Étoiles B8–A1 à faible v sini : détection de rotateurs rapides vus par

Étoiles B8–A1 à faible vsin i:
détection de rotateurs rapides vus par le pôle
Royer F.(1), Frémat Y.(2), Monier R.(3,4), Gebran M.(5), Zorec J.(6)
(1) GEPI – Observatoire de Paris, France (2) Observatoire Royal de Belgique (3) LESIA – Observatoire de Paris, France
(4) Université de Nice Sophia Antipolis, France (5) Notre Dame University-Louaize, Liban (6) Institut d’Astrophysique de Paris, France
Résumé
Pour confirmer ou infirmer le caractère bimodal des distributions
de vitesses de rotation pour les étoiles de type B8–A1 normales
(Royer et al. 2007; Zorec & Royer 2012) un programme d’obser-
vations spectroscopiques à l’OHP a été entrepris pour obtenir une
caractérisation spectrale précise d’un échantillon d’étoiles B8–A1 à
faible vsin i(≲75kms−1) et détecter des étoiles binaires et/ou chimi-
quement particulières.
Royer et al. (2014) ont montré que dans le sous-échantillon des
étoiles A précoces, un tiers des objets s’avèrent être des étoiles nor-
males et non binaires. Ces objets là sont étudiés avec un très haut
rapport signal-sur-bruit pour détecter des signatures d’assombris-
sement par gravité et mesurer à la fois l’inclinaison et la vitesse de
rotation à l’équateur, grâce au code FASTROT (Frémat et al. 2005).
Plusieurs candidates sont en cours d’analyse, dont certaines tour-
nant à des vitesses proches de la rupture.
1 Contexte
Alors que les distributions de vitesses de rotation des étoiles normales dans la gamme de types spectraux A2–F0
(∼1.5–2 M⊙) sont monomodales, avec une absence de rotateurs lents, Royer et al. (2007) et Zorec & Royer (2012) ont
montré que pour les étoiles plus massives, ces distributions sont bimodales avec un pic de rotateurs lents (Fig. 1).
Ces études sont basées sur des données extraites de la littérature pour identifier et écarter les étoiles binaires
et/ou chimiquement particulières. Pour affiner cette classification et nettoyer l’échantillon, un programme d’observation
spectroscopique a été entrepris avec SOPHIE à l’OHP pour observer 46 étoiles A0–A1 et 49 étoiles B8–B9.5, à faible
vsini(≲75kms−1), et non précédemment connues comme étant binaires ou chimiquement particulières.
0.000
0.001
0.002
0.003
0.004
0.005
0.006
0.007
probability
density
50 100 150 200 250 300 350 400
1.6
1.7
1.8
1.9
2.0
2.1
2.2
2.3
2.4
2.5
2.6
2.7
2.8
2.9
3.0
3.1
3.2
3.3
3.4
3.5
v (km s−1)
mass
Fig. 1 : Distribution des vitesses de ro-
tation équatoriales v, en fonction de
la masse (Zorec & Royer 2012). La
densité est représentée par l’échelle
de couleur. On remarque la présence
d’une surdensité de rotateurs lents (v≲
100 kms−1) pour les masses supé-
rieures à 2.5 M⊙.
2 Caractérisation
Les observations spectroscopiques avec SOPHIE sont faites dans un premier
temps pour identifier de nouvelles étoiles binaires ou chimiquement particulières
(CP). L’allure et la variation du pic de corrélation permet de repérer les binaires
spectroscopiques (SBSB). Une analyse spectrale permet de déterminer les abon-
dances de 16 éléments (C, O, Na, Mg, Si, Ca, Sc, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni, Sr, Y, Zr et
Ba) et de découvrir de nouvelles étoiles CP (Monier et al. 2015, 2016).
Fig. 2 : À gauche, résultat de la classification pour les 46 étoiles A0–A1 (Royer
et al. 2014). À droite, résultat préliminaire pour les 49 étoiles B8–B9.5. CP re-
présente la part des étoiles nouvellement détectées comme chimiquement parti-
culières et SB représente celle des nouvelles binaires spectroscopiques (SB1 et
SB2).
3 Assombrissement par gravité
Environ un tiers de l’échantillon est effectivement composé d’étoiles normales. La sélection de l’échantillon étant
basée sur le vsini, l’effet de projection ne garantit pas que ces étoiles sont des rotateurs intrinsèquement lents. Pour
le savoir, il faut mener une analyse plus détaillée : si l’étoile est en fait un rotateur rapide, alors on peut détecter des
signatures d’assombrissement par gravité, comme sur le spectre de Véga (Gulliver et al. 1994; Takeda et al. 2008;
Hill et al. 2010; Monnier et al. 2012).
La déformation de l’étoile sous l’effet de la force centrifuge provoque un gradient de gravité et de température à
la surface entre l’équateur et le pôle de l’étoile. Le pôle est plus chaud et plus lumineux que l’équateur. Les raies
spectrales, en fonction de leur sensibilité au gradient de température et de gravité, vont alors montrer des profils
caractéristiques, à fond plat ou à fond renversé, permettant de déterminer vet iséparément (Fig. 3).
4 Résultats préliminaires
4.1 Exigences observationnelles
Takeda et al. (2008), dans le cadre de leur étude de Véga, ont fourni une liste de raies sensibles à l’assombrissement
par gravité et observées sur leur spectre à très haut rapport signal-sur-bruit de Véga, ∼2000–3000. La présence de
fond plat ou renversé, dans les profils de raies de rotateurs rapides vus par le pôle, se rencontre le plus souvent sur
les raies faibles, pour lesquelles la variation relative d’intensité en fonction de Teff est plus grande. La détection de ces
signatures nécessite des rapports signal-sur-bruit (SNR) élevés.
