Pulsation, rotation, wind and magnetic field in early B

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Pulsation, rotation, wind and magnetic field in early B-type stars
Neiner, C.
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Neiner, C. L. (2002). Pulsation, rotation, wind and magnetic field in early B-type stars
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Download date: 24 May 2017

Résumé é
Cettee these concerne les phénomènes variables dans les étoiles chaudes et massives, en
particulierr ceux qui relèvent de la rotation, des pulsations et du vent. La presence et Ie röle
duu champ magnétique dans ces étoiles sont aussi étudiés et représentent une nouvelle aire de
recherche.. Etudier ces phénomènes nous permet de comprendre la physique impliquée dans
cess étoiles et apporte une lumière nouvelle pour 1'explication de 1'énigmatique phénomène
Be.. Ce travail consiste en 1'étude poussée de quatre étoiles B soigneusement choisies, dont
deuxx présentent Ie phénomène Be. Ces études sont tres élaborées et nécessitent beaucoup de
tempss de telescope mais elles sont essentielles pour faire des progrès dans ce domaine de
recherchee car les propriétés statistiques du comportement de ces étoiles n'ont pas apportées
d'explicationn au phénomène Be, incompris depuis plus de 100 ans. Ce résumé commence
parr une introduction au domaine astrophysique concerne, c'est-a-dire aux étoiles B variables,
auxx pulsations et au magnetisme. Puis Ie travail de these est présenté et les conclusions les
pluss importantes sont tracées.
11 Les étoiles B
Onn trouve des variations dans tous les types d'étoiles. Cette these est concentrée sur trois
groupess d'étoiles variables de type B : les étoiles Be,
(3 Céphéi et Slowly Pulsating B (SPB,
étoiless B pulsant lentement). Les étoiles variables Be,
(3 Cep et SPB appartiennent aux pre-
mierss sous-types d'étoiles B, c'est-a-dire les plus chauds. Elles sont environ 10 fois plus
massivess que Ie Soleil et peu ou non evoluées. Elles sont toutes pulsantes mais elles ont des
propriétéss différentes. Notamment Ie type de pulsations et les périodes de pulsations ne sont
pass les mêmes. Les étoiles p Cep sont aussi plus chaudes et plus lumineuses que les SPBs.
Onn reconnait les étoiles Be par leur spectre de lumière particulier qui montre les raies
d'hydrogènee en emission au lieu d'etre en absorption. Cette emission peut apparaitre subi-
tementt et aussi disparaitre. Environ 20% de toutes les étoiles B sont des étoiles Be. Leur
comportementt est souvent tres complexe et nous ne savons pas pourquoi certaines étoiles B
deviennentt des Be. Les étoiles Be les plus massives et plus chaudes ont des vents variables
pluss forts que les étoiless B normales de type spectral similaire. Ces vents variables créent des
variationss rapides dans les raies Ultra-Violettes (UV) sensibles au vent. Les étoiles Be ont
aussii des variations dans
1'intensité et Ie spectre de leur lumière optique et Infra-Rouge (IR)
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Résumé é
surr des echelles de temps de
1'heure a la décennie. Les phases d'emission dans les raies d'hy-
drogène,, appelées "Ie phénomène Be", reflètent des changements dans la structure du disque
dee matière qui entoure ces étoiles et qui est créé par des ejections de matière provenant de
1'étoile.. La première étoile Be a été observée en 1867, mais 1'origine de ce phénomène est
toujourss incompris, en particulier la nature discontinue des ejections de matière, a part dans
unn cas. On considère en general que Ie disque des étoiles Be est du a leur vitesse de rotation
tress rapide. Mais les calculs montrent que la rotation a elle-seule ne peut pas expliquer la for-
mationn du disque. Une autre explication est nécessaire pour comprendre comment la matière
peutt obtenir assez de moment angulaire pour être éjectée et rester en orbite autour de
1'étoile.
Quelquess explications ont été proposées recémment pour résoudre ces énigmes, dont la
presencee de pulsations non-radiales ayant des périodes tres rapprochées. Les interferences
constructivess de ces différentes périodes créent une augmentation de
1'amplitude de pulsa-
tion,, qui permet d'éjecter de la matière. Des pulsations ont été observées dans des étoiles B.
