V réalisé aux télescopes de Schmidt du Palomar et de
Siding Spring permet de déduire des mouvements propres et des indices de couleur B-V pour
environ 60 000 étoiles dans chaque région étudiée. L'objectif scientifique est d'extraire par
l'analyse cinématique un ensemble d'environ 2 000 étoiles dans chaque région afin d'obtenir
des informations complémentaires aux données cinématiques. En particulier, la présence de
nébulosités associées a certaines étoiles proches des nuages pourraient confirmer la détection
de T-Tauri classiques, comme suggérées par la photométrie photoélectrique U,B,V, réalisée à
l'observatoire de Catane. Le dépouillement de mesures réalisées au 6df au Schmidt de Siding
Spring en août 2002 est en cours pour des étoiles sélectionnées dans la direction du centre
galactique que l'on voudrait associer à des étoiles SMR (Super Metal Rich) au vu de l'analyse
de l'excentricité de leur orbite galactique plane.
On a ainsi détecté un mouvement de rotation du nuage moléculaire associé au sac à
charbon austral, mouvement qui proviendrait d’un transfert de moment angulaire résultant de
la déflection des orbites stellaires par une masse d'environ 3000 masses solaires (Fresneau,
Vaughan & Argyle P2003).
2.1.2 Cartographie en 3-D des nuages d’hydrogène neutre et des nuages de sodium
dans le voisinage solaire.
Le milieu interstellaire local (sphère des 250 pc) provoque des raies en absorption dans le
spectre des étoiles. Connaissant la distance des étoiles et les colonnes de densité des
absorbants, il est possible, par inversion, de remonter aux fluctuations de densité locale et de
décrire précisément la topographie de la bulle locale et des autres bulles avoisinantes. JeanLuc Vergely, en collaboration avec Rubens Freire Ferrero, Arnaud Siebert et Bernard Valette
6
(Université de Savoie), a dressé la première carte détaillée des densités en hydrogène neutre et
en sodium neutre au voisinage du Soleil. Il a constaté que le rapport des densités HI/NaI
fluctue localement autour de 9.109  3.109 (Vergely, Freire-Ferrero, Siebert & Valette P2001).
2.1.3 Ions C IV et Si IV interstellaires (IS) aux bords de la Bulle Locale
La présence d'ions IS C IV et Si IV n'est normalement détectée qu'à des distances de 1 Kpc ou
plus. En collaboration avec Morales Duran, Rubens Freire Ferrero détecte de faibles raies
d'absorption de ces ions dans les spectres UV des étoiles B8-A5 proches (<200 pc) observées
par IUE dans les directions de Scorpion-Centaure. L'origine IS de ces raies paraît bien établie,
d'une part parce qu'elles n'apparaissent normalement pas dans les spectres de ces étoles A et B
et d'autre part, parce qu'il n'y a pas de signature shell dans ces étoiles. Les étoiles montrant ces
absorptions se trouvent à l'intérieur de la bulle identifiée avec le LOOP I en radio à 21 cm et
en X (ROSAT).
2.1.4 Nébuleuse de la Rosette
La nébuleuse de la Rosette a été formée très récemment. Rubens Freire-Ferrero et ses
collaborateurs ont constaté que son un âge qui ne correspond pas à celui des étoiles jeunes qui
se trouvent dans son centre (Bruhweiler, Bourdin, Freire-Ferrero & Gul C2001).
2.2 Les nébuleuses planétaires, traceurs de la Galaxie
2.2.1 Composition chimique des nébuleuses planétaires du bulbe galactique.
Agnès Acker et Joachim Köppen (collaboration avec François Cuisinier – Rio de Janeiro et
W. Maciel – Sao Paulo) ont réalisé des observations spectrophotométriques de haute qualité
et déterminé les paramètres du plasma et les abondances en He, O , N, S, Ar et Cl de 30
nébuleuses planétaires du bulbe. Ils ont constaté que, globalement, les NP du bulbe ont la
même métallicité que celles du disque, à la différence près que seul le disque contient des
objets riches en azote, donc jeunes (Cuisinier, Maciel, Köppen, Acker & Stenholm P2000).
2.2.2 Nouvelles nébuleuses planétaires du relevé austral AAO/UKST en H
Paramètres fondamentaux. La détermination des paramètres du plasma et des abondances
est faite par Agnès Acker à partir de spectres divers : OHP (193cm + Carelec) pour une
cinquantaine de nouvelles NP situées près de l’équateur (1ère mission de 4 nuits en nov.