4.2 Profils observés
Les étoiles confirmées comme normales dans notre échantillon sont réobservées avec SOPHIE, pour atteindre
SNR ≳300–400. Là encore, le signal n’est pas toujours suffisant pour identifier les signatures sur le profil des raies
individuelles. Une liste de 189 raies, sur l’intervalle spectral 4150–5500 Å, a été établie. Les raies ont été sélection-
nées en fonction de leur gradient d’intensité avec Teff (entre 7000 et 11500 K), tout en évitant celes contaminées par
des raies voisines. Ces profils individuels sont co-additionnés pour obtenir un profil moyen dans l’espace des vitesses
(Fig. 4).
4.3 Grille synthétique
En utilisant le code FASTROT (Frémat et al. 2005), une grille de modèle à été construite. Elle est échantillonnée en
⟨Teff⟩(de 7000 à 15000 K, par pas de 500 K), ⟨logg⟩(de 3.6 à 4.3, par pas de 0.1 dex), inclinaison i(de 0 à 30° par
pas de 1°) et taux de rotation Ω/Ωc(0.6, 0.8, 0.9, 0.95 et 0.99). De manière identique aux profils observés, les profils
de raies synthétiques sont combinés et comparés aux observations.
4.4 Détection de rotateurs rapides vus par le pôle
Sur les 17 étoiles confirmées normales dans le sous-échantillon A0–A1, 16 ont pu être observées avec un très haut
SNR. Pour 5 d’entre elles, le profil moyen des raies sélectionnées est compatible avec un profil classique de rotation.
Pour les 11 autres, le profil montre des signatures d’assombrissement par gravité (Fig. 4).
Fig. 3 : Extrait de spectres synthétiques générés
avec le code FASTROT (Frémat et al. 2005). Les
spectres correspondent à des paramètres atmosphé-
riques moyens identiques Teff =9500 K, log g=4 et
vsini=32 kms−1, mais avec des vitesses équatoriales
vet des inclinaisons de l’axe de rotation sur la ligne de
visée idifférents. On peut noter l’effet d’assombrisse-
ment par gravité sur la raie de Ti ii.
4587.5 4588 4588.5 4589 4589.5 4590 4590.5
longeur d’onde
0.85
0.9
0.95
1
v = 32 km/s ; i = 90
v = 184 km/s ; i = 10
v = 262 km/s ; i = 7
v = 300 km/s ; i = 6
v = 360 km/s ; i = 5
Cr II Ti II
−40 −20 0 20 40
velocity (km s−1)
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
HD21050
T9000_G370_I1000_O60.N χ2= 233.2
−60 −40 −20 −0 20 40
velocity (km s−1)
0.95
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
HD28780
T8500_G360_I1300_O60.N χ2= 278.4
−50 0 50
velocity (km s−1)
0.95
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
HD47863
T9500_G380_I800_O99.N χ2=1733.6
−60 −40 −20 0 20 40 60
velocity (km s−1)
0.95
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
HD73316
T9000_G380_I1200_O60.N χ2= 173.0
−40 −20 0 20 40
velocity (km s−1)
0.95
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
HD85504
T9500_G360_I500_O99.N χ2=2311.3
−50 0 50
velocity (km s−1)
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
HD104181
T9500_G400_I1700_O60.N χ2= 120.8
−20 −10 0 10 20
velocity (km s−1)
0.92
0.94
0.96
0.98
1.00
normalized flux
HD132145
T9000_G370_I500_O60.N χ2=1116.9
−40 −20 0 20 40
velocity (km s−1)
0.95
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
VEGA
T9000_G410_I500_O80.N χ2= 486.1
−50 0 50
velocity (km s−1)
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
HD133962
T9500_G360_I2000_O60.N χ2= 319.0
−100 −50 0 50 100
velocity (km s−1)
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
HD223855
T10000_G380_I1600_O80.N χ2= 965.2
−60 −40 −20 0 20 40 60
velocity (km s−1)
0.96
0.97
0.98
0.99
1.00
normalized flux
HD223386
T9000_G360_I1400_O60.N χ2= 113.9
Fig. 4 : Comparaison des profils moyens de raies observés avec les modèles de la
grille pour les 11 étoiles montrant des signatures d’assombrissement par gravité. Le
meilleur profil synthétique, en rouge, est superposé au profil observé, et les para-
mètres du modèle sont indiqués en rouge.
Références
Frémat, Y., Zorec, J., Hubert, A.-M., & Floquet, M. 2005, A&A, 440, 305
Gulliver, A. F., Hill, G., & Adelman, S. J. 1994, ApJ Lett., 429, L81
Hill, G., Gulliver, A. F., & Adelman, S. J. 2010, ApJ, 712, 250
Monier, R., Gebran, M., & Royer, F. 2015, A&A, 577, A96
Monier, R., Gebran, M., & Royer, F. 2016, Ap&SS, 361, 139
Monnier, J. D., Che, X., Zhao, M., et al. 2012, ApJ Lett., 761, L3
Royer, F., Gebran, M., Monier, R., et al. 2014, A&A, 562, A84
Royer, F., Zorec, J., & Gómez, A. E. 2007, A&A, 463, 671
Takeda, Y., Kawanomoto, S., & Ohishi, N. 2008, ApJ, 678, 446
Zorec, J. & Royer, F. 2012, A&A, 537, A120
†Address for correspondence: GEPI – Observatoire de Paris, 5 place Jules Janssen, F-92195 Meudon cedex