Leurr role dans Ie déclenchement de la perte de masse, dans Ie cas des étoiles Be, n'est pas
démontré,, sauf pour
1'étoile /iCen pour laquelle les ejections de matière semblent coïncider
avecc les battements des pulsations non-radiales. Une autre explication, mieux établie grace
aa cette these, est la presence d'un champ magnétique. Le vent qui s'échappe de
1'étoile est
forcéé de tourner avec elle et avec le champ magnétique, obtenant ainsi le moment angu-
lairee nécessaire. Les observations requises pour détecter un champ magnétique dans ce type
d'étoiless sont tres difficiles a obtenir et n'existaient pas jusqu'a récemment. La seule étoile B
ayantt un champ magnétique connue etait une étoile qui est a la fois le prototype des étoiles
PP Cep et une étoile Be qui tourne lentement, alors que les étoiles Be dites "classiques"tournent
tress vite. Jusqu'a présent la theorie et les observations n'ont toujours pas converge vers une
solution. .
22 Les pulsations
Ill existe deux sortes de pulsations : radiales et non-radiales. Les pulsations radiales cor-
respondentt au cas le plus simple oü
1'étoile se dilate et se contracte régulièrement. Dans le cas
dee pulsations non-radiales, le volume total est conserve mais pas la forme sphérique c'est-a-
diree que des zones de 1'étoile se dilatent tandis que d'autres se contractent. (Voir les exemples
dee la Fig. 1.5.)
Less pulsations non-radiales existent probablement dans toutes les étoiles (dont le Soleil)
maiss il est difficile de les distinguer car elles ne peuvent être détectées que par des chan-
gementss d'asymétrie des profils des raies ou des petites perturbations qui se propagent le
longg des raies spectrales (voir Fig. 1.6). Il faut utiliser des telescopes avec des miroirs de
pluss de 2 metres de diamètre. L'observation de ces perturbations est d'autant plus difficile
quee leurs périodes de variations ont une durée de
1'ordre du jour, ce qui correspond a la
périodee de rotation de la Terre sur elle-même. Un telescope sur la Terre voit
1'étoile étudiée
toujourss au même moment de la journée done a la même phase de variation. Nous avons
alorss besoin de plusieurs telescopes a la fois, répartis tout autour de la Terre (MuSiCoS et
autress réseaux internationaux), ou de satellites, pour observer les variations. Les pulsations
produisentt aussi des variations de lumière de faible amplitude, d'autant plus faibles que les
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Résumé é
modess sont élevés, done vite indétectables sauf depuis
1'espace, d'oü on peut atteindre une
bienn meilleure précision car
les observations ne sont pas perturbées par 1'atmosphere terrestre.
Lorsqu'unee étoile varie selon plusieurs périodes de pulsations simultanément, il se pro-
duitt un effet de battement. Le battement correspond a la période a laquelle les différentes
pulsationss sont en phase. L'énergie de chaque mode de pulsation est alors au maximum
enn même temps et 1'énergie totale est plus grande, ce qui pourrait notamment expliquer le
phénomènee Be. Dans cette these plusieurs périodes de pulsation ont été découvertes pour
différentess étoiles, mais aucun battement n'a été mis en evidence. Toutefois il faut disposer
d'unn grand nombre d'observations sur de longues bases de temps pour pouvoir rechercher un
tell battement, ce qui fait encore défaut a 1'heure actuelle.
33 Le champ magnétique
Ill est bien connu que les étoiles telles que le Soleil ont des champs magnétiques générés
justee sous la surface dans la zone de convection. Les étoiles massives cependant ont une zone
dee convection quasiment inexistante sous la surface (mais ont un coeur convectif) et nous
nee connaissons aucun mécanisme trivial qui pourrait créer un champ magnétique dans ces
étoiles.. Pourtant il existe des étoiles B avec un champ magnétique. Ces dernières années des
preuvess indirectes de la presence de champs magnétiques dans les étoiles B et dans les étoiles
O,, encore plus massives et plus chaudes, ont été accumulées. Mais on ne connaissait qu'une
seulee de ces étoiles avec un champ magnétique.
Laa detection directe du champ magnétique dans les étoiles B est un challenge. Nous
avonss besoin d'un spectropolarimètre haute resolution installé sur un tres grand telescope.
Less techniques actuelles de detection utilisent
1'effet Zeeman. Lorsqu'une étoile a un champ
magnétique,, ses raies spectrales se dédoublent. C'est ce qu'on appelle
1'effet Zeeman. Selon
quee le champ magnétique soit plus ou moins fort, le dédoublement sera plus ou moins grand.