2002) ; même objectif pour les spectres déjà obtenus par Parker et al. à divers instruments et
couvrant des domaines généralement plus restreints (SAAO 1.9m, MSSSO 1.9m et 2.3m,
ESO 1.5m, FLAIR et 6dF).
Bulbe galactique. Le bulbe galactique est étudié spécialement dans la thèse d’Alan Peyaud,
pour contraindre les dimensions et masses des nébuleuses et noyaux (évolution stellaire en
relation avec Joachim Köppen) et pour détecter des populations caractérisées par leur vitesse
radiale et leurs abondances (formation du bulbe, avec Rodrigo Ibata)
3 Formation et évolution des galaxies
7
3.1 Distribution initiale des masses des étoiles
Joachim Köppen, Jean-Luc Vergely, Daniel Egret et Olivier Bienaymé ont développé une
méthode d’inversion qui, appliquée au diagramme couleur-magnitude d’une galaxie, permet
de déterminer la distribution initiale des masses des étoiles, les variations du taux de
formation, et l’évolution de la métallicité (Vergely, Köppen, Egret & Bienaymé P2002).
3.2 Modèles d’évolution chimique et dynamique à une dimension
Les modèles modernes d'évolution chimique et dynamique des galaxies (modèles chimicodynamiques "Kiel" et modèles SPH-ncorps), passant par une prise en compte détaillée des
phénomènes physiques, sont à la fois très complexes et très couteux en temps de temps de
calcul. Ceci rend impossible l’identification des processus physiques dominants qui rendent
compte des effets observables, ainsi que l’évaluation de l’importance des détails des modèles,
comme des approximations dans la descriptions des phénomènes physiques. Pour cette raison,
Joachim Köppen suit une approche à une dimension dont la vitesse de calcul permet d'étudier
l'espace des paramètres. En collaboration avec divers stagiaires, il a concentré ses efforts sur
l'identification des structures et sur les propriétés des modèles d’effondrement dissipatif
inhérents aux modèles de Kiel.
- Lars Ruoff a développé un code d'évolution des galaxies sphériques. Une composante de
gaz chaud, crée par les explosions des supernovae, a été ajoutée aux modèles classiques
de Larson,. Ce gaz chaud et riche en métaux est responsable de la distribution des métaux
dans toute la galaxie. Ainsi l'évolution chimique des différentes régions est rendue plus
homogène. Les métaux restent stockés dans la phase chaude pendant un laps de temps
important et une fraction substantielle peut s’échapper de la galaxie par un vent
galactique. Ces deux effets font que le rendement effectif des métaux est plus petit que la
quantité produite par les étoiles.
- Dans le stage de O.Marchal et F.Grisé, on a exploré la distribution spatiale des étoiles en
fonction de leur taux de formation, dans le cadre des modèles de Larson. Des distributions
proches des profils observés (profils de de Vaucouleur) ont été obtenues pour une gamme
de paramètres (c.a.d. l'exposant et la constante du taux de formation) plus grande que ne
l’avait déterminé Larson. De plus le traitement de la dissipation de l'énergie cinétique des
nuages gazeux a une très forte influence sur les résultats des modèles.
- Le but du stage de F.Varlet (en cours) est d'ajouter des étoiles de temps de vie fini pour
calculer l'évolution de l'abondance du fer, dont une fraction importante est produite par les
supernovae de type Ia où l'éjection du fer est effectuée environ 1 à 3 milliards d’années
après la formation des étoiles. Les modèles permettront d’étudier les gradients du fer et
des éléments  (l'oxygène et le magnésium) observables dans les galaxies elliptiques.
Les prochaines étapes porteront sur la constance des résultats obtenus quand on passe aux
modèles avec deux phases du gaz.
3.3 Origine du carbone et de l’azote
L’observation des régions HII montre que les rapports [N/O] et [C/O] augmentent avec [O/H].
Comme on suppose que la production de l’oxygène dans les étoiles massives ne dépend pas
de la métallicité, on en concluait que la production de l’azote, elle, devait en dépendre. Or, on
sait depuis peu que la production de l’azote dans les étoiles de masse intermédiaire (1 à 8 M0)
n’est pratiquement pas liée à la métallicité (modèle de van der Hoek et Groenewegen), et que
l’enrichissement en oxygène venant des étoiles massives diminue en fait avec Z (modèle de
Maeder). Joachim Köppen (collaboration avec R.B.C. Henry – Oklahoma, et M.G. Edmunds
8
– Cardiff) a montré que les rapports d’abondances entre C, N et O s’accordaient
quantitativement avec ces modèles. Les augmentations de [N/O] et [C/O] avec [O/H] ne
viennent donc pas d’une augmentation des productions d’azote et de carbone avec la
métallicité, mais d’une diminution de la production d’oxygène (Henry, Edmunds, Köppen
P2000).
