Agnès Acker est membre du groupe de travail « Nébuleuses

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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

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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 « energy-
driven », 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

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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 (Paris-
Meudon), 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 log-
normale (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 (Paris-
Meudon), 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

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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 « proto-
PN », 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