Danss le cas des étoiles B, le champ magnétique attendu est tres faible et le dédoublement est
donee difficile a discerner. Le résultat peut-être amélioré en utilisant la methode LSD (Least
Squaree Deconvolution) qui additionne la signature magnétique de chaque raie pour obtenir
unn signal total plus facile a détecter. Cette methode marche tres bien pour les étoiles froides
quii ont des milliers de raies. Mais dans les étoiles chaudes le nombre de raies est souvent
inférieurr a cent. De plus les raies des étoiles Be sont tres larges car ces étoiles tournent vite,
ett le dédoublement magnétique est done d'autant plus difficile a voir. Une autre complication
provientt du fait que les techniques qui utilisent
1'effet Zeeman ne mesurent qu'une compo-
santee du champ magnétique, celle qui est dans la direction de 1'observateur, même si le champ
magnétiquee total peut être bien plus grand. L'effet Zeeman et la technique LSD sont utilises
avecc le spectropolarimètre Musicos au Pic du Midi pour détecter des champs magnétiques.
Laa configuration de champ magnétique la plus simple est un dipöle, e'est-a-dire avec
unn pöle magnétique positif d'un coté de
1'étoile et un pöle négatif a 1'opposé. Mais 1'axe
duu champ magnétique n'est pas forcément aligné avec 1'axe de rotation de
1'étoile. Autre-
mentt dit, les poles magnétiques ne coincident pas avec les poles de rotation. Lorsque
1'étoile
tourne,, 1'observateur sur Terre voit alors le champ magnétique stellaire sous une inclinai-
sonn différente. Ceci produit des variations dans la valeur du champ magnétique mesure.
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Résumé é
Nouss avons pu mesurer tres précisément (a quelques secondes prés) la période de rotation
dee quelques étoiles B a partir des variations dues au vent stellaire qui apparaissent dans les
spectress UV obtenus pendant 18 ans. En combinant les mesures de champ magnétique obte-
nuess a la même phase de rotation, la précision du résultat a pu être améliorée. Il est apparu
quee connaitre la période de rotation de
1'étoile est essentiel pour trouver ces faibles champs
magnétiques. .
44 Le travail de cette these
Danss cette these nous étudions des étoiles B soigneusement choisies appartenant aux trois
groupess cités précédemment et nous nous intéressons en particulier aux deux explications les
pluss probables du phénomène Be
: le battement de pulsations non-radiales et la presence d'un
champp magnétique.
Danss le chapitre 2, une étude des pulsations non-radiales de
1'étoile Be wOrionis a été
entreprise.. Pour cela nous avons utilise 8 telescopes répartis autour de la Terre pour obser-
verr u Ori pendant 22 jours et nuits consécutifs. C'est la campagne d'observations MuSiCoS
1998,, qui concernait aussi quatre autres étoiles. Nous avons identifié un type de pulsations
non-radialess dans cette étoile et plusieurs périodes de variations. Nous avons aussi observe
unn nuage dense de matière orbitant autour de
1'étoile et avons propose deux scénarii pour
expliquerr le comportement de ce nuage en rapport avec 1'augmentation d'emission observée
danss certaines raies spectrales.
Danss le chapitre 3, nous réanalysons les données de la campagne MuSiCoS 1998 en y
ajoutantt des données obtenues par une autre équipe en 1999, ainsi que des données obte-
nuess au Pic du Midi en 2001, pour essayer d'améliorer la determination des périodes de
pulsationss et étudier les effets de la rotation de 1'étoile sur divers paramètres. Nous avons
trouvéé que les raies sensibles au vent subissent une modulation périodique en accord avec
laa période de rotation stellaire. De même, les composantes d'emission affectant certaines
raiess photosphériques sont modulées par la rotation, suggérant ainsi la presence de deux
regionss de matière en corotation. Nous avons également découvert des preuves de la presence
d'unn champ magnétique dans cette étoile, qui serait done la première étoile Be classique
magnétiquee découverte. La confirmation de ces mesures est nécessaire. Cette étoile apparait
aussii surabondante en Helium, les surabondances chimiques étant une propriété commune
auxx étoiles B magnétiques.
Danss le chapitre 4, nous avons realise une étude de pulsations similaires sur
1'étoile Be
666 Ophiuchi et avons trouvé plusieurs périodes de pulsations. Nous avons essayé de mesu-
rerr si un champ magnétique est présent dans cette étoile, mais un instrument plus puissant
estt nécessaire. Les multi-périodes détectées dans ces deux étoiles laissent a penser que le
battementt de pulsations non-radiales doit probablement se produire dans ces étoiles, ce qui
pourraitt expliquer le phénomène Be. La encore, des observations sur une bien plus longue
basee de temps sont nécessaires. Mais le champ magnétique pourrait aussi jouer un röle im-
portant. .
Danss le chapitre 5, nous rapportons la découverte d'un mode de pulsations non-radiales
danss
1'étoile /3Cep V 2052 Ophiuchi, en plus du mode radial déja connu. Grace a des ob-
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