3.4 Accrétion de gaz sur les galaxies naines
La relation moyenne qui lie le rapport des abondances N/O et l'abondance de l'oxygène peut
être expliquée par les rendements stellaires de l'azote et de l'oxygène (voir ci-dessus). Mais il
existe une dispersion significative, surtout dans les galaxies naines et irrégulières. Les
modèles d’évolution chimique montrent qu’une accrétion de gaz primordial peut expliquer la
présence de galaxies avec un rapport N/O au-dessus de la relation moyenne, si cette accrétion
est forte et rapide. La dispersion des abondances produites dans un tel scénario est plus
importante dans les galaxies les moins massives, ce qui désigne l'accrétion de nuages
intergalactiques comme étant le processus responsable de la dispersion des abondances dans
les galaxies naines (Joachim Köppen, en collaboration avec G. Hensler, Kiel).
3.5 Formation d’étoiles et accrétion de gaz dans le Grand Nuage de
Magellan
Joachim Köppen, en collaboration avec B. Dirsch et T. Richtler (Chili), a utilisé la
photométrie de Strömgren pour déterminer la relation age-métallicité ainsi que l’histogramme
des abondances du fer dans les géantes de la barre du Grand Nuage de Magellan (Dirsch,
Köppen & Richtler P2003). Cet histogramme montre une carence significative des étoiles de
faible métallicité, qui rappelle le « problème des naines G » du voisinage solaire. Cette
anomalie pourrait venir d’une accrétion du gaz. En explorant ce type de modèles, il est apparu
que l’évolution de l'accrétion peut être reconstituée à partir de la relation observée entre l'age
et l’abondance du fer. La métallicité augmentant fortement dans les 2 derniers milliards
d'années, la plupart du gaz a du être accrétée assez récemment.
4 Instrumentation, acquisition et distribution de données
4.1 Relevé en H dans la Voie Lactée Nord
Agnès Acker a cherché à étendre à l’hémisphère nord la recherche de nébuleuses planétaires
qui avait été réalisée à partir du relevé austral AAO/UKST en H. Ce projet semblant
réalisable à partir du télescope de Schmidt de l’OHP, elle a mené une étude de faisabilité
financée par le PNPS en 2002, et a montré que le travail était techniquement faisable. Le
projet est cependant resté bloqué en raison du manque de techniciens de nuit de l’OHP.
4.2 Base de données de nébuleuses planétaires
Une collaboration entre Quentin Parker et Agnès Acker a débutée en 2001, à l’occasion d’un
séjour d’un mois de Quentin Parker à Strasbourg autour du nouveau catalogue de nébuleuses
planétaires (NP). En liaison avec le CDS (François Ochsenbein), une base de données
intégrant toutes les nouvelles NP (incluant les spectres et images) est développée (20012005).
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4.3 Préparation de missions Hipparcos de nouvelle génération
4.3.1 Diva. Jean-Louis Halbwachs a contribué à la préparation de la mission DIVA, qui aurait
du se placer entre HIPPARCOS et GAIA. Il était chargé de la reconnaissance des étoiles et
devait aussi préparer la correction des effets de censure statistique dans les données
photométriques. Quelques simulations préliminaires avaient déjà été faites lorsque le projet a
été gelé, en mars 2002. DIVA a été définitivement abandonné en février 2003.
4.3.2 Gaïa. Jean-Louis Halbwachs a évalué l’impact du programme Gaïa sur l’étude des
propriétés statistiques des étoiles doubles. Cela l’a amené à produire des estimations afin
d’optimiser le choix de la résolution du spectrographe de GAIA (Halbwachs, Arenou,
Eggenberger, Mayor & Udry et al. C2003).
4.4 Télescope robotisé en Uruguay
Rubens Freire Ferrero développe un projet de télescope robotisé en Uruguay avec le support
du programme des NU UN/ESA Workshop on Basic Space Science (Freire Ferrero &
Alzogaray Hernández I2001).
4.5 Déviation d’un géocroiseur par la « méthode du billard »
Sous la direction de Joachim Köppen, les étudiants en « Master of Space Studies » de l'ISU
2001/02 ont exploré les options possibles pour éviter une collision catastrophique entre
astroïde et la Terre. La déviation d’un astéroïde nécessitant une énergie très importante, ils ont
envisagé de dévier un astroïde plus petit afin qu’il entre en collision avec l'astroïde dangereux.
Malgré les difficultés techniques et opérationnelles que présente cette approche, elle pourrait
offrir une échappatoire pour éviter l’impact d’astroïde de grande taille, capable de produire
une catastrophe à l’échelle du globe. L’étude a portée sur les conditions de désintégration de
l'astroïde dans la collision, et sur le choix de l’astroïde projectile. Elle s’inscrit dans un projet,
toujours en cours et en collaboration avec J.-M.Salotti (Bordeaux), N.Peter (ISU), A.Barton et
D.Robinson, est d'identifier les contraintes fondamentales et techniques pour évaluer la
faisabilité de cette approche.
5. Enseignement et diffusion de la culture
5.1 Organisations d’écoles et ateliers
Jean-Louis Halbwachs a participé à l’organisation des 2000, 2001 et 2002 de l’école CNRS
d’astrophysique de Goutelas :
- L’édition 2000 avait pour thème les « étoiles doubles : des systèmes à grandes séparations
aux binaires X ». Elle a lieu du 22 au 26 mai. Ses responsables étaient Daniel Egret, JeanLouis Halbwachs et Jean-Marie Hameury.
- L’édition 2001 portait sur « les grands relevés et observatoires virtuels », et s’est tenue du
2 au 6 avril. Elle était organisée par Daniel Egret, Jean-Louis Halbwachs et Jean-Marie
Hameury.
- Le sujet de l’édition 2002 était « formation et évolution des galaxies ». L’école a eu lieu
du 27 au 31 mai, et était organisée par Ariane Lançon, Daniel Egret et Jean-Louis
Halbwachs.
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5.2 Cours de formation permanente
Des cours ont été assurés lors de diverses écoles :
- Ecole CNRS de Goutelas sur les étoiles doubles (Jean-Louis Halbwachs, mai 2000).
- Ecole CNRS de Goutelas sur la formation et l’évolution des galaxies (Joachim Köppen,
mai 2002).
- Ecole CNRS d’Oléron « outils de l’astrophysique, pour une coopération
professionnels/amateurs » (Agnès Acker, mai 2003)
- Ecole d’Aussois sur les vents stellaires (Agnès Acker, septembre 2003).
5.3 Diffusion de la culture scientifique
5.3.1 Planétarium. Agnès Acker a dirigé le planétarium de Strasbourg jusqu’à décembre
2001. Elle est toujours membre des conseils d’administration des planétariums de Vaulx-en
Velin, du centre d’astronomie de Saint-Michel l’observatoire et d’Epinal. Elle continue
d’animer l’association des planétariums de langue française, et participe au groupe de travail
« Hands-On Universe ».
5.3.2 Conférences tout public ou en milieu scolaire. Jean-Louis Halbwachs et Sandrine
Piquard ont animé un atelier pour enfants en marge de l’école de Goutelas 2000.
Agnès Acker a présenté une conférence et animé une table ronde en 2000.
Agnès Acker a fait 6 interventions en lycée et collège en 2002, et présenté une conférence.
Jean-Louis Halbwachs et Richard Monier ont assuré le remplacement de 3 cours d’Alphonse
Florsch à l’université populaire en 2002.
Agnès Acker a présenté 4 conférence en 2003 (Puteaux, Nancy, Vaulx-en-Velin, Rennes).
Jean-Louis Halbwachs présente un séminaire-atelier lors des 51e journées de union des
physiciens (24-27 octobre 2003).
5.3.3 Projets. Agnès Acker est vice-présidente du « Comité de Liaison Enseignants et
Astronomes » (CLEA), et participe à divers projets, dont la production et diffusion d’un CDRom « HOU-EXPLORER ». Elle est aussi membre du comité de pilotage du projet
« maquette géante du système solaire » (communauté de communes des pays de Hanau, avec
le soutien de la région Alsace).
5.4 Programmes éducatifs sur le web
Joachim Köppen a mis au point divers programmes à usage éducatif en langage Java, qui sont
accessibles à l’adresse http://astro.u-strasbg.fr/~koppen/apindex.html. Il a également
développé des outils interactifs pour la visualisation du contenu d’un catalogue (limité à 5000
objets), certains en collaboration avec Patricio Ortiz.
6. Responsabilités diverses
6.1 Groupes de travail de l’UAI
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Agnès Acker est membre du groupe de travail « Nébuleuses Planétaires », et du SOC des
symposia de l’UAI « planetary nebulae ».
Alain Fresneau préside un groupe de travail sur l’exploitation des clichés photographiques
anciens. A ce titre, il a identifié les machines disponibles pour les mesurer.
6.2 Responsabilités européennes
Agnès Acker est « expert management FP6 », chargée d’aider la commission européenne à
évaluer et sélectionner les projets de recherche soumis pour un financement au titre de 6e
PCRDT.
6.3 Responsabilités nationales
Agnès Acker est membre du conseil de la SF2A (2002).
Rubens Freire est membre élu du conseil de laboratoire de l’OHP.
Jean-Louis Halbwachs est membre du comité national français d’astronomie (CNFA).
6.4 Encadrement de thèses et de stages
6.4.1 Thèses
- Yves Grosdidier, sous la co-direction d’Agnès Acker (avec Tony Moffat), sous régime de
co-tutelle Strasbourg-Montréal. Soutenue en 2000.
- Olivier Chesneau, sous la co-direction d’Agnès Acker, sous régime de co-tutelle
Strasbourg-Montréal. Soutenue en 2001.
- Sandrine Piquard, sous la direction de Jean-Louis Halbwachs, soutenue en 2001.
- Coralie Neiner, sous la co-direction d’Agnès Acker, sous régime de co-tutelle StrasbourgAmsterdam. Soutenue en 2002.
- Denis Dubaj, sous la direction de Richard Monier. Soutenance en 2003.
- Alan Peyaud, sous la co-direction d’Agnès Acker (avec Quentin Parker), sous régime de
co-tutelle Strasbourg-Sydney. Commencée en 2002.
- Laure Lefèvre, sous la co-direction d’Agnès Acker, sous régime de co-tutelle StrasbourgMontréal. Commencée en 2002.
De façon non formelle, Jean-Louis Halbwachs contribue à la direction de la thèse d’Anne
Eggenberger (Observatoire de Genève).
6.4.2 Stages de DEA
- N. Delmotte (Jean-Louis Halbwachs, 2000)
- L. Ruoff (Joachim Köppen, 2000)
- M.G. Terrien-Paris (Richard Monier, 2000)
- M. Bourdin (Rubens Freire-Ferrero, en collaboration avec F. Bruhweiler, 2001)
- H. Perrin (Joachim Köppen & Richard Monier, 2001)
- J. Geyer (Rubens Freire-Ferrero, 2003)
- P. Girard (Agnès Acker & Joachim Köppen, 2003)
- G. Kielwasser (Rubens Freire-Ferrero et Patrick Guillout, 2003)
- F. Varlet (Joachim Köppen, 2003)
6.4.3 Stages de maîtrise
- N. Flagey (Richard Monier, 2001)
- K. Aoubaida (Richard Monier, 2002)
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-
F. Grisé, O. Marchal (Joachim Köppen, 2003)
6.4.4 Autres stages
- M.H. Annat, C. Bonila, J. Faivre, B. Gonzales : 2e année ENSPS (Joachim Köppen,
2000).
- G. Henry, V. Israël-Jost, J. Plassard, V. Zafrany : 2e année ENSPS (Joachim Köppen,
2001).
- S. Bresson, C. LeLoirec, B. Leriche, M.O. Sercki : 2e année ENSPS (Joachim Köppen,
2003).
- Une élève de 4e des collèges (Alain Fresneau, 2002).
7. Visites
7.1 Séjours de longues durées
Alain Fresneau a passé 2 mois à l’université de Macquarie (Australie) en juillet-août 2002.
Rubens Freire se rend chaque année en Amérique latine pendant 1 mois. Il collabore en
particulier avec le Département d’Astronomie de l’Université de Montevideo, et a présenté
des séminaires à l’observatoire national de Rio de Janeiro.
7.2 Temps de télescope
Alain Fresneau a obtenu ½ nuit sur le 6df de Siding Spring en tant que co-PI, le 5.8.2002.
7.3 Visiteurs reçus
-
K. Gesicki , Torun (PICS France-Pologne) : séjour de 2 à 3 semaines chaque année
M. Schmidt, Torun : 2 séjours de 10 jours en 2001
Q. Parker, Sydney : 1 mois en 2001, 2 mois en 2003
Ettore Marilli et Antonio Frasca, du groupe de Catane, ont séjourné à plusieurs reprises à
Strasbourg sur des périodes de deux semaines pendant la période 2000-2003.
Carmen Morales Durán (INTA/LAEFF, Madrid, Espagne) a séjourné 10 jours en 2002 et
retournera en 2003 pour une période semblable.
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